Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 10
NACH REDAKTIONSSCHLUSS
4 V838 Mon - der Veränderliche des Jahres 2002 (Diederich H.-G.)
4 Bernd Flach-Wilken ist Preisträger VdS-Medaille 2002 (VdS-Vorstand)
SPT/JUGENDARBEIT
6 Große Okulare und kleine Sorgen (Becherer Jana)
6 124.584 Zeichen und 1.001 Fotos (Jahreis Oliver)
8 Beobachtungen im ASL 2002 (Müller Andre)
9 "Die Arbeitsgruppe "Einführung in die Astronomie""" (Leugner Rebecca)
10 Ein Thema der AG Sternphysik - das HRD (Lingner Ina, Burmeister Michael)
12 Dunkle Materie (Verweyen Alice)
13 Geheimnisvolle Felder in unserem Sonnensystem (Becherer Jana)
15 Der Workshop Spektroskopie (Müller Andre)
16 Schwarze Löcher nüchtern betrachtet (Lingner Ina)
18 "Bau eines Spektroskops nach der "MacGyver-Methode""" (Leugner Rebecca, Opialla Tobias)
20 Der Tagesausflug nach Frankfurt (Heger Max)
22 Unterstützen Sie uns (Jahreis Oliver)
AMATEURTELESKOPE
22 Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau Neues (Zellhuber Herbert)
SELBSTBAU
23 Innovationen im Fernrohrselbstbau beim ITV 2002 (Zellhuber Herbert)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
26 Ist die nordatlantische Oszillation die Ursache der Haloperiodizität? (Hinz Claudia)
CCD-TECHNIK
27 Aus dem Pixelkästchen Journal 10 (Möller Dennis)
27 Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen Teil 1 (Raab Herbert)
30 LRGB-Aufnahmen mit der CCD-Kamera (Zwick Magnus)
ASTROFOTOGRAFIE
34 Rauschreduzierung in CCD-Aufnahmen Teil 2 (Möller Dennis)
36 Einstieg in Fotografie von Milchstraßenfeldern Teil 2 (Celnik Werner E.)
39 "Projekt "Veränderliche in Draco Dwarf""" (Riepe Peter)
40 Strichspuraufnahmen (Binnewies Stefan)
44 Galaxienfotografie am Südhimmel mit 600 mm Brennweite (Hoppe Michael)
47 Bitte einsteigen (Riepe Peter)
METEORE
48 "Die spannende Jagd nach dem Alpen-Meteoriten "Neuschwanstein""" (Heinlein Dieter)
KOMETEN
51 Kernnahe Kometenstrukturen und ihre visuelle Beob. (Kerner Heinz)
53 Hellere Kometen des Jahres 2003 (Meyer Maik)
KLEINE PLANETEN
56 Astrometrie schwieriger Kleinplaneten (Lehmann Gerhard)
58 Ein Kleinplanet für mich allein - die Geschichte einer ganz persönlichen Entdeckung (Griesser Markus)
60 Kleinplanetenjagd auf dem Calar Alto (Kresken Rainer)
SPEKTROSKOPIE
62 Spektroskopie mit geringem Aufwand (Diederich H.-G.)
STERNBEDECKUNGEN
64 Tercidina mon amour (Bredner Eberhard)
DEEP SKY
68 Eye & Telescope (Panczyk Dirk)
68 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 10 (Steinicke Wolfgang)
71 Mayall II - der Außenseiter in M 31 (Bohle Jens)
74 Kugelsternhaufen von I bis XII (Töpler Rainer)
VERäNDERLICHE
77 Vorhersagen für Sterne aus dem BAV-Circular (Bannuscher Dietmar)
78 Neue BAV-Umgebungskarten für helle Bedeckungsveränderliche (Bannuscher Dietmar)
78 W UMa - ein Standardstern? (Petter Günter)
80 5 Jahre Himmelsüberwachung (Bernhard Klaus)
SONNE
82 Dunkelkammertechnik für H-alpha-Aufnahmen (Popp Harald)
DARK SKY
85 Fachgruppe Dark Sky - Neues (Hänel Andreas)
86 Lichtverschmutzung in der Lichterstadt (Hänel Andreas)
GESCHICHTE
87 Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
88 Asaph Hall und die Entdeckung der Marsmonde (Steinicke Wolfgang)
SERVICE
92 M wie Messier Journal 10: M 36, M37, M 38, M 45 (Güths Torsten)
BEOBACHTERFORUM
98 2002 NY40 lässt grüßen (Celnik Werner E.)
101 Beobachtung des Asteroiden 2002 NY40 (Burkhard Herbert)
102 Bestimmung und Auswertung der scheinbaren Geschwindigkeit von 2002 NY40 (Diederich H.-G.)
105 "Der Mond und die "X""-Files" (Wagner Frank)
106 Bericht eines Neulings (Schmidt Stefan)
107 Superstarcluster M82 A (Diederich H.-G.)
108 Leoniden-Meteorschauer 1998 und 1999 Gornergrat (Guthier Otto)
112 Richtung Südost - Leoniden 2001 (Celnik W. E., Flach-Wilken B., Guthier O., Thomas A.)
119 Schwarze Sonne - Rotes Land (Kertzscher Jan)
122 Astro-Urlaub auf den Canaren (Claus Wolfgang G.)
VDS-NACHRICHTEN
123 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
124 Das große Ereignis wirft seine Schatten voraus (Völker Peter)
124 Leserbriefe an die Redaktion/GS Journal 10 (VdS-Redaktion)
125 Ergebnisse der VdS-Mitgliederbefragung (Guthier Otto, Steinicke Wolfgang)
127 "Aufnahme in die "Royal Astronomical Society""" (Guthier Otto, Celnik Werner E.)
127 Zehn Ausgaben VdS-Journal - ein Rückblick (VdS-Redaktion)
129 Stern-Tag 2003 - Astronomie für alle (Korth Stefan)
130 VdS Fachgruppentreffen am 8.6.2002 in Kirchheim (Thomas Axel)
131 Astronomie Heute - neue Zeitschrift (Vorstand)
131 VdS-Medaille 2002 Verleihung (VdS-Vorstand)
VDS VOR ORT
132 Tagung Fachgruppe CCD-Technik 3.-5.5.2002 (Möller Dennis)
133 Tagung Fachgruppe 21. Kometen und Planeten Violau (Gera Hans-Dieter)
134 VdS Regionaltagung 2002 in Bonn 2. (Celnik Werner E.)
135 Tagung Fachgruppe Kleine Planeten in Sonneberg (Griesser Markus)
137 Das 24. Astronomische Abenteuer Camp der M.A.O. (Schremmer Hans)
138 Per aspera ad astra Teil 2 (Loibl Günter)
REZENSION
141 "Buchbesprechung "Astronomie für Einsteiger""" (Steinicke Wolfgang)
VORSCHAU
147 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 10 (Celnik Werner E.)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 10 (Guthier Otto, Celnik Werner E.)
Textinhalt des Journals 10
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
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Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
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148
- Adressen Fachgruppen und Redakteure
123
- Errata
129
Kleinplanet 2002 NY40 Seite 98
Die Leoniden 1998-2001 Seite 108 ff
VdS-Fachgruppentreffen Seite 130
Saturn vom Feinsten... Seite 143
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Bernd Flach-Wilken ist Preisträger der VdS-Medaille 2002
Bernd Flach-Wilken ist neuer Preisträger der VdS-Medaille. Anlässlich der 21. Bochumer Herbsttagung der AmateurAstronomen (BoHeTa) wurde einer der bekanntesten und profiliertesten deutschen Astrofotografen ausgezeichnet und geehrt. Der neue Preisträger wurde vom Vorstand aus mehreren eingereichten Vorschlägen ausgewählt. Wir gratulieren im Namen
aller Hobby-Astronomen Bernd FlachWilken zu dieser Auszeichnung! Mehr dazu in den VdS-Nachrichten in dieser Ausgabe. Die Redaktion
Abb.1: Bernd Flach-Wilken mit Urkunde und VdS-Medaille.
V838 Moncerotis - der Veränderliche des Jahres 2002
von Hans G. Diederich
Entdeckt am 6.1.2001 mit seinem ersten Ausbruch wurde V838 Mon zunächst als ,,mögliche Nova" eingeordnet und stieß damit auf das für Novae übliche Interesse. Die Situation änderte sich aber grundlegend, als sich am 2.2.2002 ein zweiter, viel hellerer Ausbruch ereignete. Dies war ungewöhnlich. Das helle Aufleuchten sandte in alle Himmelsrichtungen einen Lichtpuls aus, der nach und nach Teile von Staubschalen aufleuchten ließ, die V838
Mon vor Jahrtausenden ausgestoßen hatte und die bisher unsichtbar geblieben waren. Laut Thorsten Lange von der FG Veränderliche (BAV) [1] ist dies erst das dritte beobachtete Lichtecho in unserer Milchstraße. Also ein Ereignis, das einem Sternfreund wohl nur einmal in seinem Leben widerfährt. Jeder Besitzer einer CCD-Kamera kann dieses Lichtecho selber aufnehmen, es bei seiner Ausdehnung verfolgen und aus sei-
Abb. 1: Das Lichtecho zeigt sich erst auf der zweiten und dritten Aufnahme. Einzelheiten im Text
nen Aufnahmen den Zeitpunkt des Ausbruchs und sogar die Entfernung zum Objekt bestimmen, die bei ca. 5.000 Lichtjahren liegt. Wann hat es so etwas in der Amateurastronomie schon einmal gegeben?! Nicht zu Unrecht wurde daher V838 Mon von der BAV zum ,,Veränderlichen des Jahres 2002" erklärt. In Abbildung 1 sind drei Aufnahmen (120 Sek., 7-Zoll-Mak, ST-7 (links), 48 Sek., 12Zoll-SCT, ST-9E (Mitte) und 1.960 Sek., 12-Zoll-SCT, ST-9E, V-Filter (rechts)) zusammen mit einem Diagramm dargestellt, in das der Durchmesser des Lichtechos an zwei Tagen eingezeichnet wurde. Die Verbindungsgerade führt genau zum Datum des zweiten Ausbruchs: 2.2.2002. Wer will, kann V838 Mon auch mit Grünoder V-Filter aufnehmen, sollte dabei aber solche Filter verwenden, die Infrarotstrahlung (IR) nicht durchlassen. V838 Mon leuchtet inzwischen überwiegend im IR-Bereich. Für den Nachweis des Lichtechos sind diese Filter aber nicht erforderlich. Und der Lichtpuls von V838 Mon rast weiter durch die Milchstraße: Das Lichtecho weitet sich aus, wird laufend größer. Es gibt für einen CCDler wirklich keinen Grund, dieses Objekt in den nächsten Wochen und Monaten nicht zu beobachten. Ich wünsche Ihnen bei diesem ,,Abenteuer der Amateurastronomie" Erfolg und viel Freude.
Literaturhinweise: [1] http://www.bav-astro.de/sterne/monv838/
modell.html
VdS-Journal Nr. 10
6 SCHWERPUNKTTHEMA
124.584 Zeichen und 1.001 Fotos
von Oliver Jahreis
Das entspricht etwa 50 Seiten mit Berichten und einer Ausgabe nur mit Fotos im VdS-Journal und wir haben noch nicht mal alle Artikel fertig, die uns unsere Jugendlichen geschrieben haben. Wir brauchten keinen Schwerpunkt Jugendarbeit, sondern ein Extra-Heft, was leider nicht möglich ist. Nun muss ich aber trotzdem Platz verschwenden, um Ihnen etwas Hintergrundwissen über unsere Arbeit zu geben.
Was ist überhaupt die VdS-Fachgruppe Jugendarbeit? Wenn ein Verein keine Nachwuchsarbeit betreibt, stirbt er wortwörtlich aus. Darum gibt es uns und wir werden vom Vorstand stark unterstützt. Bis zum genialen Einfall meines Vorgängers Uwe Reimann ein Jugendlager zur Sonnenfinsternis 1999 zu veranstalten, bot die VdS-Jugendarbeit keine eigenen Veranstaltungen an. Natürlich betreuen wir immer noch alle jungen VdS-Mitglieder und astronomisch interessierten Jugendlichen, beantworten Fragen, geben Tipps, informieren sie über Veranstaltungen und über ,,Jugend forscht". Aber der so wichtige persönliche Kontakt fehlte. Jetzt haben wir ein jährlich stattfindendes Jugendlager und viele neue Ideen.
Was sind VdS-Jugend-Treffen? Unsere Jugendlichen interessieren sich sehr für astronomische Veranstaltungen, wie Teleskoptreffen, Tagungen oder Messen. Oft hindern sie nur ein paar Probleme an der Teilnahme. Meist ist es die Anfahrt, die Übernachtung und vor allem die Erlaubnis der Eltern (Wer passt dort auf dich auf?). Um hier Abhilfe zu schaffen, wollen wir in Zukunft verstärkt VdS-Jugend-Treffen ver-
anstalten, zu denen wir die Jugendlichen einladen, sie gegebenenfalls vom Bahnhof abholen, eine Übernachtungsmöglichkeit anbieten und sie auf der Veranstaltung betreuen. Das ITV 2002 war nur der Anfang! Lesen Sie dazu den Beitrag: ,,Große Okulare und kleine Sorgen - Das VdS-Jugend-Treffen auf dem ITV 2002".
Was sind die Projektgruppen der VdS-Jugend? Bei Jugendlichen gibt es eine gewisse Hemmschwelle gleich bei einem Projekt einer VdS-Fachgruppe mitzumachen. Um Abhilfe zu schaffen, wollen wir mit den anderen Fachgruppen spezielle Angebote schaffen, um den Einstieg zu erleichtern. Hier stehen wir noch am Anfang, doch sicherlich werden wir 2003 erste Angebote machen können. Unsere Jugend wartet aber nicht so lange, sondern stellt schon eigene Projekte auf die Beine! So bildet sich gerade eine Gruppe zum Venus-Transit 2004 und unsere Projektgruppe bei ,,Hands on Universe" sucht im Moment nicht nach Supernovae, sondern versucht mit ihrer Software und Daten von der Sternwarte Sonneberg sowie aus den USA, Rückschlüsse auf die Größe und Form des Asteroiden NY 40 zu ziehen. Einen Bericht darüber werden wir in einer der nächsten Ausgaben veröffentlichen.
Was ist das Astronomische Sommerlager ASL? Mit einer Dauer von 14 Tagen, 50 Teilnehmern, 12 Arbeitsgruppenleitern und den unzähligen Gastreferenten ist dieses Jugendlager unsere größte Veranstaltung. Das Programm ist so vielfältig, dass wir
hier nur einen groben Überblick schaffen können. In diesem Jahr boten wir 11 Arbeitsgruppen, 28 Workshops, 8 Vorträge, einen Tagesausflug und unzählige kleinere Aktionen an. Da sind die folgenden 10 Artikel von Teilnehmern nur ein Tropfen auf den heißen Stein! Trotzdem hoffen wir, dass wir wenigstens einen kleinen Einblick und eine Vorstellung von dem vermitteln, was die Jugendlichen in unserem Jugendlager alles erleben und lernen.
Was, das macht ihr alles ehrenamtlich? Das fragte mich in diesem Jahr nicht nur eine Person. Darum herzlichen Dank an: Susanne Hoffmann (Teilnehmerbetreuung und Kasse), Iris Fleischer (Organisation und Programm), Willem van Kerkhof (hat 5 private PC's mitgebracht und den PCRaum betreut), Dirk Baumeister (hat mit mir Korrektur gelesen) und die restlichen 8 Arbeitsgruppenleiter. Alle haben weit mehr als die 14 Tage Freizeit EHRENAMTLICH geopfert und sich mit größtem Engagement am Gelingen des Jugendlagers beteiligt. Natürlich sei auch den vielen Referenten gedankt, die mit Vorträgen und Workshops unser Programm noch mehr bereichert haben. Ein Danke auch an alle Firmen, die uns mit Sachspenden und Leihgaben unterstützt haben. Nicht zu vergessen meine Kollegen im VdS-Vorstand, die uns nicht nur finanziell unterstützen. Zum Schluss noch ein Lob an all die fleißigen Schreiberlinge in unserem Jugendlager. Weitere Artikel kommen in die nächsten Ausgaben des VdS-Journals und alle auf unsere Internetseiten unter: www.astronomie-live.de Nun wünsche ich nur noch viel Spaß beim Lesen. Ich würde gerne Ihre erstaunten Blicke sehen, wenn Sie lesen, was unsere Jugendlichen schon alles drauf haben.
Große Okulare und kleine Sorgen - Das VdS-Jugend-Treffen auf dem ITV 2002
von Jana Becherer mit Fotos von Willem van Kerkhof
Wenn das Interesse für Astronomie intensiv ausgeprägt ist, sind nahezu alle klaren Nächte ein Muss, die Meteorologie Nebenpflichthobby, und Kontakt zu anderen Sternenguckern wichtig. Das weiß jeder Amateurastronom. So freut man sich natürlich immer wieder, wenn man Gelegenheit hat, dem Streulicht der Umgebung zu ent-
VdS-Journal Nr. 10
fliehen. Wenn man dann noch viele große Optiken in der Nähe hätte ... Hätte? Man hatte, auf dem diesjährigen Internationalen Teleskoptreffen Vogelsberg (ITV). Für jemanden wie mich, der sonst aus Geldmangel nur mit dem Feldstecher auf Photonenjagd geht, war das Angebot der VdS-Jugend zur Teilnahme am ITV
wieder mal eine gute Chance meinem Hobby nachzugehen, gleichzeitig gute Bekannte zu treffen und neue Freundschaften zu schließen. Zu einer ersten neuen Erkenntnis kam ich auch sofort bei der Ankunft: Es gibt unheimlich viele Amateurastronomen, und es ist einfach ein toller Anblick, eine große Zahl von ihnen
SCHWERPUNKTTHEMA 7
Abb. 1: Das Gemeinschaftszelt der VdS-Jugend mit Küchenpavillon
Abb. 2: Der Küchenpavillon war auch Abstellplatz für Teleskope.
Abb. 3: Eines der vielen Großdobbis
versammelt zu sehen, zumal sehr viele von ihnen ihre Technik mitgebracht hatten. Vor jedem Zelt oder Wohnmobil türmten sich astronomische Ausrüstungsgegenstände verschiedenster Art. Vom 5-Zoll-Refraktor bis zum 30-Zoll-Dobson war alles vorhanden. Teilweise einfach unerklärlich wie manche Monster mit einem einfachen Fahrzeug transportiert wurden. Leider waren die Idealumweltzustände für einen Astronomen nur teilweise erfüllt. Denn der wichtigste Punkt, der mit dem wolkenungetrübten Sternenlicht, war nicht erfüllt. Jedenfalls nicht in der Zeit vom 10.5. bis 12.5., in der ich anwesend war.
Schade! Aber in so einer Situation kann man sich immer noch mit anderen, bisher schon erlebten astronomischen Höhepunkten trösten. Und auch Überlegungen ob nicht manchmal Radioastronomie erfolgsversprechender wäre, werden wegen des großen benötigen Antennendurchmessers und dem Fehlen des ,,Urerlebnisses Sternenhimmel" in den Wind geschlagen. Aber selbst Regen kann unser meist optimistisches Völkchen nicht die Stimmung nehmen, denn tagsüber konnte man auch ab und zu mal einen Blick auf unser Zentralgestirn werfen. Auch nachts gab es immerhin eine Stunde klaren Himmel, so dass ich in dieser Zeitperiode immerhin noch einen Blick auf Ikeya-Zhang werfen konnte, der zu dieser Zeit gerade im Herkules weilte. Und auch der berühmte Ringnebel sowie Albireo konnten noch kurz sozusagen unters Okular genommen werden. Bis unser kurzfristiges optisches Fenster wieder durch ein wenig Wasser in
diversen ,,Aggregatzuständen" geschlossen wurde. Auf Grund dieser anhaltenden schlechten Witterungsbedingungen wurde dann der Sportplatz von Stumpertenrod zum ,,Schwimmplatz von Sumpfertenrod". Aber auch die deshalb am letzten Tag ablaufende Schlammschlacht ist von uns VdS-Jugendlichen mit viel Spaß aufgenommen worden. Wenn auch einige Leute arge Probleme mit dem Gravitationsgesetz hatten und ihre Wohnmobile mit Hilfe von Traktoren aus der Schlammoase fördern mussten, wurde letztlich auch dieses Problem mit der langjährig auf diesem Gebiet gesammelten Erfahrung gelöst. Eigentlich geht es ja nicht nur um die guten Beobachtungen, sondern auch einfach nur mal um das Beisammensein. Von daher kann ich nur sagen: Für das Wetter kann niemand was (außer vielleicht der berühmte Schmetterling?). Wir hoffen natürlich alle auf das nächste Jahr. Trotzdem kann man sich nur über die große Einsatzfreude aller Teilnehmer und Organisatoren freuen. Daher will ich mich noch einmal bei den Organisatoren des ITVs bedanken, ebenso bei Oliver Jahreis und den Magellanies für die Organisation der Jugendveranstaltung auf diesem Treffen.
Abb. 4: Die meisten Teleskope blieben unter Planen versteckt.
Abb. 5: Der ITV-Organisator Walter Kutschera musste mit dem Radlader anrücken.
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8 SCHWERPUNKTTHEMA
Beobachtungen im ASL 2002
von Andre Müller
Der nachfolgende Text stellt eine Sammlung aller Beobachtungsberichte dar, die ich während des ASL 2002 gewonnen habe. Als Instrument wurde ein 5-Zöller f/8 Fraunhofer-Refraktor von Syntha auf einer Vixen-NP-Montierung mit Nachführung in Stunde verwendet, sowie folgende Okulare: Meade MA 25 mm, Meade Super Plössl 10 mm und Celestron NexStar 6 mm. Zusätzlich standen mir noch diverse Vixen-LV-Okulare der Firma Vehrenberg und von Sternfreunden zur Verfügung. Für großflächige Beobachtungen wurde ein Feldstecher 7 x 50 von Bresser verwendet. Da ich die Optik erst 2 Wochen vor dem ASL erworben hatte, verschaffte ich mir erst einen Überblick, meist mit Messier-Objekten, um mehr über die Leistungsfähigkeit der Optik zu erfahren. Beobachtungsnacht war vom 28. auf 29.7.2002.
nen. Erst im LV 9 mm offenbarte er seine leicht dreieckige Form. Auch Einzelsterne konnten beobachtet werden.
Als ich dann den Schützen erspähte, wie er sich langsam am Südhorizont an mir vorbeischleichen wollte, stellte ich, von der Fülle von Objekten wie immer begeistert, M 22 als erstes Opfer ein. Im 25-mm-
Endlich war es soweit. Nachdem am
Vortag die Beobachtung durch den
hohen Wasserdampfgehalt der Atmos- Abb. 1:
phäre mehr oder weniger vereitelt Der Autor (links) mit seinem Teleskop bei der
wurde, war es in dieser Nacht super Sonnenbeobachtung.
klar. Auf einer kurzen Fahrt mit dem
vom Kofferraum bis zum Vordersitz bela- Okular zeigten sich schon Einzelsterne.
denem Auto ging es zu einem günstigen Seine stolze Größe von 20' lud zu mehr ein.
Beobachtungsplatz. Als wir aus dem Auto Im 10 mm Super-Plössl kam die Vielzahl
ausstiegen, überwältigte uns gleich die der Einzelsterne zum Vorschein. Er zeich-
prachtvolle Milchstraße mit ihren zahlrei- net sich durch seine Größe und Helligkeit
chen Sternen und Dunkelwolken.
aus, was ihn zu einem sehr sehenswerten
Objekt macht.
Die Temperatur war sehr angenehm und es
war windstill. Aber leider drängte die Zeit, 10 Minuten später war der Sternhaufen M
da der Mond nur ein Zeitfenster von ca. 2 28 an der Reihe. Er war natürlich nach der
Stunden zuließ. Wegen der Nähe zu Pracht von M 22 ein wenig enttäuschend.
Frankfurt war der Himmel im Norden und Im MA 25 mm kam nicht mehr als ein klei-
Westen bis ca. 30 Grad Höhe unangenehm auf- nes, rundes, flächiges Wölkchen zum
gehellt. Nachdem alles aufgebaut und Vorschein. Auch im 10 mm und im 6 mm
justiert war, konnte es mit den Details los- kaum Einzelsterne. Ein helleres Zentrum
gehen. Der Himmel hatte gute 5,8 mag und war erkennbar. Um 0:15 Uhr hatte ich dann
die Atmosphäre war auch sehr ruhig. Als im 25-mm-Okular den Lagunennebel M 8
erstes Objekt, zum Warmmachen, wurde h mit seinem Sternhaufen NGC 6530. Leider
und Persei eingestellt (23:34 Uhr): Im 25- war nur das hellere Nebelgebiet um 9 Sgr
mm-Okular waren beide Haufen des erkennbar. Nach einer kurzen Unterbre-
Perseus im Gesichtsfeld, und die Sterne chung durch die Polizei, die mit ihrem
waren fein wie Nadelstiche. Auch wenn die Aufblendlicht unsere Dunkeladaption und
beiden Objekte schon zig mal beobachtet ein paar Astroaufnahmen vernichtete,
wurden, sie sind immer wieder schön.
konnte es weiter gehen. Grund war unsere
reine Anwesenheit auf einem abgelegenen
Um 23:45 Uhr ging es dann zu M 71 im Feldweg, die einen besorgten Bürger beun-
Pfeil. Im 25-mm-Okular konnte man ein ruhigte und die Polizei aus Aschaffenburg
flächiges, leicht unförmiges Objekt erken- in Bewegung setzte ...
VdS-Journal Nr. 10
Dann konnte es mit dem MA 25 mm gleich zu M 20 und M 21 gehen (0:30 Uhr). Der Trifidnebel M 20 war kaum erkennbar, da auch der Himmel langsam vom aufgehenden Mond erhellt wurde. M 21 war als großflächiges, aus wenigen hellen Sternen bestehendes Objekt sichtbar.
Zur Entspannung wanderte ich noch für eine halbe Stunde mit einem 8 x 50Feldstecher in der Milchstraße herum. Danach musste noch ein Doppelstern her. Albireo ist wie immer nett anzusehen, aber mir kam noch ein anderer vor das Objektiv (1:05 Uhr): 54 Cyg, ein Doppelstern im Schwan. Die eine Komponente ist im Karkoschka mit 4,8 mag, die zweite mit 6,1 mag angegeben. Die Distanz beträgt 0,9"! Also ran ans Werk. Als er anvisiert war, kam kompromisslos ein LV 4-mmOkular rein und auf Anhieb waren beide Komponenten deutlich getrennt! Die Luft war sehr ruhig, wie oben schon erwähnt, was wohl mit das Ausschlaggebendste für diesen Erfolg war. Um eine Art Beweis zu haben, mussten sich zwei Sternfreunde auf den Boden legen, damit sie überhaupt
an das Okular heran kamen ;-) und bestätigten mir die Trennung. Ich musste dann noch eine halbe Stunde lang immer wieder in das Okular sehen und mir diese Trennung ansehen. Damit war das theoretische Auflösungsvermögen wohl erreicht.
Dann war auch der Mond endgültig hinter den Bäumen hervorgekommen, und so war er von 1:45 bis 2:30 Uhr das Objekt der Begierde. Im LV 4 mm war er absolut scharf, die Krater grandios, aber ein paar blaue Farbsäume waren zu erkennen. Leider hatte ich den Mondatlas von Rükl nicht dabei, so dass Vergleiche ausblieben. Für ein paar Minuten wurde dann noch versucht zu schlafen, um dann gegen 4:00 Uhr wieder schnell ans Okular zu rennen und Saturn zu beobachten. Nach weiteren 20 Minuten war dann endlich die CassiniTeilung im LV 4 mm erkennbar. Leider stand er noch recht tief, so dass die Atmosphäre immer noch ein Wörtchen mitzureden hatte.
Nach insgesamt gut einer Stunde Schlaf war ich wieder fit (?) für die kommende Nacht.
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Anmerkung der Redaktion: Um möglichst viele verschiedene Artikel unter zubringen, drucken wir hier nur die erste Beobachtungsnacht ab, der komplette Beobachtungsbericht ist auf unseren Internetseiten [1] zu finden. Andre Müller war der mit Abstand fleißigste Autor in unserem Jugendlager und es werden noch viele seiner Artikel im VdS-Journal erscheinen. Ich kann nur jedem empfehlen auch seine privaten Internetseiten [2] zu besuchen.
Web-Hinweise [1] www.astronomie-live.de [2] www.kleiner-astronom.de
Abb. 2: Sonnenaufnahme vom 28.07.2002
durch das Teleskop des Autors mit einer DV-Kamera
Die Arbeitsgruppe
,,Einführung in die Astronomie"
von Rebecca Leugner
EFA ist die Abkürzung und berühmt wurde sie dieses Jahr für Susanne Hoffmanns originelles, einzigartiges Tafelbild, welches durch das Auslassen des Tafelputzens, eine große Themenvielfalt und viele bunte Kreidereste zustande gekommen ist (Abb. 1 und 2).
Die EFA-AG ist gut für Einsteiger, um einen Überblick zu bekommen, und für Astronomen, die ihr Allgemeinwissen verbessern wollen. Susanne legte sich nämlich nicht auf spezielle Fachgebiete fest, sondern bot einen Rundumblick: Von Koordinatensystemen über Schwarze Löcher, Grundkräfte und griechische Sagen, bis hin zu Teilen von Einsteins Relativitätstheorie und den Spektralklassen. Die Tatsachen, dass man die Tag- und Nachtgleiche
Abb. 1: Das legendär gewordene Tafelbild der AG
,,Äquinoktium" nennt, der Mond bei einer Mondfinsternis rot erscheint, der Magnetische Südpol im Norden Kanadas liegt, und vieles mehr hat Susanne ihren Schützlingen erläutert. Zur Veranschaulichung diente des öfteren ein mit Sternbildern versehener Wasserball, durch welchen wir auch verstanden haben, dass die Winkelsumme eines Dreiecks in der Kugelgeometrie nicht 180 Grad beträgt, sondern zum Beispiel alle drei Ecken rechte Winkel sein können.
Abb. 2: Die AG-Leiterin Susanne Hoffmann beim Erklären
Viel Farbe konnte zum Tafelbild auch noch hinzugefügt werden, als wir die additive und subtraktive Farbmischung besprochen hatten. Sogar historische Aspekte kamen nicht zu kurz. Beschäftigt hat uns unter anderem Ptolemäus (100-170 n. Chr.), welcher dem ihm am hellsten erschienenen
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Beispiel wie man Abstände am Himmel schätzen kann. Hierbei entspricht ein Finger am ausgestreckten Arm etwa 2 Grad , die Faust 8 Grad und eine weit gespreizte Hand etwa 20 Grad .
Abb. 3: Die Teilnehmer beim Basteln
Stern 1 magnitudo und dem für ihn schwächste, noch mit bloßem Auge erkennbaren Stern 6 magnitudo zugeschrieben hatte. Neben allem Theoretischen gab es in der EFA-AG auch nützliche Tipps für das Beobachten. Zum
Die Hauptzeit der AG verlief allerdings nicht mit Susannes selbstgewählten Referaten, sondern wurde von den Teilnehmern für Fragestunden beansprucht. Es war überaus praktisch, endlich mal eine so gebildete Physikstudentin mit Fragen löchern zu dürfen. Somit wurden sogar Fragestellungen diskutiert, mit denen man sich schon seit Kindertagen beschäftigt hatte. Wie entsteht das Polarlicht? Wie sieht das Universum wirklich aus? Was ist eigentlich Zeit? Und vieles mehr.
Gebastelt wurde auch. Darunter Sonnenuhren, Fernrohre und dreidimensionale
Abb. 4: Eine der fertigen Sonnenuhren von AstroMedia
Sternhimmel, die uns die Firma Astromedia geschenkt hatte (Abb. 3 und 4). Alles in allem was es also eine vielseitige, abwechslungsreiche und interessante Arbeitsgruppe, die sehr gut an das Niveau eines Anfängers angepasst war.
Ein Thema der AG Sternphysik Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
von Ina Lingner und Michael Burmeister
In der Zeit von 1905-1913 erstellten die Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russell ein heute viel genutztes Diagramm, das sogenannte HertzsprungRussell-Diagramm (HRD). Darin werden die Sterne entsprechend ihrer absoluten Helligkeit (Mag) über ihrer Spektralklasse (das ist noch mal ein Thema für sich) aufgetragen.
Der Aufbau Hierbei ergaben sich unerwartete Ergebnisse: Die Sterne waren keineswegs gleich verteilt, sondern entlang bestimmter Linien angeordnet. (Abb. 1) Die ausgeprägteste Linie ist die sogenannte Hauptreihe (Leuchtkraftklasse V), auf der sich typische Wasserstoff verbrennende Zwergsterne, wie die Sonne, den größten Teil ihres Lebens aufhalten. Sie erstreckt sich von -5 Mag (104 Ls) für heiße O- und BSterne bis hin zu fast 20 Mag (10-6 Ls) für kalte M-Sterne. Unterhalb dieser Reihe befinden sich die Reihen der Unterzwerge (hauptsächlich in Kugelhaufen vorkommend) und Weißen Zwerge. Erstere liegt dabei knapp unter-
halb der Hauptreihe in dem Bereich von 5 Mag bei F-Sternen bis 15 Mag bei MSternen. Die Weißen Zwerge erstrecken sich von 10 Mag für B-Sterne bis 15 Mag für K- und MSterne. Ferner befinden sich oberhalb der Hauptreihe die sogenannten Riesensterne und Veränderliche. Die Riesensterne unterteilt man je nach Masse des Ausgangssternes (Riesen sind Sterne, die ihren Wasserstoffvorrat aufgebraucht haben) in Unterriesen (IV), Normale Riesen (III), Helle Riesen (II), Überriesen (Ia und Ib)
Abb. 1: Für die Präsentation wurde extra ein HRD gebastelt.
VdS-Journal Nr. 10
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und Hyperriesen (0). Diese Unter-
um die Hülle vom Kern zu lösen.
teilung ist insofern massenabhängig,
Sie umgibt den Kern fortan als
als dass je nach Masse unterschiedli-
Planetarischer Nebel.
che Prozesse während des Endsta-
Da man nun direkt auf den heißen
diums im Stern ablaufen.
Kern blickt, scheint die Sonne waa-
gerecht durch das HRD zu wan-
Das Ende der Sonne
dern, bis sie eine Oberflächen-
Betrachtet man zum Beispiel die
temperatur von über 105 K erreicht.
Sonne, stellvertretend für Sterne mit
Ihre Leuchtkraft nimmt aufgrund
etwa 1 Ms, so ergibt sich Folgendes: Wenn die Sonne den Wasserstoff-
des kleineren Kernradius jedoch nicht zu. Von dort aus kühlt sich der
vorrat im Kern aufgebraucht hat,
Kern ab, bis er letztlich als Weißer
beginnt der nun aus Helium be-
Zwerg unterhalb der Hauptreihe
stehende Kern zu kontrahieren,
endet.
wodurch er weiterhin Energie Abb. 2: (Potenzielle Energie) abgibt. Diese Um das HRD am Präsentationsabend leichter zu
Schwerere Sterne um die 5 bis 8 Ms nehmen eine ähnliche Entwicklung.
heizt den ihn umgebenden Wasser- erklären, wurden die verschiedenen Äste nacheinan- Jedoch kann bei ihnen nach
stoff auf, bis dort die nötigen der angeheftet.
Wasserstoff- und Helium-Brennen
Bedingungen herrschen, um Wasser-
auch die Fusion schwererer
stoff zu Helium zu fusionieren
Elemente im Kern ablaufen. Das
(Schalenbrennen). Der Kern kontrahiert indessen weiter und heizt das Schalen-
Leuchtkraft von etwa 0 Mag (100 Ls) erreicht. Dann verläuft ihr Weg waagerecht
heißt, dass sie auf dem ihrer Masse entsprechenden Riesenast mehrere Pendel-
brennen zusätzlich an. Dadurch wird mehr nach links, was dadurch entsteht, dass bewegungen ausführen, ehe sie ihre Hülle
Energie gewonnen als über die Oberfläche durch die Hüllenkontraktion sowohl die abstoßen. Noch massereichere Sterne mit
abgestrahlt werden kann. Dies hat zur Folge, dass sich die Sonnenoberfläche aus-
Oberflächentemperatur ansteigt, als auch die abstrahlende Fläche verringert wird
20 Ms und mehr, können Elemente bis zum Eisen fusionieren. Geht ihnen der Brenn-
dehnen muss, um die überschüssige und die Helligkeit somit gleich bleibt. stoff aus, werden sie nicht mehr von
Energie zum einen in potenzielle Energie Diesen waagerechten Abschnitt nennt man Thermischer Energie aufrechterhalten und
umzuwandeln und zum anderen über die Horizontalast.
kollabieren. Dabei prallt die Hülle schließ-
nun größere Fläche abzustrahlen. Ent- Dort verbleibt die Sonne bis ihr Helium- lich auf den Kern und wird schockartig
sprechend der Expansion sinkt die Ober- vorrat im Kern aufgebraucht ist. Dann wie- zurückgestoßen. Eine Supernova entsteht.
flächentemperatur bis zu einem gewissen derholt sich der Vorgang für das Helium Zurück bleibt der nackte Kern, der bei
Punkt (Hayashi-Grenze), so dass kein Helligkeitsanstieg zu verzeichnen ist. Ab diesem Punkt findet keine weitere
ähnlich wie beim Wasserstoff. Die Sonne scheint kehrt zu machen, da sie sich wieder durch Expansion abkühlt. Dann steigt sie
weniger als 1,4 Ms zu einem Weißen Zwerg, bei weniger als 2-3 Ms zu einem Neutronenstern und darüber zu einem
Abkühlung statt und somit führt jede wei- senkrecht nach oben, wenn bei gleichblei- Schwarzen Loch wird.
tere Expansion zu einem Helligkeits- bender Oberflächentemperatur die Leucht-
zuwachs.
kraft steigt (Asymptotischer Riesenast). Literaturhinweise
Im HRD scheint die Sonne, nun ein Roter Diesmal reicht die Masse der Sonne aller- [1] Langer, N., 1995. Leben und Sterben der
Riese, dadurch nach rechts oben, in den dings nicht mehr aus, um die Expansion
Sterne, Verlag C.H. Beck, 52
Bereich von -3 Mag (ca. 1.000 Ls) und 3 · 103 K, zu wandern. Diesen Abschnitt
aufzuhalten. Die Geschwindigkeiten, entstehend aus der thermischen Bewegung
[2] Kaler, J.B., 1993. Sterne - Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen, Spektrum
bezeichnet man als Rote-Riesen-Ast.
und der Rotation der Sonne, reichen aus,
Akademischer Verlag, 108
Bei sehr extremen Dichten, wie sie dann im
Kern herrschen, beginnt Gas sich unge-
wöhnlich zu verhalten. Dadurch wird,
wenn die Bedingungen für ein Zünden des
Heliums gegeben sind, kein stabiler
Prozess in Gang gesetzt, sondern ein hefti-
ger Ausbruch von Energie. Dieser Helium-
Flash wird hauptsächlich in potenzielle
Energie umgesetzt, das heißt der Helium-
kern und mit ihm gezwungenermaßen die
Wasserstoffschale expandieren. In der
Folge kühlt die Wasserstoffschale ab, pro-
duziert weniger Energie und der Sonnen-
radius nimmt rapide ab. Das Helium-
brennen stabilisiert sich schließlich,
während die Hülle weiterhin kollabiert.
Die Sonne bewegt sich im HRD nahezu
senkrecht nach unten, bis sie eine
,,Was macht ihr Kids denn da???" ,,Der Anette ist ihr Handy da reingefallen ..."
VdS-Journal Nr. 10
12 S C H W E R P U N K T T H E M A
,,Dunkle Materie" - Ein zentrales Thema der Kosmologie-AG
von Alice Verweyen
Schon in den 30er Jahren des letzten Jahrhunderts entdeckten Astrophysiker erste Hinweise darauf, dass unser Universum mehr als nur die sichtbare leuchtende Materie enthält, sondern darüber hinaus auch noch eine andere, die sogenannte ,,Dunkle Materie". Damals wurden diese Hinweise jedoch Messfehlern und Ungenauigkeiten zugeschrieben und blieben daher weitgehend unbeachtet. Mittlerweile akzeptieren die meisten Wissenschaftler die Theorie, dass Dunkle Materie existieren muss. Ein sehr wichtiger Hinweis auf ihr Vorkommen in Randgebieten von Galaxien ist deren Rotationsgeschwindigkeit. Eigentlich würde man, wenn man nur die leuchtende Materie betrachtet, davon ausgehen, dass die Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie mit zunehmender Entfernung vom Zentrum abnimmt (so wie dies auch bei den Geschwindigkeiten der Planeten unseres Sonnensystems der Fall ist). Messungen ergaben jedoch, dass die Rotationsgeschwindigkeit in großen Entfernungen vom Zentrum konstant bleibt. Bei solchen Geschwindigkeiten würde die sichtbare leuchtende Materie nicht gehalten werden können und davonfliegen. Eine Erklärung würde hier die Dunkle Materie bieten, welche durch ihre Masse die Rotationsgeschwindigkeit erklären und somit auch ein Abdriften der Materie verhindern könnte. Ein anderer Hinweis auf Dunkle Materie ist die Eigenbewegung von Galaxien in Galaxiengruppen. Aufgrund ihrer gravitativen Anziehung bewegen sich die Galaxien relativ zueinander. Die Geschwindigkeit hängt von der Masse der Galaxien ab. Beobachtungen ergaben jedoch, dass sich die Galaxien viel schneller (um einen Faktor von 5 bis 10) bewegen, als man aufgrund der leuchtenden Materie erwarten könnte. Auch hier könnte Dunkle Materie in den Galaxiengruppen eine Erklärung für die Abweichungen bieten. Ein weiterer wichtiger Hinweis für das Vorkommen von Dunkler Materie ist der Gravitationslinseneffekt. Diesen kann man bei entfernten Objekten (z. B. Galaxien) in einem plötzlichen Anstieg ihrer Helligkeiten bemerken. Man erklärt sich dieses dadurch, dass eine sehr große Ansammlung Dunkler Materie sich, von uns aus gesehen, vor das Objekt bewegt und wegen ihrer
gravitative Anziehung die Fluchtgeschwin-
digkeiten.
Durch solche Beobachtungen wurde z. B.
auch der ,,Große Attraktor" in den 80er
Jahren entdeckt. Bei diesem handelt es sich
um eine sehr große Ansammlung von
Galaxienhaufen. Jedoch sind die Gravita-
tionseffekte (Verlangsamung der Flucht-
geschwindigkeit, Anziehung anderer
Objekte, etc.) wesentlich größer, als sich
anhand der leuchtenden Materie erklären
Abb. 1:
ließe. Also muss auch hier eine beträchtli-
Am ersten Präsentationsabend wurde
che Masse von Dunkler Materie vorhanden
die Expansion des Universums mit
sein.
einem Gummiband erklärt.
Allgemein lässt sich, mit den bisher behan-
delten Daten, berechnen, dass die
großen Masse eine starke Raumzeit- Beziehung von Masse und Leuchtkraft der
krümmung hervorruft. Das Licht des Materie im Universum ungefähr einem
Objektes folgt dieser Krümmung und wird Wert von 300:1 entspricht (d. h. es scheint
somit gebündelt (also für uns verstärkt). mindestens 300 mal mehr dunkle als leuch-
Diesen Effekt hatte schon Einstein in seiner tende Materie vorzukommen).
Relativitätstheorie postuliert. Eines der Nachdem nun einige der Hinweise auf
bekanntesten Gravitationslinsenobjekte ist Dunkle Materie angeführt wurden, stellt
das Einstein-Kreuz.
sich jetzt die Frage woraus diese eigentlich
Des Weiteren wissen wir seit Hubble, dass besteht. Man geht davon aus das sich
das Universum expandiert, d. h. sich der Dunkle Materie nur zu einem kleinen Teil
Raum zwischen den Galaxien etc. aus- aus baryonischer (gewöhnlicher) Materie
dehnt. Wir können also beobachten, dass zusammensetzt. Für diese kämen z. B.
Galaxien eine bestimmte Fluchtgeschwin- Braune und Schwarze Zwerge oder
digkeit haben. Messen wir jedoch diese Schwarze Löcher in Frage. Jedoch kann
Geschwindigkeiten und vergleichen sie mit man den Anteil dieser baryonischen
denen, die wir anhand der leuchtenden Materie, anhand der bekannten Daten zur
Materie erwarten würden, so sind diese um Elementsynthese kurz nach dem Urknall,
etwa 10 % zu langsam. Ein solcher Effekt berechnen. Die errechneten Werte sind
könnte mit dem Vorkommen von Dunkler allerdings zu klein, als dass alle Dunkle
Materie, in den und um die Galaxien, Materie aus baryonischer Materie bestehen
erklärt werden. Materie bremst durch ihre könnte.
Die Dunkle Materie
muss also auch noch
andere, sog. exoti-
sche Materie bein-
halten. Hier kämen
als Kandidaten z. B.
Neutrinos in Frage.
Diese werden z. B.
sekündlich
zu
Millionen in Sternen
erzeugt. Nach dem
heutigen Kenntnis-
stand haben Neutri-
nos eine Masse.
Allerdings ist auch
Abb. 2:
deren Gesamtmasse
Die Arbeitsgruppe Kosmologie der zweiten Woche bei der
noch viel zu gering,
Arbeit
so dass sie nur einen
VdS-Journal Nr. 10
S C H W E R P U N K T T H E M A 13
Teil der exotischen Materie ausmachen können. Außerdem bewegen sich Neutrinos extrem schnell und gehören somit zur ,,Heißen Dunklen Materie". Moderne Modelle zur Galaxienentstehung beruhen allerdings auf sog. ,,Kalter Dunkler Materie". Sie gehen davon aus, dass sich diese kurz nach dem Urknall, aufgrund von kleinen Dichtefluktuationen, schneller als die baryonische Materie zusammenballte. Spätere Anlagerung der baryonischen
Materie bildete dann die Grundlage zur Entstehung von Galaxien. Diese Kalte Dunkle Materie besteht aus sogenannten WIMPs (weakly interacting massive particles). Man versteht darunter Teilchen, welche sehr schwer sind und nur extrem schwach mit anderen Teilchen wechselwirken. Ein Beispiel dafür wäre das Photino. Dieses soll mehrere hundert Protonenmassen besitzen. Seine Existenz, wird jedoch bisher nur von der Theorie der
Supersymmetrie gefordert, ist allerdings nicht im Experiment nachgewiesen. Es gibt noch einige andere Kandidaten, welche als Kalte Dunkle Materie in Frage kämen. Doch bisher ist noch keines wirklich entdeckt worden. Somit bleibt die Beschaffenheit der Dunklen Materie noch unklar und ist bisher sehr spekulativ.
Literturhinweise [1] Silk J.,1999. Die Geschichte des Kosmos,
Spektrum Akademischer Verlag
Geheimnisvolle Felder in unserem Sonnensystem
- Die AG Planeten kam ihnen auf die Schliche
von Jana Becherer
Erdmagnetismus
tionsdauer ist mit 58,65 Tagen sehr
Unser Erdmagnetfeld setzt
groß. Trotzdem hat er ein, wenn
sich aus Erdaußen- und Erd-
auch nur ungefähr 1% des
innenfeld zusammen. Das
Erdfeldes entsprechendes Magnet-
Erdinnenfeld macht 98 % des
feld. Exakte Ursachen für diesen
gesamten erdmagnetischen
Effekt sind noch nicht bekannt.
Feldes aus. Wie der Name
Eine Theorie ist, dass sein
schon sagt, entsteht es im Erd-
Magnetfeld nur durch den Son-
inneren, reicht aber auch in
nenwind ausgelöst wird.
den Weltraum hinaus.
Bei Venus wiederum würde man
Wie entstehen nun diese mit
aufgrund der vorhandenen Ähn-
unseren Sinnesorganen nicht
lichkeiten bezüglich Größe und
wahrnehmbaren Magnet-
damit vergleichbarem inneren
felder? Bekanntlich entstehen
Aufbau schon eher auf ein ausge-
magnetische Felder bei einer Abb. 1:
prägtes Magnetfeld schließen.
zeitlichen Änderung eines Die AG Planeten präsentierte ein Modell des Sonnensystems. Tatsächlich ist ihres noch geringer
elektrischen Feldes. Denn
als das des Merkurs. Bei ihr ver-
auch bei dem Feld eines
mutet man, dass die geringe
Dauermagneten ist die Ursache elektri- sich durch den hauptsächlich aus Eisen Rotationsperiode von 243 Tagen nicht aus-
scher Natur, ausgelöst durch Molekular- bestehenden Erdkern noch verstärken, ähn- reicht, um einen sogenannten Dynamo-
ströme, d. h. durch Bewegungen elektri- lich wie bei einer Spule mit Eisenkern. Das prozess aufrecht erhalten zu können. Auf
scher Ladungsträger in Atomen.
entstehende Magnetfeld der Erde ist haupt- unserem Erdmond konnte man zwar ein
Demzufolge müssen auf unserem Planeten sächlich ein Dipolfeld, weil über 90 % des paar schwache lokale Felder nachweisen,
äquivalente elektrische Ströme vorliegen. Feldes mit einem gedachten Stabmagneten die die Vermutung nahe legen, dass er ein-
So ist die Bewegung elektrischer Ladungen im Erdinneren vergleichbar sind.
mal in seinen frühen Jahren einen flüssigen
in der Ionosphäre verantwortlich für das Daraus kann man schlussfolgern, dass die Kern hatte und somit ein Magnetfeld lange
Erdaußenfeld. Ausgelöst werden diese Intensität eines planetaren Magnetfeldes genug aufrecht erhalten konnte, um diese
Ladungsträgerbewegungen durch den Son- von seinem Aufbau (seiner Zusammen- Regionen zu magnetisieren, aber heute
nenwind und die Sonnenstrahlung, wobei setzung) sowie seiner Rotationsgeschwin- besitzt er kein Magnetfeld mehr.
beispielsweise die ultraviolette Strahlung digkeit abhängt.
Auch bei Mars konnte man kein nennens-
Teilchen ionisiert. Durch diese Prozesse
wertes Magnetfeld nachweisen, sondern
entstehen allerdings nur kleine, starken Terrestrische Planeten und ihre
allerhöchstens ein paar lokale Felder in der
Variationen unterworfene Magnetfelder.
Magnetfelder
Ionosphäre.
Da im Erdinnenfeld Wechselwirkungen Wenn man mit dem Wissen der oben erläu- Die Erde besitzt also das stärkste Magnet-
zwischen den Wärmetransportbewegungen terten Prozesse auf die Magnetfelder ande- feld der inneren Planeten.
des flüssigen äußeren Erdkerns sowie der rer Himmelskörper schaut, stellt man fest,
Effekt der schnelleren Rotation des dass es noch einige Geheimnisse zu lüften Magnetfelder der jupiterähnlichen
Erdinneren gegenüber dem Erdäußeren für gilt. Bei dem sonnennächsten Planeten Planeten.
Ausbildung von Strömungen sorgen, liegen Merkur würde man beispielsweise über- Aber damit ist die Erde trotzdem kein
sie im wesentlichen rotationssymmetrisch haupt kein Magnetfeld vermuten, denn er Rekordhalter bezüglich der Stärke der pla-
zur Erdachse. Diese Bewegungen ionisier- ist ziemlich klein und müsste deshalb netaren Magnetfelder in unserem Sonnen-
ter Materie führen zu Magnetfeldern, die schon ausgekühlt sein. Auch seine Rota- system, denn das des größten Planeten
VdS-Journal Nr. 10
14 S C H W E R P U N K T T H E M A
Jupiters ist ungefähr 20.000 mal stärker. Was bei diesem turbulenten Gasriesen mit einer Rotationsdauer von nur 9h 55m 29,7s nicht verwunderlich ist. Mehr Rätsel gibt da schon Saturn, mit einer ähnlichen Rotationsdauer von 10h 39m 22s, auf. Denn neben der hohen Rotationsgeschwindigkeit besitzt er ebenfalls wie Jupiter eine Zone metallischen Wasserstoffs, die für die Magnetfelderzeugung dieser Gasriesen essentiell ist. Begründet wird das um rund 10.000fach schwächere Magnetfeldes gegenüber Jupiter mit seiner geringeren Masse und Dichte (er ist schließlich der ,,leichteste" Planet in unserem Sonnensystem), durch die der Druck im Planeteninneren wesentlich geringer ist und folglich die Schale mit flüssigem Wasserstoff dünner. Nicht weniger geheimnisvoll als die größten Planeten unseres Sonnensystems sind Uranus und Neptun. Ihre Magnetfelder sind zwar ,,nur" rund dreißigmal stärker als das irdische, aber sie entstehen vermutlich in Zonen mit ionisiertem Wasserstoff. Allerdings liegen die Mittelpunkte der Felder anders als bei der Erde, weit vom Zentrum des Planeten entfernt. Auch sind ihre Magnetfeldachsen stark gegen die Rotationsachsen geneigt. Während es bei der Erde nur 11,4 Grad sind, beträgt die Inklination zur Rotationsachse bei Uranus und Neptun ungefähr 60 Grad . Es gibt noch keine schlüssigen Theorien, diese Phänomene zu erklären.
Magnetismus der
Galilleischen
Monde
Ganymed ist der
einzige, uns be-
kannte Mond mit
einem nennenswer-
ten Magnetfeld.
Das ist durchaus
begründbar mit sei-
ner geringen Ro-
tationsperiode von
7,155 Tagen und
einem vermutlich Abb. 2:
flüssigen Kern aus Mit allen Teilnehmern veranstaltete die AG ein Planetenquiz.
Silikaten und einem
Eismantel. Die anderen großen Jupiter- eigentlich weiß man nur, dass dieses
trabanten haben wahrscheinlich entweder Phänomen existiert. Dies lässt sich schlüs-
eine zu geringe Rotationsgeschwindigkeit sig an magnetisierten Gesteinen beweisen.
oder einen anderen inneren Aufbau, so dass Außerdem weiß man, dass das Erdmagnet-
eine Magnetfeldbildung nicht möglich ist. feld beginnt wieder schwächer zu werden,
wir uns also einer Umpolungsphase
Besonderheiten der planetaren
nähern.
Magnetfelder
Auf die anderen, ebenfalls interessanten
Als wichtige Erscheinung wäre hier wohl und auch teilweise wesentlich besser er-
die Umpolung des irdischen Magnetfeldes, forschten Besonderheiten sowie Erschei-
was im Durchschnitt alle 400 Mio. Jahre nungen rund um das Magnetfeld, kann ich,
geschieht, zu nennen. Auch diese Er- wegen der viel zu kurzen Zeit des ASLs, im
scheinung kann man heute noch nicht Rahmen dieses Artikel leider nicht weiter
begründen, aber es weist einiges daraufhin, eingehen.
dass die Erde nicht als einziger Planet Magnetfeldumpolungen durchlebt, denn auch bei den anderen Planeten hat sich die-
Literaturhinweise [1] Raith W. (Hrsg.), 1997. Bergmann-Schäfer -
Lehrbuch der Experimentalphysik, Band 7:
ses Ereignis vermutlich schon ein paar mal
Erde und Planeten, de Gruyter-Verlag
vollzogen. Ursachen dafür hat die Wissen- [2] Schultz L., 1993. Planetologie - eine
schaft allerdings noch nicht gefunden,
Einführung, Birkhäuser Verlag
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Redaktionsliste). Der Redaktionsschluß für die nächste Ausgabe Nr. 11, Frühjahr II / 2003 ist der 18. Januar 2003.
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.
VdS-Journal Nr. 10
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Der Workshop Spektroskopie
von Andre Müller
Abb. 1: Hans-Günther Diederich brachte die Idee mit dem Spektroskop aus Pappe auf.
v
f
OIII
3
1
H
1
1
H
13
4
UHC
6
0
ZS-Filter
0
0
Tabelle 1: Umfrageergebnis bei den Teilnehmern (v=visuelle, f=fotografische Verwendung).
kommt es zur Aufspaltung von verschiedenen Wellenlängen, was zum Entstehen der ,,Regenbogenfarben" in den höheren Ordnungen führt. Schmalbandfilter werden eingesetzt, wenn nur eine bestimmte Wellenlänge beobachtet werden soll. Ein Vertreter für diesen Typ ist das OIII-Filter.
In diesem Workshop unter Leitung von tur von O bis M immer weiter abnimmt.
Hans-Günther Diederich wurde die Sterne der Spektralklasse O sind sehr
Spektroskopie für den Amateurbereich vor- heiße, blauweiße Sterne, während die
gestellt. Die Spektroskopie ist eine Vertreter der Klasse M orange-rote und
Fernanalyse, die es erlaubt, die chemische kühle Sterne sind.
Zusammensetzung von Kometen, Sternen, Dann wurde über Filter und ihre
Nebel, Planetoidenoberflächen usw. zu Anwendung gesprochen. Filter erfüllen
bestimmen und auch das Vorhandensein viele Funktionen. Einmal können sie zur
von extrasolaren Planeten nachzuweisen. Kontraststeigerung eingesetzt werden, z. B.
ein Deepsky-Filter für Beobachter in der
Als erstes gab es eine kleine Einleitung in Nähe großer Städte. Andererseits dienen
das Hertzsprung-Russell-Diagramm und in sie auch zur Beobachtung bei ganz
die Spektralklassen, die in O, B, A, F, G, K, bestimmten Wellenlängen oder ,,unterstüt-
M unterteilt sind, wobei die Sterntempera- zen" Astroaufnahmen. Es gibt Breit- und
Schmalbandfilter.
Breitbandfilter las-
sen, wie der Name
schon sagt, einen
großen Teil des
Spektrums (es gibt
Kontinuums-, Emis-
sions- und Absorp-
tionsspektren) durch
Abb. 2:
und sperren nur
Das Spektrum des Overheadprojektors ohne Filter,
einen bestimmten
aufgenommen mit einer DV-Kamera
Wellenlängenbereich
(z. B. IR-Sperrfil-
ter). Ein Spektrum
entsteht z. B. wenn
Licht auf ein Gitter
trifft. Dabei ist der
Wellencharakter des
Lichtes von Bedeu-
tung. Trifft weißes
Licht auf zwei
Abb. 3:
Spalte, so wird es
Das Spektrum des Overheadprojektors mit einem
gebeugt, und durch
OIII-Filter
Phasenverschiebung
Einige Anwendungsbeispiele: Die meisten CCD-Kameras sind für den roten und infraroten Bereich sehr empfindlich, was bei der Beobachtung z. B. von veränderlichen Sternen zur Folge hat, dass die aufgenommenen Sterne mitunter bis zu zwei Größenklassen heller erscheinen als visuell. In diesem Fall wird ein IR-Sperrfilter mit einem Grünfilter (oder gleich ein VFilter) verwendet. Der IR-Sperrfilter dient auch dazu, dass CCD-Aufnahmen schärfer werden, denn bei einem Refraktor werden achsenferne Strahlen unterschiedlicher Wellenlänge unterschiedlich stark gebrochen, so dass für jede Farbe ein eigener Brennpunkt entsteht. Das RGB-Filter findet bei Astroaufnahmen im Kompositverfahren Anwendung. HFilter kommen bei der Sonnenbeobachtung zur Anwendung, denn sie lassen eine detailreiche Beobachtung der Oberfläche und der Protuberanzen zu. Für Planetarische Nebel eignet sich das OIII-Filter und für deren Zentralstern ein ,,ZS-Filter". Dieser ist für OIII undurchlässig und macht eine Beobachtung des Zentralsterns überhaupt erst möglich, wenn dieser von der Hülle überstrahlt wird. Eine Befragung der Teilnehmer über die bisherige visuelle und fotografische Verwendung ergab das in Tabelle 1 zusammengefasste Ergebnis (bei ca. 15 Teilnehmern). Es ist jedoch anzumerken, dass die hohe Anzahl von H-Beobachtungen wohl auf den Tagesausflug an die Frankfurter Sternwarte mit anschließender H-Beobachtung der Sonne zurückzuführen ist ;-). Dann folgten ein paar kleine Experimente mit einer Pappröhre an deren einem Ende
VdS-Journal Nr. 10
16 S C H W E R P U N K T T H E M A
zwei Rasierklingen einen kleinen Schlitz bildeten, und am anderen Ende konnten Gitter und Filter angebracht werden (Abb. 1). Unter dem Motto ,,Wir spektroskopieren unseren Haushalt" wurde das Spektroskop dann auf einen Overheadprojektor und Gasentladungslampen gerichtet (Abb. 2 und 3). Eine Sonnenbeobachtung lies die Wolkendecke leider nicht zu. Sicher halten einige die Spektroskopie für ein exotisches und teures Hobby, das nur mit aufwändigen und komplizierten Gerätschaften zu realisieren ist. Aber da konnte uns Herr Diederich vom Gegenteil überzeugen. Schon mit feststehender Kamera und einem normalen 50-mmObjektiv sowie einem vor dem Objektiv angebrachten Gitter, es geht auch Gitter-
folie, lassen sich Spektren von helleren Sternen aufnehmen, wie es uns Herr Diederich mit seinen Aufnahmen der drei Gürtelsternen des Orion demonstrierte.
Abb. 4: Auch in diesem Workshop wurde gebannt gelauscht.
Mit der Profilfunktion eines CCD-Programms lassen sich dann die Helligkeitseinbrüche darstellen und stehen zur Auswertung bereit.
Schwarze Löcher nüchtern betrachtet
von Ina Lingner
Jeder kennt ihn, den Mythos von der kleinen schwarzen Kugel, die durchs All schwebt und alles in ihrer Reichweite gnadenlos verschluckt. Dieser Mythos hat wie die meisten Legenden einen wahren Kern. Doch wo endet die Wahrheit und was ist schon Legende? Dies zu klären war das Ziel des Vortrags von Herrn Prof. Dr. KarlHeinz Lotze von der Friedrich-SchillerUniversität Jena (Abb. 1). Nach und nach
Ist ein Schwarzes Loch wirklich eine extrem dichte, massive Kugel? Nein! Bei der Entstehung eines Schwarzen Lochs kontrahiert die Masse so stark, dass irgendwann ein Punkt erreicht wird, ab dem nicht einmal mehr die Lichtgeschwindigkeit als Fluchtgeschwindigkeit von der Oberfläche des Sterns reicht. Da nun kein Licht mehr von dem Stern entkommen kann, scheint der Stern ab diesem
Abb. 1: Prof. Dr. Lotze bei seinem Vortrag über Schwarze Löcher
fläche des Schwarzen Lochs liegt allerdings deutlich unter dem Schwarzschildradius, da die Masse ungebremst weiter kontrahiert.
Verschlingt ein Schwarzes Loch alles was sich ihm nähert? Nicht unbedingt. Bei einem rotierenden Schwarzen Loch hängt dies von der Bewegungsenergie ab, mit der man sich ihm nähert. Je nach Energie können ohne zusätzliche Kräfte, also aus dem freien Fall heraus, stabile Kreis- oder Ellipsenbahnen eingenommen werden. Ebenso ist es möglich, dass ein Körper sich auf einer Parabeloder Hyperbelbahn wieder vom Schwarzen Loch entfernt. Erst ab einer bestimmten Maximalenergie ist der Weg zum Schwarzen Loch frei. Doch auch wenn ein Körper, wie zum Beispiel ein Raumschiff, auf ein Schwarzes Loch zufällt, ist dieser noch längst nicht unrettbar verloren. Mit einem entsprechend starken Antrieb könnte ein Raumschiff so lange noch entkommen, bis es den Ereignishorizont passiert hat. Erst ab dort ist eine Umkehr unmöglich, da eine Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit benötigt werden würde (Abb. 2).
nahm er die verbreitetsten Ansichten über Schwarze Löcher auseinander und zeigte, dass vieles, was im allgemeinen als gesicherte Wahrheit angesehen wird, auf Missverständnissen beruht. Dabei traten einige überraschende Tatsachen zu Tage.
VdS-Journal Nr. 10
Punkt zu verschwinden. Der Radius, den der Stern an diesem Punkt hat, wird als Schwarzschildradius (auch Ereignishorizont oder Gravitationsradius) bezeichnet. Er wird als Oberfläche eines Schwarzen Lochs behandelt. Die tatsächliche Ober-
Wird ein Mensch zerquetscht, wenn er in ein Schwarzes Loch fällt? Auch hier gilt: Nein! Es würde ihn eher zerreißen, wenn überhaupt ein Effekt auftritt. Ein Mensch, der aufrecht auf der Erdoberfläche steht, erfährt eine leicht unterschiedliche Gravitation an Füßen und
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ken, da im unbeschleunigten freien Fall Schwerelosigkeit herrscht.
Hält am
Ereignishorizont
die Zeit an?
Dies ist nur der
Eindruck den ein
außenstehender
Beobachter erhält,
wenn er einen Sturz
in ein Schwarzes
Loch betrachtet.
Wenn jemand, der
geradewegs in ein
Schwarzes Loch
fällt, in gleichmäßi-
gen zeitlichen
Abständen einen
Lichtstrahl absendet,
Abb. 2:
erreichen diese den
Grafik von Prof. Dr. Lotze zum effektiven Newtonpotentials Beobachter in
eines Schwarzen Loches
größer werdenden
Intervallen (relativi-
stische Effekte,
Kopf. Diese Kraftdifferenz würde bei endliche Lichtgeschwindigkeit). Nach
Neutronensternen oder stellaren Schwar- Erreichen des Schwarzschildradius kom-
zen Löchern (10 Sonnenmassen) zu einer men sogar überhaupt keine Lichtstrahlen
sogenannten Spaghettisierung führen. Der mehr an. Dem Beobachter erscheint es, als
Körper wird langgezogen. Bei schweren Schwarzen Löchern (109 Sonnenmassen),
sei die Zeit für den Fallenden immer langsamer verstrichen und schließlich ste-
wie sie in Galaxienzentren zu finden sind, hen geblieben. Tatsächlich lief sie für den
ist die Gravitationsdifferenz jedoch noch Fallenden aber ebenso gleichförmig weiter
geringer als auf der Erde. Man würde also wie für den Beobachter.
nichts merken. Dies liegt daran, dass die Gravitationskraft mit 1/r2 abnimmt und Schwarze Löcher von 109 Sonnenmassen
Woher weiß man, dass Schwarze Löcher, die man ja nicht sehen kann,
sehr groß sind. Auch auf den Bahnen um existieren?
ein Schwarzes Loch herum würde man Schwarze Löcher lassen sich zwar nicht
nichts von der starken Gravitation bemer- direkt beobachten, aber es gibt viele indi-
rekte Hinweise durch ihre Wechselwirkung mit anderen Sternen. So gibt es Doppelsternsysteme mit einem unsichtbaren Partner von mehreren Sonnenmassen (Nachweis über die Rotation um den gemeinsamen Schwerpunkt oder eine röntgenstrahlende Akkretionsscheibe), bei dem es sich aufgrund der großen Masse wahrscheinlich um ein Schwarzes Loch handelt. An Gravitationslinsen lassen sich hingegen isolierte Schwarze Löcher erkennen. Beim Durchgang durch die Sichtlinie eines Sterns biegt ein schwerer Körper dessen Licht um sich herum, so dass die Helligkeit des Sterns im gesamten Spektrum gleichmäßig zu- und später auch wieder abnimmt. Diese Veränderung ist, anders als bei Veränderlichen, ein einmaliger Vorgang. Aus Dauer und Stärke des Helligkeitsanstieges kann schließlich auf die Masse des die Sichtlinie kreuzenden Körpers geschlossen werden. Bei mehreren Sonnenmassen handelt es sich auch hier wahrscheinlich um ein Schwarzes Loch.
Man sieht, Schwarze Löcher entsprechen durchaus nicht den typischen Vorstellungen, die man über sie hat. Dennoch sind sie nicht weniger beeindruckend.
1 Erdmasse
R = 0,89 cm
1 Sonnenmasse R = 2,96 km
10 Sonnenmassen R = 30 km
109 Sonnenmassen R = 3 · 109 km
(Sonnenradius = 6,96 · 105 km) (etwa einer Großstadt oder eines Neutronensterns) (etwa Uranusbahn)
Tabelle 1: Für Schwarze Löcher mit den gegebenen Massen ergeben sich die angegebenen Schwarzschildradien R.
1 Erdmasse 1 Sonnenmasse 10 Sonnenmassen 109 Sonnenmassen
= 2 · 1027 g/cm3 = 1,8 · 1016 g/cm3 = 1,8 · 104 g/cm3 = 1,8 · 10 -2 g/cm3 (Luft: = 1,3 · 10 -3 g/cm3)
Tabelle 2: Die mittlere Massendichte für die Beispiele aus Tab. 1 wäre dann wie angegeben. Ein Schwarzes Loch ist also durchaus nicht so massiv wie man immer meint.
,,Tut mir leid, KOS und MOS: Heute kann ich von euch keinen
neuen Cartoon zeichnen. Zuerst muss ich meine Sternwarte
von den Marderexkrementen säubern!!!"
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Der Bau eines Spektroskops nach der ,,MacGyver-Methode"
von Rebecca Leugner und Tobias Opialla
Man nehme · ein möglichst stabiles Papprohr
(z. B. Innenrohr von Teppichrollen aus dem Baumarkt) · Toilettenpapierrolle · mindestens eine Rasierklinge · lichtdichtes Klebeband · dicke Pappe · CD (AOL etc.) · Saitenschneider · Cuttermesser, Schere · Klebstoff (am besten Klebepistole) · evtl. Moosgummi
Zuerst schneidet man einen Pappkreis aus der Pappe heraus, der etwas größer als der Durchmesser des Rohres ist. In diesen Pappkreis schneidet man in der Mitte mit dem Cuttermesser einen Schlitz, welcher etwa 4 mm breit und etwas kürzer als die Länge der Rasierklingen sein sollte. Dann muss man die Rasierklinge der Länge nach mit dem Saitenschneider teilen, so dass man zwei Klingen erhält. Diese sind so auf den Schlitz zu kleben, dass ein möglichst schmaler paralleler Spalt entsteht (Abb. 1). Diesen präparierten Pappkreis kann man nun lichtdicht (bis auf den Schlitz) mit dem Klebeband auf das Papprohr kleben (Abb. 2). Dann schneidet man in eine Seite des Papprohres ein Loch mit dem Durchmesser der Toilettenpapierrolle. Nun befestigt man die Toilettenpapierrolle in diesem Loch (Abb. 3).
Danach ritzt man mit dem Cutter die CD so ein, dass man einen Streifen, etwas schmaler als der Rohrdurchmesser, herausbrechen kann. Diesen schiebt man mit der Spiegelseite nach oben von hinten in das Rohr (Abb. 4). Dabei schaut man durch die Toilettenpapierrolle, um den Winkel der CD so auszurichten, dass man ein Spektrum zu sehen bekommt, dabei das Rohr am besten auf eine helle Lampe richten (Abb. 5). Hat man den richtigen Winkel (liegt bei ungefähr 30 Grad ) gefunden - Achtung!! Nicht mehr bewegen!!! Die CD muss im gefundenen Winkel festgeklebt werden, dazu am Besten die Klebepistole verwenden. Ist der Kleber gehärtet, sollte man den richtigen Stellungswinkel der CD noch einmal überprüfen. Dann wird das Rohr auch noch von hinten durch einen Pappkreis lichtdicht verschlossen. Bei Bedarf am Toilettenpapierrollenokular einen Ansatzstutzen aus Moosgummi anbringen. Bei der äußeren Gestaltung sind keine Grenzen gesetzt (Abb. 6). - Have a lot of fun!!! Das Ganze funktioniert natürlich auch mit der Gitterfolie, sogar noch viel besser als mit der CD. Die Gitterfolie wird von AstroMedia [1] als ca. DIN-A5-großes Stück für etwa 4,50 Euro verkauft. Für dieses Spektroskop reicht es ein Papprohr von Küchenpapier, Frischhaltefolie etc. zu verwenden. Der Schlitz wird wie oben beschrieben gemacht. Die
Abb. 3: Das Loch für das ,,ToilettenpapierOkular"
Abb. 4: Die CD muss im richtigen Winkel befestigt werden.
Abb. 1: Für den Spalt wird eine geteilte Rasierklinge verwendet.
Abb. 2: Die Röhre muss lichtdicht verschlossen werden.
VdS-Journal Nr. 10
Abb. 5: Erst wenn man ein deutliches Spektrum sieht, liegt die CD richtig.
Abb. 6: Die fertigen Spektroskope
Abb. 7: Das Dia mit der Gitterfolie wird auf das Papprohr gesetzt.
Gitterfolie wird in ein Stück in Diagröße geschnitten und in einen Diarahmen eingespannt. Anschließend wird der Diarahmen bündig mit dem offenen Ende des Papprohres angebracht (Abb. 7). Man muss hierbei kein Loch für die Toilettenpapierrolle in das Papprohr schneiden. Die Toilettenpapierrolle schließt sich mit dem ca. 30 Grad großen Winkel daran an und wird mit Klebeband befestigt (Abb. 6). Bei dieser Methode sieht man die Spektrallinien am schönsten. Wir haben es auch noch mit einem Prisma versucht, jedoch erzielten wir damit kein schönes Spektrum. Zum Schluss noch der obligatorische Warnhinweis: Niemals damit direkt in die Sonne sehen! Es könnten bleibende Augenschäden entstehen. Trotzdem kann man viele verschiedene Spektren von Leuchtquellen (z. B. Neonröhre, Glühbirne, Energiesparlampe etc.) damit sehen (Abb. 8).
Bezugsquellen [1] www.astromedia.de
Abb. 8: So einfach wird das Spektroskop verwendet.
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Der Tagesausflug nach Frankfurt
von Max Heger
Der Tag begann damit, dass alle Astrocampmitglieder um ca. 7:45 Uhr mit lauten Tönen aus Tilmans Trompete jäh aus ihrem Schlaf geweckt wurden. Dieser Effekt wurde zusätzlich verstärkt, indem andere Leiter sich ihrer Gesangskünste hingaben, und das Lied ,,Morning has broken" mehr oder weniger perfekt hinlegten. Wer dann noch nicht wach war, durfte sich durch das im Hof veranstaltete Dauerglockenläuten endgültig aus dem Bett jagen lassen. Im Prinzip wäre das alles nicht so schlimm gewesen, wären einige Leute nicht so spät ins Bett gegangen. Anschließend hatte man die Möglichkeit, seine Zeit damit zu vergeuden, zu warten bis eine gewisse Person aufhörte, die Gemeinschaftsdusche für sich alleine zu beanspruchen. Nach dem Frühstück kam gegen 9 Uhr dann unser eigens für die Fahrt nach Frankfurt gemietete Bus an. Nachdem sich jeder auf seinem Sitzplatz eingefunden hatte, ging es los. An uns fuhr ein unbekanntes Dorf nach dem anderen vorbei. Nach einer 1 1/2 Stunden langen Fahrt machten sich langsam die Kennzeichen einer Großstadt bemerkbar. Über den Baumwipfeln schauten schon die ersten Wolkenkratzer hervor. Je näher wir kamen, desto größer wurden sie. Dann standen wir mittendrin im Häusermeer, nämlich im Stau. Eigentlich wäre das nicht so schlimm gewesen, hätte der Busfahrer gewusst, wie man die Lüftungsanlage einschaltet. Letztendlich kamen wir dann doch am Senckenbergmuseum (es nennt sich auch Geowissenschaftszentrum) an, in das wir problemlos hineinkamen, da jeder eine Freikarte ausgehändigt bekam, die uns der Physikalische Verein Frankfurt verschafft hatte. Allerdings stellte sich heraus, dass alle Teilnehmer unter 16 Jahren sich nur in Begleitung eines Leiters frei bewegen durften. Innerhalb des Senckenbergmuseums konnte man Originalskelette von Dinosauriern bewundern. Und man hatte die Möglichkeit, sich an Informationstafeln das entsprechende Hintergrundwissen anzueignen. Des weiteren werden dort die verschiedensten Relikte unserer Vergangenheit ausgestellt. Diese erstreckten sich von der Evolutionsgeschichte des Menschen über die Bräuche und Sitten alter Weltkulturen, bis hin zu den unterschiedlichsten Tierarten auf dieser Welt. Danach konnte jeder die freie Zeit nutzen, um die Stadt Frankfurt auf eigene Faust zu
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Abb. 1: Sonnenbeobachtung in der Sternwarte des Physikalischen Vereins in Frankfurt
erkunden. Dafür hatte davor jeder einen kleinen Stadtplan ausgehändigt bekommen, auf dem der Ausgangspunkt (Museum) eingezeichnet war, damit der Bus auch auf der Rückfahrt wieder voll ausgenutzt werden konnte. So ausgerüstet musste man einen etwa 20 Minuten langen Fußmarsch machen, um in die Innenstadt zu gelangen. Dort lag unter anderem auch das Nahrungsmekka eines jeden Astronomen: Der Gummibärliladen. Endlich kiloweise Wochenpackungen an Astronomenhauptnahrungsmittel kaufen! Man musste es nicht mehr in kleinen, überteuerten Packungen in der nahe dem ASL gelegenen Tankstelle kaufen. Nachdem man sich eingedeckt hatte, stand es nahe, sich anderen Dingen in Frankfurt zu widmen. Es schien, als hätten sich in Bekleidungsmärkten Schwarze Löcher gebildet, die ausschließlich weibliche Teilnehmer anzogen. Aber auch bei den männlichen Teilnehmern
unserer Gruppe machte sich bemerkbar, dass diese relativ schnell in diversen Elektronikmärkten verschwanden. Sei es, um ernsthaft ihr Geld auszugeben, oder nur um sich die kostenlosen CDs eines bekannten Internetanbieters (,,Bin ich schon drin?") in benötigter Menge anzueignen. Die CDs konnten anschließend sinnvoll als Leitflächen für die selbstgebauten Raketen oder zum Spektroskopbau verwendet werden. Nachdem der Rucksack schwerer und die Geldbörse leichter war, fanden wir uns alle wieder vor dem Senckenbergmuseum ein. Der nächste Programmpunkt stand an! Unsere Leiter hatten organisiert, dass wir die Volkssternwarte in Frankfurt besuchen durften. Glücklicherweise lag diese nur etwa 55 Gehsekunden entfernt. Innerhalb der Sternwarte des Physikalischen Vereins wurden wir mit offenen Armen empfangen. Als erstes wurden wir in den so genannten kleinen Hörsaal geführt, in dem uns dann auf einer Großleinwand mittels Beamer eine Präsentation mit PowerPoint vorgeführt wurde, welche Volker Heinrich und Christoph Lichtblau zusammengestellt hatten. In der Vorführung ging es hauptsächlich um die Astrofotos, die mit dem dortigen Teleskop aufgenommen wurden. Und wir erfuhren auch, dass die Volkssternwarte eine Außenstelle besitzt, die etwa 30 Kilometer entfernt auf dem so genannten Feldberg liegt. Dass diese zweite Sternwarte notwendig ist, sieht man von außen auf den ersten Blick, weil eine Himmelsrichtung durch ein neu errichtetes Hochhaus versperrt ist. Ein weiterer Nachteil inmitten der Stadt ist das ewige Leid eines jeden Hobbyastronomen, nämlich Streulicht. Dieses ist bekanntlich hinderlich, um weiter entfernte Nebel, Galaxien etc. zu beobachten. Da diese Sternwarte nun mal für das Volk offen ist, interessiert sich dieses verständlicherweise für vertraute Planeten oder den Mond, aber wahrscheinlich weniger für z. B. die Spiralgalaxie M 96. Doch für diese Zwecke reichen die oben genannten Bedingungen vollkommen aus. Und Amateurastronomen haben noch immer die Möglichkeit auf den Feldberg auszuweichen. Eine weitere interessante Tatsache ist, dass die Sternwarte sehr gut besucht wird, was sich unter anderem auch darauf zurückführen lässt, dass die verkehrstechnische Anbindung äußerst gut ist. Nach dem theoretischen Teil ging es dann an die praktische Sache. Dazu wurde die
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Erleichterung, auf
denen eine Erdkugel
mit Pfeil abgebildet
waren und darunter
stand, dass das der
momentane Standort
sei und man es
gleich geschafft
hätte. Endlich oben
angekommen bekam
das Auge erst noch
mal einen Eindruck
von den vielen
Türmen Frankfurts.
Spätestens jetzt war
Abb. 2: So einfach ist Astrofotografie! Willem van Kerkhof hielt einfach seine Kamera ans Okular, schon war sein erstes Sonnenfoto mit H-Filter gemacht.
jedem klar, warum diese Stadt oft als ,,Mainhatten" bezeichnet wird. Nun stand Sonnenbeob-
achtung an. Unter
Gruppe auf die Sternwarte hinaufgeführt. der Kuppel waren zwei Fernrohre ange-
So manch einer kam dabei ins Schwitzen, bracht, eins, um Sonnenflecken auf Papier
weil er seinen vorher gekauften Gummi- zu projizieren und eins zum in die Sonne
bärenvorrat über viele Stufen schleppen sehen (mit H-Sonnenfilter). Da Volker
musste. Da brachten auch die in dem Heinrich anscheinend doch Angst um unse-
Treppenhaus angebrachten Schilder keine re Augen hatte, hielt er zur Demonstration
kurzerhand ein Stück Holz vor das Objektiv. Was passierte... Dann durfte sich jeder mal die Sonne anschauen, was sehr eindrucksvoll war. Wer wollte, konnte sich noch eine übergroße auf Hochglanzkarton gedruckte Postkarte mitnehmen, auf der verschiedene selbstfotografierte Himmelsobjekte zu entdecken waren. Danach verließen wir das Gebäude des Physikalischen Vereins und saßen gleich wieder im Bus. Es machte sich bemerkbar, dass der Busfahrer inzwischen den Knopf für die Belüftungsanlage gefunden hatte. Dann begann die Fahrt und somit auch der erste Verzehr von Astronomenhauptnahrungsmittel (,,Ich tausche eines von meinem Gummibärchen gegen drei von deinen Gummibärchen"). Die Rückfahrt kann man eigentlich genauso beschreiben wie die Hinfahrt, eben nur umgekehrt. Endlich wieder im ASL angekommen, fanden wir einen Zettel vor: ,,Bin beim Feuer legen, Oli". So wurden wir mit einem lustigen Grillabend überrascht, der den ganzen Tag abrundete. Es wurde noch bis tief in die Nacht gefeiert ...
22 S C H W E R P U N K T T H E M A + A M A T E U R T E L E S K O P E Unterstützen Sie uns!
Abb. 1 + 2: Die ASL-Truppe von allen Seiten: zunächst von hinten ... K
Hoffentlich hatten Sie viel Spaß beim Lesen der Artikel unserer Jugendlichen. Ein nicht unerheblicher Teil Ihres Mitgliedsbeitrages fließt zwar schon in die Jugendarbeit, dennoch plagen uns erhebliche Geldsorgen, die das Jugendlager 2003 gefährden. Wenn Sie unsere astronomische Nachwuchsarbeit unterstützen möchten, richten Sie Ihre Spende bitte an: Vereinigung der Sternfreunde Konto-Nr.: 1 17 45 Sparkasse Starkenburg (BLZ 509 514 69) mit dem Verwendungszweck ,,Jugendarbeit" und Ihrer Anschrift. Wir können auch Sachspenden (z. B. ausgediente PC's) sehr gut gebrauchen.
Unsere Arbeit ist sehr ungewöhnlich und neu in Deutschland, darum ist es für uns schwer, geeignete Sponsoren zu finden, die uns Geldmittel zur Verfügung stellen. Wenn Sie uns irgendwo eine Tür öffnen können, tun Sie das bitte!
Oliver Jahreis Berlinstraße 92 55411 Bingen, E-Mail oli@vds-astro-jugend.de
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... und dann auch von vorn. U
Neues von der Fachgruppe Amateurteleskope
Leider kann Elmar Remmert die Fachgruppe Amateurteleskope aus gesundheitlichen Gründen nicht mehr betreuen. Bis auf weiteres hat Herbert Zellhuber diese FG übernommen. Wir alle möchten Elmar Remmert für sein jahrelanges Engagement recht herzlich danken. Viele SuW-Leser werden sicher noch seine Teleskoptests und Berichte in Erinnerung haben.
Wie geht es weiter in der Fachgruppe? Mittlerweile ist die Fachgruppe auch im Internet mit einer Website vertreten:
www.vds-astro.de/fg-amateurteleskope
In erster Linie sind darin Literaturhinweise und Links zum Thema Amateurteleskope zu finden. Die Seite sollte noch ausgebaut werden. Gesucht werden Webseiten, in
denen Amateurteleskope vorgestellt werden. Gerne setzen wir auch Ihren Link mit auf die Seite, wenn Sie über Ihr Instrumentarium berichten.
Als weiteres möchten wir dazu aufrufen, dass wieder mehr Erfahrungsberichte über Amateurteleskope und dessen Zubehör fürs VdS-Journal geschrieben werden. Bekanntlich werden solche Berichte von den Lesern gerne aufgenommen. Auch Teleskope für den Anfänger sollten mehr in den Vordergrund gestellt werden. Gelegentlich werden Verbesserungen an Teleskopen und am Zubehör gemacht, gerne möchten wir öfter auch solche Artikel abdrucken.
Die Redaktion freut sich auf Ihre Berichte.
Herbert Zellhuber
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Innovationen im Fernrohrselbstbau - gesehen beim ITV 2002
von Herbert Zellhuber
Abb. 1: Der Filterschieber an Manfred Kleisa`s 18-Zöller
Abb. 2: Ein Okularschlitten aus Holz
Der Termin des Internationalen Teleskoptreffens am Vogelsberg ist bei mir im Kalender ganz dick angestrichen. Übers Internet (Helge Schlinzig dokumentierte auf seine humorvolle Art jeden Tag des Treffens) habe ich mitbekommen, dass schon eine Woche vor dem eigentlichen Beginn Leute dort am ,,heiligen Rasen" lagern ... Am 8. Mai kam auch ich dazu. Deutlich waren noch die Spuren der heftigen Regenfälle vor ein paar Tagen zu erkennen: Bretter im Zufahrtsbereich, Wasserablaufrinnen, Pfützen. Aber nun war schönes Wetter. Beim Schlendern durch die Reihen könnte man eigentlich meinen, dass ein
Viertel aller Teleskope Eigenbauten sind. Das täuscht natürlich. Eigenbauten sind in der Gesamtzahl aller Amateurfernrohre schon die Minderheit. Ein Teleskoptreffen ist aber ein gutes Forum für bastelnde Amateurastronomen, um sich näher kennen zu lernen, Erfahrungen auszutauschen und auch gelegentlich vom andern etwas ,,abzukupfern". Man kann jedes Jahr wieder neue Innovationen
in Amateurteleskopbau finden. So fiel mir gleich der Filterschieber an Manfred Kleisa`s 18-Zöller auf (Abb. 1). Unterhalb des Okularauszugs ist dieser angebracht.
Abb. 3: Stefan Hamel baut Dobsons mit Erdnägeln.
Abb. 4: Eine Montierung mit Einarmschwinge
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Abb. 5: Ein VdS-prämierter Gitterrohrdobson
Abb. 6: Verschiebung des Okularschlittens in Längsrichtung
Auf den Schieber sind mehrere käufliche Filteradapter befestigt, in welche man die Filter schrauben kann. Das Verschieben geht spielend leicht und der Schieber wird mit einer federbelasteten Kugel arretiert. So mancher schätzt die Vorteile eines Okularschlittens, aber nicht jeder kann sich so ein Teil aus Metall bauen. Also wird's aus Holz gemacht (Abb. 2). Hauptsache es funktioniert gut! Ich unterhielt mich mit Stefan Hamel, der auch kein Unbekannter in der AstrobauerSzene mehr ist. Mich wunderte, dass sein Dobson so schön fest auf der Wiese stand. Aha, Erdnägel sind das Geheimnis (Abb. 3). Solche Erdnägel werden an die Grundplatte befestigt und in das Erdreich gerammt. Diese Innovation könnte der ,,Geheimtipp" fürs nächste ITV werden. Bei einer Montierung (Abb. 4) kam ich fast aus dem Staunen nicht mehr raus. Da hat doch glatt einer etwas vom Motorradbau abgeguckt, nämlich die Einarmschwinge. Dort hat es den Vorteil, das Rad schnell wechseln zu können. Hat der Erbauer diese Konstruktion gewählt, um etwa den Tubus schneller wechseln zu können? Welche Vorteile könnte dieses System noch haben? Diese ,,halbe" Gabelmontierung hat einen
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niederen Schwerpunkt und ist offenbar recht steif gebaut. Ein weiteres Novum gab es bei einem Gitterrohrdobson (Abb. 5) zu bestaunen: Zwei parallele Stangen wurden dazu verwendet, den Okularschlitten zu führen. Im Prinzip könnte der Schlitten bis kurz vor den Hauptspiegel platziert werden!! Als ob das noch nicht genug wäre, der Konstrukteur setzte noch eins drauf! Fokussiert wird
Abb. 7: Ein Berliner Sternfreund schliff den Spiegel und bedampfte ihn selbst...
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Abb. 8: Johann Albrechts neues Bino aus zwei kurzbrennweitigen China-Refraktoren
Abb. 10: Ein höhenverstellbarer Beobachtungsstuhl
Abb. 9: Reinhard Schutten erklärte genau den Okularrevolver seines Refraktors.
über den großen schwarzen Teller. Innen ist eine Nut spiralförmig eingefräst, in welche ein Zapfen greift und beim Drehen den Okularschlitten in Längsrichtung verschiebt (Abb. 6). Gelagert ist der Schlitten in Teflonklötzchen. Als Präsent bei der Prämierung der tollsten Selbstbauten, welche von mir, Stathis Kafalis, Michael Koch und Martin Trittelvitz durchgeführt wurde, erhielt der Erbauer (bisher kein VdS-Mitglied) mit der VdS-Tragetasche die komplette Serie von VdSJournalen und ein Mousepad mit dem Nordamerikanebel. Auf einer azimutalen Gabelmontierung aus Aluminium steht das Instrument eines Berliner Sternfreunds (Abb. 7). Den Spiegel hat er selbst geschliffen und hat ihn sogar selbst mit Aluminium bedampft! Wer die Möglichkeiten dazu hat, der kann's eben auch machen!
Johann Albrecht zeigte uns sein neues Bino mit je 150 mm freier Öffnung (Bild 8). Er baute es aus zwei kurzbrennweitigen China-Refraktoren. Die beiden Fernrohre sind so angeordnet, dass jeweils nur ein Umlenkspiegel für jedes Rohr nötig ist. Der Augenabstand wird eingestellt, in dem ein Rohr komplett seitlich parallel über Seilzüge verschoben wird. Die Drehfokussierer stellte er aus alten Kameraobjektiven her, bei denen er die Linsen entfernte. Selbstverständlich ist auch für jedes Okular eine praktische Filterschublade vorhanden. Interessiert hörte ich zu, wie Reinhard Schutten den Okularrevolver seines Refraktors erklärte. Ein Okularrevolver ist an sich ja keine Neuheit, aber hier kann zusätzlich ein Filterrad eingebaut werden. Zu jedem der vier Okulare kann man verschiedene Filter wählen, ruck-zuck (Abb. 9). Er hat zusätzlich mehrere Filterräder zum auswechseln, einmal für Deep-Sky und dann die Farbfilter für Planeten. Die VdS stiftete dem Erbauer bei der Prämierung einen Preis in Form des Buches ,,Fernrohre und ihre Meister". Das Patent hat der Erfinder übrigens schon angemeldet, eine Kleinserie wird demnächst aufgelegt. Höhenverstellbare Beobachtungsstühle erfreuen sich steigender Beliebtheit. Hier ein solcher Stuhl mit Rasterklemmung (Bild 10). Stühle dieser Art kann man sich aus Holz herstellen. Beim ITV gab es in Richtung Selbstbau also etliche interessante Sachen zu sehen. Es gäbe noch viel mehr zu erzählen, leider kann man in einem Artikel unmöglich alles unterbringen. Um das alles zu sehen und zu erleben, muss man eben hinfahren, zu ITV. Also, bis zum nächsten Mal!
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Ist die nordatlantische Oszillation die Ursache der Haloperiodizität?
von Claudia Hinz
Abb. 1: Jährliche Haloaktivität in den Jahren 1986 bis 2001 aus Beobachtungen der Sektion Halobeobachtungen des AKM
Abb. 2: Verlauf des NAO-Index (Erläuterung im Text) und der Abweichung der HaloAktivität vom langjährigen Mittel in den Jahren 1986 bis 2000
Bereits vor mehreren Jahren hat Gerald Berthold während eines Vortrages im Rahmen des Haloseminares 1999 eine Periodizität der Haloaktivität vermutet (Abb. 1). Was diese scheinbar periodischen Schwankungen hervorrief, war jedoch lange Zeit ein Rätsel. Die Sonnenaktivität konnte bald als Verursacher ausgeschlossen werden, da keine Gemeinsamkeiten des
Verlaufes von Halo- und Sonnenaktivität erkennbar sind. Überhaupt war es naheliegender die Ursache in der heimischen Wetterküche zu suchen -- auf dem Atlantik. Die vielleicht für uns wichtigsten Druckgebilde im nördlichen Atlantik sind das Azorenhoch und das Islandtief. Sie liegen zwar nicht immer auf ihrem Platz, bildet man aber langfristige
Mittelwerte des Luftdrucks, kann man beide gut lokalisieren. Sie haben eine interessante Gemeinsamkeit: Zu Zeiten, in denen das Islandtief besonders ausgeprägt ist, ist es das Azorenhoch meist auch. Umgekehrt ist schwacher Tiefdruck bei Island meist auch nur mit einem mäßigen Hoch westlich von Gibraltar verbunden. Wie eine Art Schwingung zeigen manche Jahre starke Hochs und tiefe Tiefs, andere schwache Hochs und schwache Tiefs. Diese Verbindung der beiden Druckgebilde wird als Nordatlantische Oszillation (NAO) bezeichnet. Sie ist von erheblicher Bedeutung für das Wetter im ganzen Bereich des Nordatlantik und darüber hinaus. Der NAO-Index gibt die Ausprägung des Druckunterschiedes an: Hoher Index bedeutet also ein starkes Islandtief und ein starkes Azorenhoch. Die Schwankungen des NAO-Index sind nicht nur jahreszeitlich bedingt, sondern auch in den einzelnen Jahren sehr verschieden. Es lassen sich auf längere Zeiträume hin gesehen, deutlich negative und positive Phasen erkennen, deren Zeiträume eine ähnliche Dauer erkennen lassen, wie die einzelnen Perioden in der Haloaktivitätskurve. Sicher kann man aus einer 15jährigen Reihe keine vollkommen gesicherten Aussagen ableiten, aber in der folgenden Grafik kann man den Zusammenhang deutlich erkennen. Dabei ist der NAO-Index in das Verhältnis zur Abweichung der Haloaktivität zum langjährigen Mittel gesetzt (Abb. 2). Einige der unmittelbaren Wirkungen der NAO scheinen auf den ersten Blick relativ leicht verständlich. Zum Beispiel ist bei hohem NAO-Index die Temperatur des Oberflächenwassers südlich von Grönland deutlich abgesenkt. Hier scheint das Islandtief Nordwinde hervorzubringen, die im Bereich des Labradorbeckens durch grönländische Polarluft die Wassertemperatur erheblich senken. Die Konvektion (Absinken von Wasser in die Tiefe) verlangsamt sich dadurch, und es strömt weniger warmes Wasser aus der Golfregion nach - das Ergebnis wären also niedrigere Temperaturen auch in Mitteleuropa. Umgekehrt steigen, wenn die NAO-IndexWerte hoch sind, ganz eindeutig die Wassertemperaturen in der Biskaya, der Nord- und der Ostsee. Herrscht zwischen
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Lissabon und Reykjavik ein starker Luftdruckunterschied, sind auch die WestOst-Luftströmungen besonders stark, die etwas wärmere und feuchtere Meeresluft aus subtropischen Regionen nach Mitteleuropa führen. Ideale Voraussetzungen für die Entstehung von Cirren und letztendlich der Halos, so könnte man denken. Aber gerade bei derartigen Wetterlagen ist die Haloaktivität besonders niedrig. Und deshalb beginnen an dieser Stelle erst die
Fragen. Gibt es bei geringen Druckunterschieden deshalb die besseren Halos, weil die Cirren der Tiefs in der Höhe ungehindert passieren können? Oder erzeugen gar kleinere Tiefs Eiskristalle mit besseren optischen Eigenschaften, weil die Kristallbildung in der gemäßigten Zyklogenese weniger rasant von statten geht und die Turbulenzen in den oberen Luftschichten der Troposhäre (Cirrusniveau) bei niedrigen NAO scheinbar niedriger sind als in
Zeiten höherer Luftdruckgegensätze? Unter welchen Voraussetzungen entstehen überhaupt die unterschiedlichen Eiskristalle? Sind Halophänomene anhand der NAO-forecasts vorhersagbar? Es gibt sicherlich auf diesem Gebiet noch eine ganze Menge zu erforschen und vielleicht ist oben genannte These ja eine Anregung für die Meteorologen unter uns, sich diesen Fragen einmal anzunehmen.
Aus dem Pixelkästchen ...
CMOS juche! CCD ade? Immer mehr Konzerne aus der Halbleiterindustrie bieten CMOS-Sensoren an. Angefangen bei bekannten Firmen wie Kodak bis hin zu unbekannteren wie OmniVision. In vielen Fällen sind es Sensoren mit 640 x 480 oder sogar 1.280 x 1.024 Bildpunkten. Das besondere an diesen CMOS-Sensoren ist ihr Herstellungsprozess, der sich in von dem von CCDChips unterscheidet. Die neuartigen Sensoren werden in einem Prozess hergestellt, in dem auch andere CMOS-Bauteile wie Speicher oder Mikroprozessoren seit Jahren in Massen hergestellt werden. Ein Synergieeffekt ist, dass sich Sensor- und Transistorstrukturen zum vollständigen Betrieb auf einen einzigen Chip platzieren
lassen - eine komplette Kamera auf kleinstem Raum! Und ein zweiter, dass dies alles nur zu einem Bruchteil der Kosten eines CCD-Chips zu haben ist, der alleine ja auch noch nicht betrieben werden kann. So staunte ich nicht schlecht, als ich mir bei Kodak einen CMOS-Sensor (den KAC1310 mit 1.280 x 1.024 Pixel) für nur 49 $ das Stück bestellen konnte. Der Betrieb des Sensors ist auch denkbar einfach: eine Versorgungsspannung (3,3 V), einen Eingang für die Masterclock, zwei weitere Pins für den I2C-Bus zum Konfigurieren des Sensors, ein paar Widerstände und Kondensatoren, ein 10 bit breiter Datenbus für die Bildausgabe. Fertig? Naja, nicht ganz! Einen Mikroprozessor zur Ansteuerung des Ganzen
braucht man auch noch. Also CCD-Herz, was begehrst Du mehr? Nun, soweit aus den Spezifikationen abzusehen ist, folgendes: weniger Rauschen, mehr Dynamik und Empfindlichkeit! Denn da ist noch deutlich Aufholpotential vorhanden. Quanteneffizienzen von maximal 25 - 30 % stellen bestimmt noch nicht das Ende der Fahnenstange dar. Eine Dynamik von 9 bis 9,5 bit und ein Rauschen von 40 e- ist auch noch verbesserungsbedürftig. Hier hinken die CMOS-Sensoren den CCDs eindeutig hinterher. Sie können es sich bei dem Preis/Leistungsverhältnis erlauben! Ich denke, es dürfte nur eine Frage der Zeit sein, bis CMOS-Sensoren vergleichbare Spezifikationen aufweisen, wie CCDs heute. Bis dahin kann mit dem neuen Sensortyp ja schon experimentiert werden. Teuer ist er ja nicht... Ihr Dennis Möller
Erfassung und Vermessung
von Herbert Raab
lichtschwacher Punktquellen
- Teil 1 - Die moderne CCD-Technik ermöglicht es dem Amateurastronomen, in Bereiche vorzudringen, die noch vor wenigen Jahren ausschließlich Profis vorbehalten waren. So können mit einer CCD an einem 30-cmTeleskop noch Sterne von 20 mag erfasst werden. Neben einem klaren Himmel sind beim Nachweis schwacher Himmelsobjekte aber auch instrumentelle Einflüsse zu berücksichtigen, die hier am Beispiel von Punktquellen (z. B. Sterne oder Asteroiden) betrachtet werden sollen.
Eigenschaften von Punktquellen Bei längeren Belichtungszeiten werden punktförmige Lichtquellen durch die Wirkung der Erdatmosphäre und der Teleskopoptik ,,verschmiert" abgebildet. Unter der Annahme, dass das verwendete
Teleskopsystem über das abgebildete Feld verzeichnungsfrei arbeitet, ist diese charakteristische Intensitätsverteilung, die als ,,Point Spread Function" (PSF) bezeichnet wird, für alle Punktquellen einer Aufnahme gleich. Die PSF kann im allgemeinen durch eine zweidimensionale Gauß-Verteilung (Glockenkurve) beschrieben werden. Jede einzelne der auf einem Bild erfassten Punktquellen kann nach Anpassung einer PSF durch einige wenige Parameter charakterisiert werden: · Position Die Position des Objektes auf der CCDAufnahme kann in rechtwinkligen Koordinaten ausgedrückt werden, am einfachsten durch Angabe von Spalte und Zeile am CCD-Bild. Der Ort des Objektes kann durch Anpassung der PSF an die gemessenen Pixelwerte auf Bruchteile einer
Pixelgröße festgelegt werden. · Intensität Die Höhe der Kurve (,,Peak Intensity") ist direkt proportional zur Helligkeit des abgebildeten Objektes. Die gesamte Fluss des Objektes entspricht dem Integral (Volumen) der Point Spread Function, abzüglich des Sockelbetrages (siehe unten). · Breite Die Breite der Kurve wird häufig durch die als ,,Full Width Half Maximum" (FWHM) bezeichnete Größe angegeben. Das ist die Breite der Kurve, gemessen an der halben Höhe. Zumindest bei größeren Brennweiten wird dieser Parameter vornehmlich durch die Wirkung der Erdatmosphäre bestimmt, und ist somit ein Maß für das Seeing. Dieser Wert ist für alle Punktquellen auf der Aufnahme gleich (sofern keine Verzeichnungen der Teleskopoptik
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vorliegen), unabhängig von der Helligkeit des abgebildeten Objektes. Helle Objekte erscheinen auf den Aufnahmen nur deshalb größer zu sein, weil sich die schwachen Ausläufer der PSF hier abbilden können, während sie bei lichtschwachen Objekten im Rauchen untergehen und damit nicht erkennbar sind. · Sockel Das CCD sammelt während der Integrationszeit nicht nur Sternenlicht, sondern auch Licht vom Himmelhintergrund, aber auch ein thermisches Signal (Dunkelstrom), das im Detektor selbst entsteht. Dadurch ergibt sich ein Sockel, auf dem die PSF aufsitzt. Im Idealfall ist auch dieser Sockelbetrag bei kalibrierten CCDAufnahmen über das gesamte Feld identisch, in der Praxis ergeben sich aber meist etwas unterschiedliche Werte an verschiedenen Orten.
Rauschquellen Wie eben erwähnt nimmt das CCD während der Belichtung nicht nur das Licht der Himmelsobjekte auf, sondern auch ungewünschte Signale. Zwar kann das thermische Signal durch entsprechende Kalibrierung mit einem Dunkelbild wieder abgezogen werden, und der Himmelshintergrund durch die Wahl entsprechender Anzeigeparameter schwarz dargestellt werden. Der Rauschanteil in diesen Signalen - das thermische Rauschen, und das Rauschen im Himmelshintergrund - bleiben aber auch in einem kalibrierten Bild zurück. Als zusätzliche Rauschquelle ist das Ausleserauschen des CCD-Chips in Betracht zu ziehen. Der Rauschanteil (genauer: die Standardabweichung der verrauschten Messwerte vom tatsächlichen Signal) kann bei bekannter Signalstärke
durch deren Quadratwurzel abgeschätzt werden. Das Gesamtrauschen lässt sich durch quadratische Addition der Einzelkomponenten (thermisches Rauschen, Rauschen im Himmelshintergrund, und Ausleserauschen) ermitteln. Das Signal/ Rausch-Verhältnis (,,Signal to Noise Ratio", kurz SNR) ergibt sich schließlich aus dem Quotienten von Nutzsignal und Gesamtrauschen. In Abbildung 1 wird die Zunahme des Nutzsignals und des Rauschens mit zunehmender Integrationszeit schematisch dargestellt. In dem hier gezeigten Beispiel ist das Beobachtungsobjekt lichtschwächer als der Himmelshintergrund, so dass das Nutzsignal (S) weniger rasch ansteigt als das Signal vom Himmelshintergrund (B). Der Rauschanteil im Himmelshintergrund ist durch die mit B gekennzeichnete Kurve angegeben. Von vergleichsweise geringer Bedeutung zeigt sich hier das vom Dunkelstrom (T) hervorgerufene thermische Rauschen (T), sodass das Gesamtrauschen () vom Rauschanteil des Himmelshintergrundes dominiert wird. Das Ausleserauschen, das von der Integrationszeit unabhängig ist, wurde für diese Darstellung außer acht gelassen. Die Darstellung zeigt, dass das Nutzsignal proportional zur Belichtungszeit zunimmt. Gleiches gilt auch für das thermische Signal und das Signal vom Himmelshintergrund, der jeweilige Rauschanteil nimmt jedoch entsprechend langsamer zu. Daher steigt das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) langsamer an, als man vielleicht zunächst vermuten möchte. Doch obwohl das Nutzsignal in diesem Beispiel schwächer ist als der Himmelshintergrund, nimmt das Signal/Rausch-Verhältnis mit steigender Integrationszeit langsam zu, und
das lichtschwache Objekt tritt so immer deutlicher aus dem Rauschen hervor.
Abb. 1: Schematische Darstellung der Zunahme des Nutzsignals und des Rauschens mit zunehmender Integrationszeit. Erläuterung dazu im Text.
VdS-Journal Nr. 10
Vom Sternenlicht zum Signal/RauschVerhältnis Um die Auswirkungen verschiedener instrumenteller Parameter auf die Erfassung lichtschwacher Punktquellen bewerten zu können, soll hier das Signal/RauschVerhältnis, das für einen Stern von gegebener Helligkeit mit einem bestimmten
Instrumentarium erzielt wird, abgeschätzt werden. Die dafür notwendigen Berechnungen sollen in diesem Kapitel im Detail dargestellt werden. Als ,,lichtschwache Punktquelle" wollen wir in diesem Beispiel einen Stern von 19,0 mag annehmen. Die Helligkeit des Himmelshintergrunds soll 19,0 mag pro Quadratbogensekunde betragen, das Seeing (FWHM der Sternabbildung) soll bei 4 Bogensekunden liegen. Als Aufnahmeinstrument wollen wir zunächst ein Teleskop von 30 cm Öffnung, mit einer zentralen Abschattung von 10 cm, und einem Öffnungsverhältnis von f/10 annehmen. Der CCD-Chip soll eine Pixelgröße von 24 µm x 24 µm aufweisen, was bei der gegebenen Brennweite von 3 m einem Maßstab von 1,65 Bogensekunden pro Pixel entspricht. Über den visuellen Spektralbereich wird eine mittlere Quanteneffizient von 0,7 angenommen, der Dunkelstrom des gekühlten Chips sei mit einem Elektron pro Sekunde, und das Ausleserauschen mit zehn Elektronen gegeben [1]. Von einem Stern von 0mag treffen im visuellen Spektralbereich rund 5 x 1010 Photonen pro Sekunde und Quadratmeter ein [2]. Da eine Helligkeitsdifferenz von 1mag einer Intensitätsdifferenz vom Faktor 2,5 entspricht, treffen von einem Stern der 19. Größe nur noch 5 x 1010 ./. 2,519, oder rund 1.374 Photonen pro Sekunde und Quadratmeter ein. Die lichtsammelnde Fläche des gegebenen Instrumentes ist 0,063 m2 groß. Bei einer Integrationszeit von 100 Sekunden werden mit dem gegebenen Instrument somit rund 8.656 Photonen von dem Stern gesammelt. Bei einer Quanteneffizient von 0,7 werden in der CCD-Kamera daraus etwa 6.059 Elektronen erzeugt. Nehmen wir nun an, dass das Helligkeitsmaximum der Point Spread Function des Sternes genau im Zentrum eines Pixels abgebildet wird, so nimmt dieses Pixel 7 % des Sternenlichtes (also etwa 606 Photonen) auf, der Rest des Sternenlichtes verteilt sich auf die umliegenden Pixel. Im zentralen Pixel ergibt sich somit ein Signal von etwa 424 Elektronen. In Analogie zur obigen Berechnung können wir für eine Quadratbogensekunde Himmelshintergrund einen Fluss von 1.374 Photonen, pro Sekunde und Quadratmeter ermitteln. Unter Berücksichtigung der Teleskopöffnung (0,063 m2) und der Integrationszeit (100 Sekunden) sowie der Pixelgröße (2,72 Quadratbogensekunden) ergibt sich ein integrierter Fluss von 23.545
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Instrumentierung Teleskopöffnung (m) Abschattung (m) Brennweite (m) Lichtsammelnde Fläche (m2) Integrationszeit (s)
Bsp.1
0,3 0,1 3,0 0,063 100
Bsp.2
0,3 0,1 3,0 0,063 200
Bsp.3
0,3 0,1 3,0 0,063 600
Bsp.4
0,3 0,1 3,0 0,063 600
Bsp.5
1,0 0,3 12,0 0,715 100
Bsp.6
1,0 0,3 3,5 0,715 100
Bsp.7
1,0 0,3 12,0 0,715 100
Lichtquelle FWHM Sternhelligkeit (mag) Fluss (Phot./m2/s) Integrierter Fluss (Phot.) Signal (e-) Anteil des zentr. Pixels Int. Fluss im zentr. Pixel (Phot.) Signal im zentralen Pixel (e-)
4" 19,0 1374 8656 6059 0,07 606 424
4" 19,0 1374 17312 12118 0,07 1212 848
4" 19,0 1374 51937 36356 0,07 3636 2545
4" 19,0 1374 51937 36356 0,07 3636 2545
4" 19 1374 98241 68769 0,005 491 344
4" 19 1374 98241 68769 0,05 4912 3438
2" 19 1374 98241 68769 0,02 1965 1376
Himmelshintergund Himmelshintergrund (mag/ ") Fluss (Phot./m2/s/ ") Integr. Fluss (Phot./ ") Interg. Fluss pro Pixel (Phot.) Signal pro Pixel (e-) Rauschanteil (e-/Pixel)
19,0 1374 8656 23545 16482 128
19,0 1374 17312 47089 32962 182
19 1374 51937 141269 98888 314
19 1374 51937 141269 98888 314
19 1374 98241 16514 11560 108
19 1374 98241 196507 137555 371
19 1374 98241 16514 11560 108
Instrumentelles Rauschen
Dunkelstrom (e-/Pixel)
100
200
600
600
100
100
100
Rauschanteil/Dunkelstrom (e-/Pixel)
10
14
24
24
10
10
10
Ausleserauschen (e-/Pixel)
10
10
10
100
10
10
10
Signal/Rausch-Verhältnis
Gesamtrauschen (e-/Pixel)
129
183
315
330
109
371
109
Peak SNR
3,29
4,66
8,08
7,71
3,16
9,27
12,6
Pixel innerhalb der Apertur (3xFWHM)
42
42
42
42
665
57
166
Total SNR
1,12
1,59
2,75
2,62
0,95
3,25
3,80
Tabelle 1: Diskussion verschiedener Beispiele für CCD-Aufnahmen (s. Text)
Photonen, die ein Pixel während der Belichtung vom Himmelshintergrund sammelt, entsprechend einem Signal von etwa 16.482 Elektronen, bei einem Rauschanteil von 16.482 = 128 Elektronen. Der Dunkelstrom summiert sich während der Belichtungszeit zu etwa 100 Elektronen pro Pixel auf, der Rauschanteil ergibt sich daher zu 100 = 10 Elektronen pro Pixel. Hinzu kommt das Ausleserauschen von weiteren 10 Elektronen. Die quadratische Addition der Rauschanteile (Himmelshintergrund, Dunkelstrom, Auslesen) ergibt ein Gesamtrauschen von (1282 + 102 + 102) = 129 Elektronen. Das instrumentelle Rauschen ist im Vergleich zum Rauschanteil im Himmelshintergrund hier also praktisch vernachlässigbar. Der Quotient aus dem Signal im zentralen Pixel (424 Elektronen) und dem Gesamtrauschen (129 Elektronen) ergibt das Signal/Rausch-Verhältnis im zentralen Pixel (,,Peak SNR") zu 424 ./. 129 = 3,29. Damit kann sich selbst das hellste Pixel nur wenig vom Rauschen abheben, so dass man
die erreichte Grenzgröße etwa mit der Helligkeit des betrachteten Sternes (19 mag) ansetzen kann. Betrachten wir nun noch das mittlere Signal/Rausch-Verhältnis aller Pixel innerhalb einer kreisförmigen Apertur mit einem Durchmesser von 3 x FWHM. Bei einer FWHM von 4" und einer Pixelgröße von 1,65" entspricht der Durchmesser der Apertur 7,3 Pixel, und es liegen 42 Pixel innerhalb dieser Apertur. Da praktisch das gesamte Sternenlicht innerhalb dieser Apertur gesammelt wird, kann als Signalstärke der oben ermittelte Wert von 6.059 Elektronen angesetzt werden. Das Gesamtrauschen der 42 Pixel innerhalb der Apertur ermittelt sich zu 42 x 129 = 5.418. Das Signal/Rausch-Verhältnis ergibt sich somit zu 6.059 ./. 5.418=1,12. Es ist leicht einzusehen, dass eine verlässliche astrometrische oder photometrische Vermessung dieses Sternes kaum möglich sein wird. Die in diesem Beispiel ermittelten Zahlen sind, gemeinsam mit den noch folgenden Beispielen, in der Tabelle 1 zusammengefasst.
Im zweiten Teil des Beitrages lesen Sie über die Effekte von Integrationszeit und Bildaddition, der Teleskop-Öffnung, über den Einfluss von Pixelgröße und Sampling. Was die Bedingungen für tiefe Aufnahmen und für höchste Messgenauigkeit sind.
Literaturhinweise [1] Scientific Imaging Technologes, Inc:
SITe 512 x 512 Scientific-Grade CCD [2] Richard Berry, James Burnell, 2000:
,,The Handbook of Astronomical Image Processing", Willmann-Bell, Inc. [3] Steve B. Howell, Bruce Koehn, Edward Bowell, Mark Hoffman, 1996: ,,Detection and Measurement of poorly sampled Point Sources images with 2-D Arrays", in Astronomical Journal, Volume 112, Number 3, pp. 1302 [4] Lyman W. Neuschaefer, Rogier A. Windhorst, 1995: ,,Observation and Reduction Methods of deep Palomar 200 inch 4-Shooter Mosaics", in Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 96, pp. 371
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LRGB-Aufnahmen mit der CCD-Kamera
von Magnus Zwick
Abb. 1: Dieser Ausschnitt aus GUIDE 7 zeigt das Gesichtsfeld der CCD-Kamera von 16` x 12` und den Kreis von 2 Grad Durchmesser, auf dem das Gesichtsfeld der Nachführkamera liegt.
In vielen Artikeln astronomischer Fachzeitschriften und Büchern stehen vielfältige Informationen und Grundlagen über die CCD-Beobachtung zur Verfügung. Doch will man das Gelesene dann in die eigene Beobachtung einfließen lassen, zeigen sich oft Hürden, die es zu überwinden gilt, um das angepeilte Ziel zu erreichen. Ich möchte hier einige Erfahrungen weitergeben, die ich auf dem Weg zur Erstellung von CCD-Farbaufnahmen gewonnen habe.
Im Sommer 1999 suchte ich die für meine Ausrüstung und Geldbeutel am besten geeignete CCD-Kamera. Nach einigen Überlegungen fiel meine Wahl aus folgenden Gründen auf eine HX516 von Starlight Xpress: 1. Bei den 1000 mm Brennweite meines
8" Newton Teleskops beträgt die Auflösung eines Pixels 1,53". 2. Das Gesichtsfeld beträgt 12 x 16 Bogenminuten. 3. Der A/D-Wandler hat 16 Bit Auflösung.
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Damit ist die Kamera auch photometrisch einsetzbar. 4. Das Rauschen des CCD-Chips ist gering und ermöglicht lange Belichtungszeiten. 5. Kompakte Bauform. 6. Gutes Preis Leistungs-Verhältnis. Auf den Nachteil der ungeregelten Kühlung komme ich später zu sprechen.
Um ein gutes Rohbild zu erhalten, sind die Belichtungszeit, der Fokus und die Genauigkeit der Nachführung die wichtigsten Punkte. Befindet sich kein heller Stern im Gesichtsfeld der Aufnahme, kann bei Deep-Sky-Objekten die Integrationszeit nicht lange genug gewählt werden. Da bei der späteren Bildbearbeitung das Signal/Rausch-Verhältnis die erreichte Grenzgröße mitbestimmt, ist es besser 2 x 5 Minuten zu belichten als 10 x 1 Minute. Die Nachführung meiner Aufnahmen wird durch einen SBIG-StarTracker ST4 korri-
giert, der zunächst an einem 90-mmRefraktor zum Einsatz kam. Zuerst wurde die Hauptoptik auf das Zielobjekt eingestellt und danach mittels Exzenter ein Leitstern am ST4. Bei längeren Belichtungszeiten waren, obwohl der ST4 keine Abweichungen machte, bei ca. 50 % der Aufnahmen deutliche Nachführfehler erkennbar. Diese waren auf eine Veränderung der Lage der optischen Achsen beider Optiken zueinander begründet. Trotz Versteifung sämtlicher Halterungen und Rohrschellen, sowie dem Anbringen einer zweiten Klemmschraube am Okularauszug und dem Verzicht auf ein Zenitprisma, waren immer noch ca. 25 % aller Aufnahmen nicht gut genug nachgeführt. Erst der Einsatz eines Off-Axis-Guiders ermöglicht jetzt eine nahezu 100 %ige ,,Ausbeute". Um jedoch einen geeignet hellen Leitstern in das nur 9` x 9` große Gesichtsfeld des ST4 zu bekommen, muss nun ein neues Hilfsmittel eingesetzt werden. In den Kartenausschnitt des Sternkarten-
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ist (Abb. 4), wird der
Fokus exakt einge-
stellt.
Erste Voraussetzung
dafür ist, dass die
CCD-Chips beider
Kameras den gleichen
Abstand von der Basis
des Off-Axis-Guiders
haben. Durch den
Einbau von Zwischen-
ringen oder Verläng-
Abb. 2:
erungshülsen, kann
Mit dem ermittelten Positionswinkel des Leitsterns wird
dies erreicht werden.
anhand dieser Skizze der Off-Axis-Guider positioniert.
Meine selbst gefertigte
Das Rechteck im ST4 kennzeichnet den Aufkleber am
Filterschublade erfüllt
Kamerakopf.
diesen Zweck zusätz-
lich. Ihre nur 21 mm
programms GUIDE 7 ist das CCD-Feld der Lichtweg sind genau auf die Differenz zwi-
Hauptkamera und ein Gesichtsfeldkreis schen HX516 und ST4 optimiert.
von 2 Grad Durchmesser eingeblendet. Dieser Als Fokusierhilfe kommt ein runder
Kreis kennzeichnet die Position des Kunststoffdeckel zum Einsatz, der jeweils
Gesichtsfeldes, um den der ST4 bei einer 7 cm vom Mittelpunkt aus gegenüberlie-
360 Grad Drehung des Off-Axis-Guiders rotiert gend zwei gleich weit entfernte Löcher von
(Abb. 1).
35 mm Durchmesser hat. Vor die Teles-
Ist das Zielobjekt, im Beispiel M 66, ein- kopöffnung gebracht und auf einen genü-
gestellt, wird der Leitstern ausgewählt. gend hellen Stern geschwenkt, erzeugt er
Dieser liegt vom Aufnahmeobjekt M 66 bei bei defokussierter Optik, im Fokus-
einem Positionswinkel von 286 Grad . Mit die- siermodus der Kamerasoftware ein Abbild
sem Wert wird anhand des im Abb. 2 zweier Lichtpunkte, die, je näher man sich
ersichtlichen Verfahrens die Position des dem Fokus nähert, aufeinander zuwandern.
Off-Axis-Guiders und des ST4 grob einge- Im Fokus kommen sie mit Maximal-
stellt. Für das genaue Einstellen des helligkeit exakt zur Deckung. Wählt man
Leitsterns in das kleine Gesichtsfeld des die Belichtungszeiten so, dass die beiden
ST4 wird an dessen Stelle ein Okular ein- Punkte nicht verschmieren, ist diese
gesetzt (Abb. 3) und der Leitstern mittels Methode deutlich exakter, als die reine
Stellschrauben an der Steckhülse des Off- Bestimmung der Maximalhelligkeit als
Axis-Guiders mittig in das Okulargesichts- Kennzeichen für den genauen Fokus.
feld zentriert.
Wird nun das Teleskop wieder auf das
Nachdem der ST4 wieder an seinem Platz Zielobjekt zurückgeschwenkt und der ST4
auf den Leitstern zum Nachführen gestartet, kann mit den Aufnahmen begonnen werden. Die aufgeführte Einstellprozedur ist mit etwas Übung in ca. 15 Minuten zu bewältigen und wird vor jedem Objektwechsel wiederholt. Denn nur so bin ich sicher, dass möglichst viele brauchbare Aufnahmen entstehen. Da die Güte der Luminanzaufnahmen durch den Klarglasfilter bei der LRGBMethode den Detailreichtum des fertigen Bildes bestimmt, werden diese zuerst gemacht und zwar doppelt so viele wie durch die einzelnen Farbfilter. Die Filterwechsel erfolgen bei laufender Nachführkontrolle, denn der ST4 holt nach dem Berühren des Teleskops, den Leitstern immer wieder in seinen Ausgangspunkt zurück. Auf diese Art und Weise sind alle Aufnahmen einer Serie immer deckungsgleich. Aus einer Belichtungsreihe mit einem Farbmuster und der Empfindlichkeitskurve des HX516-CCD-Chips ermittelte ich, dass für die RGB-Spektren nahezu gleiche Belichtungszeiten benötigt werden. Das hat nun den Vorteil, dass keine unterschiedlich lange belichteten Dunkelbilder nötig sind. Die HX516 besitzt nur eine einstufige ungeregelte Peltier-Kühlung, so dass bei unterschiedlichen Außentemperaturen unterschiedliches Rauschen entsteht. Der absolute Betrag des Rauschens ist aber insgesamt sehr gering. So kann bei aufeinander folgenden Beobachtungsnächten mit ähnlichen Temperaturverläufen auf die Dunkelbilder des Vortages zurückgegriffen werden. Insgesamt werden immer mindestens drei
Abb. 3 (oben): Nach dem Lösen der Schrauben S kann die Steckhülse verstellt und damit der Leitstern in die Mitte des Gesichtsfeldes gebracht werden.
Abb. 4 (rechts): Der fertig eingestellte Aufbau
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Abb. 5: NGC 7635 (Bubblenebel), aufgenommen am 1.9.2002, 4 Luminanz-, 2 Rot-, 2 Grün-, 2 Blau-Aufnahmen je 5 Minuten. Ausrüstung siehe Text Dunkelbilder gewonnen und beim späteren Nachbearbeiten zu einem Dunkelbild gemittelt und von jedem Rohbild abgezogen. Der Hintergrund des fertigen Bildes wird so deutlich gleichmäßiger geschwärzt. Zur Bildbearbeitung gibt es wiederum viel Literatur die sehr ausführlich beschreibt, wie vorzugehen ist. Das wich-
tigste Werkzeug ist jedoch die verwendete Software. Mit einer guten Wahl kann der Wert der erzielten Ergebnisse und damit der CCD-Kamera deutlich gesteigert werden. Produkte wie Astro-Art, Quantum Image, MIRA, AIP, sind sehr leistungsfähig. Ich verwende MaxIm DL/CCD, weil ich damit gleichzeitig beide CCD-Kameras ansteuern und später auch die Bilder nachbearbeiten kann. Meine hier aufgeführte Methode ist sicher nur ein Weg von vielen, die möglich sind, LRGB-Aufnahmen zu machen. Ich kann auf meine Art in einer Beobachtungsnacht von drei Stunden nur zwei Objekte aufnehmen. Die Ausbeute an gelungenen Einzelaufnahmen ist jedoch sehr hoch, egal wie lange die Integrationszeit gewählt wird. Nur gute Rohbilder ergeben letztlich auch ein gutes Gesamtergebnis. Auf meiner Internetseite www.Astrosight. de.vu sind weitere Aufnahmen zu sehen.
Abb. 6: M 106, aufgenommen am 6.4.2002, 4 Luminanz-, 2 Rot-, 2 Grün-, 2 BlauAufnahmen zu je 6 Minuten. Ausrüstung siehe Text
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Abb. 7: M 66, aufgenommen am 14.5.2002, 9 Luminanz-, 2 Rot-, 2 Grün-, 2 BlauAufnahmen je 6 Minuten. Ausrüstung siehe Text
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Rauschreduzierung in CCD-Aufnahmen
von Dennis Möller
- Teil 2 - Im ersten Teil des Beitrages (VdS-Journal II / 2002) befasste sich der Autor mit dem theoretischen Hintergrund zum Verständnis des ,,Rauschens", dem Signal-zu-RauschVerhältnis und den verschiedenen wirksamen Rauschquellen. Im vorliegenden, zweiten Teil des Beitrages geht es um die praktische Umsetzung der Überlegungen zur Reduzierung des Rauschens in CCDAufnahmen. Die Nummerierung von Abbildungen und Gleichungen wird aus Teil 1 weitergeführt.
Verbesserung des S/N-Verhältnisses mittels geeigneter Datengewinnung Im folgenden sollen die vom Kameraanwender beeinflussbaren Rauschquellen näher unter die Lupe genommen und ein einfaches Regelwerk zur Bildgewinnung und -verarbeitung erarbeitet werden. Ziel soll es sein, einfache Strategien zu entwickeln, die das S/N-Verhältnis bei gegebenen Einsatzbedingungen der Kamera günstig beeinflussen. Es ist klar, dass bei einem gegebenen Objekt ein umso größeres S/N-Verhältnis erreicht wird, je länger belichtet wird. Mit jeder Vervierfachung der Belichtungszeit verdoppelt sich das S/N-Verhältnis. Dieser Effekt wird bei jeder Aufnahme durch die Anpassung der Belichtungszeit ausgenutzt: Zu kurz belichtete Aufnahmen sehen verrauscht aus; es wird entsprechend länger belichtet, bis das Objekt ausreichend gut belichtet ist. Das geht natürlich nur innerhalb gewisser Grenzen: Bei hellen Objekten ist es oftmals keine Frage, ob man nur eine oder nicht gleich zehn Minuten belichten soll. Aber bei Objekten, die im Stundenbereich belichtet werden müssten, siehts da schon ganz anders aus. Die Abbildungen 2a bis 2c zeigen zur Verdeutlichung, wie die Zunahme des S/NVerhältnisses einer Aufnahme von der effektiven Belichtungszeit abhängt. Die Aufnahme 2a zeigt einen Teil des Nebels IC 405 im Fuhrmann bei einer Belichtungszeit von einer Minute. Die Aufnahme ist deutlich unterbelichtet und das Rauschen tritt stark in der Vordergrund. Die Aufnahmen 2b und 2c zeigen dieselbe Himmelsregion und wurden durch das Mitteln von 4 bzw. 16 Einzelaufnahmen von je einer Minute gewonnen. Auf diese Weise wurde das S/N-Verhältnis um jeweils den Faktor zwei verbessert. Wie bereits festgestellt wurde, erhöht sich
das S/N-Verhältnis bei Verlängerung der Belichtungszeit. Der Rückschluss sagt nun: Könnte das Rauschen vermindert werden, würde sich das positiv auf das S/NVerhältnis auswirken. Als Folge könnte man die Belichtungszeit entsprechend reduzieren, um ein vergleichbar gutes S/NVerhältnis zu erzielen. Um zu sehen, wo nun Einsparpotential beim Rauschen im Rahmen der Bildbearbeitung besteht, sollte man sich vor Augen führen, wie eine CCD-Aufnahme mit ihrer ganzen Verarbeitungskette gewonnen wird. Anders als bei Filmmaterial kann bei CCD-Astroaufnahmen nicht einfach ein einzelnes Rohbild gewonnen werden, das nachfolgend nur noch in seiner Intensität skaliert zu werden braucht. Es müssen zusätzlich Korrekturen mittels zwei weiterer Aufnahmen vorgenommen werden, namentlich die Dunkelstromkorrektur und die Flatfieldkorrektur. Das bedeutet, dass in das endgültige Bild die Rauschanteile von mindestens drei Aufnahmen fließen!
Verbessern des S/N-Verhältnisses bei der Dunkelstromkorrektur Jedes Dunkelstrombild enthält neben dem eigentlichen Signal des Dunkelstroms, der später zur Korrektur vom Rohbild abgezogen wird, auch Rauschen, das ebenfalls ,subtrahiert` wird. Mit dem Begriff des Subtrahierens ist beim Rauschen jedoch Vorsicht geboten! Denn das Rauschen tritt im Gegensatz zum reproduzierbar messbaren Dunkelstrom zufällig auf und reduziert sich bei der Dunkelstromkorrektur im korrigierten Bild nicht. Ganz im Gegenteil: entsprechend Gleichung (3) erhöht es sich. Zur Verbesserung des S/N-Verhältnisses ist es daher notwendig, möglichst viele Dunkelstrombilder zu mitteln. Das Mitteln entspricht einem Aufsummieren von Bildern und somit einem längerem Belichten - mit dem das S/NVerhältnis ja verbessert wird - dividiert durch die Anzahl der in die Mittelung geflossenen Bilder (also einer konstanten Zahl, die das aufsummierte Signal samt Rauschen nur auf dasjenige einer Einzelaufnahme ohne Informationsverlust herunterskaliert). Der Vorteil bei Dunkelstrombildern: Sie können bei schlechtem Wetter und am Tage zahlreich angefertigt werden. Zur Abschätzung, in welchem Maße sich eine Korrektur mit gemittelten Dunkel-
strombildern im S/N-Verhältnis und in einer Ersparnis an Belichtungszeit niederschlägt, dienen die beiden Tabellen 1 und 2. Mit ihnen soll verdeutlicht werden, wie das S/N-Verhältnis durch andere Rauschquellen beeinträchtigt wird (hier speziell die Rauschquelle der Dunkelstromkorrektur), wie die daraus resultierende Verschlechterung des S/N-Verhältnisses mit welcher zusätzlichen Belichtung wieder ausgeglichen werden kann und wie eine Mittelung von Dunkelstrombildern zu welcher Verbesserung des S/N-Verhältnisses mit welcher Belichtungszeitersparnis führt. Dazu wird von folgendem stark vereinfachten Modell ausgegangen: Gegeben sei ein Rohbild, das lediglich das Photonenrauschen als Rauschquelle besitzt. Nach Gleichung (1) kann aus dem Signal S das Rauschen N und das S/N-Verhältnis berechnet werden. Nachfolgend wird dem Rohbild eine zusätzliche Rauschquelle hinzugefügt, die ein Rauschen Nz mit den Beträgen S/2, S/4, S/10 und S/100 einbringt (z. B. durch die Dunkelstromkorrektur). Die Tabelle 1 zeigt die daraus resultierende Verschlechterung des S/N-Verhältnisses und den Verlängerungsfaktor der Belichtungszeit für den Fall S/N = 3 des Rohbildes. Ein S/N-Verhältnis von drei stellt diejenige Grenze dar, bei der ein Stern vom Rauschhintergrund unterschieden werden kann. Jede weitere Verschlechterung des S/N-Verhältnisses würde den Nachweis des Sternes nach dieser Grenzdefinition verhindern. An dieser Stelle sei angemerkt, dass diese Nachweisgrenze natürlich fließend verläuft und das S/N-Verhältnis von 3 rein willkürlich gewählt wurde aber allseits anerkannt ist.
Aus der Tabelle 1 wird deutlich, dass sich mit zunehmendem Rauschpegel Nz das S/N-Verhältnis verschlechtert. Wird dem Photonenrauschen des Rohbildes beispielsweise ein künstlicher Rauschpegel von Nz = S/2 durch die Korrektur mit einem Dunkelstrombild hinzugefügt, verringert sich das S/N-Verhältnis im bearbeiteten Bild von 3 auf 1,7. Hält man jetzt Nz konstant und erhöht S, so zeigt sich, dass S um den Faktor 2,1 angehoben werden müsste, um beim S/N-Verhältnis wieder auf den anfänglichen Wert von 3 zu gelangen. Dieser Faktor beschreibt bei CCDKameras wegen des linearen Zusammenhanges von S und der Belichtungszeit zugleich den Verlängerungsfaktor der
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Abb. 2 a-c: Verbesserung des S/N-Verhältnisses durch Aufsummierung von Einzelaufnahmen. Links: 1 x 1 Minute belichtet. Mitte: 4 x 1 Minute. Rechts: 16 x 1 Minute. Das S/N-Verhältnis verbessert sich von links nach rechts mit jedem Bild um den Faktor 2.
Belichtungszeit. Bei niedrigeren Rauschpegeln wie Nz = S/4 oder darunter, fällt die Verschlechterung des S/N-Verhältnisses deutlich kleiner aus und ist bei Nz = S/100 praktisch verschwunden. Wird das Modell mit einem Rauschpegel, der sich aus vielen gemittelten Dunkelstrombildern ergibt, erweitert, ergibt sich die Tabelle 2. In der ersten Spalte ist die Anzahl n der gemittelten Dunkelstrombilder aufgeführt. Daneben sind die aus einer n-fachen Mittelung resultierenden
Nz
S/N
Verlängerung
der Bel.-Zeit
0
3,0
1,0
S/100
3,0
1,0
S/10
2,9
1,1
S/4
2,4
1,4
S/2
1,7
2,1
Tabelle 1: Verlängerung der Belichtungszeit durch Einführen eines Rauschbetrags
S/N-Verhältnisse des bearbeiteten Bildes und die zugehörigen Verlängerungsfaktoren der Belichtungszeit aufgetragen. Gemittelt wurden jeweils n Dunkelstrombilder, wobei ein jedes innerhalb eines gemittelten Satzes einen Rauschpegel von entweder Nz = S/2, S/4 oder S/10 besaß. Für das Gesamtrauschen von n gemittelten Bildern gilt:
Nn = (N12 + N22 + ... + Nn2) / n
(4)
Aus der Tabelle 2 wird ersichtlich, dass sich das S/N-Verhältnis eines Bildes, das mit n gemittelten Dunkelstrombildern korrigierten wurde, mit steigendem n stetig verbessert. Erst ab n = 32 fällt die Verschlechterung des S/N-Verhältnisses und das Einsparpotential bei der Belichtungszeit für den ungünstigsten Fall Nz = S/2 vernachlässigbar klein aus. Bei niedrigeren Rauschpegeln Nz wird das S/NVerhältnis weniger stark beeinflusst, mit der Folge, dass die Verschlechterung des
S/N-Verhältnisses und die Verlängerung der Belichtungszeiten entsprechend geringer ausfallen. Bei alledem ist es wichtig, folgendes zu betonen: Die angeführten Beispiele zur Vergrößerung des S/N-Verhältnisses gelten für die Korrektur je eines Rohbildes. Würden beispielsweise 64 Rohbilder jeweils mit ein und demselben aus 64 Dunkelstrombildern gemittelten Dunkelstrombild korrigiert werden, hätte man nichts gewonnen: 64 Rohbildern stünden 64 Dunkelstrombilder zur Korrektur zur Verfügung oder anders ausgedrückt: je einem Rohbild stünde effektiv nur ein Dunkelstrombild zur Korrektur zur Verfügung. Dies entspricht dem Fall in der ersten Zeile der Tabelle 1.
Kleinhalten des Rauschens bei der Flatfieldkorrektur Bei Flatfieldaufnahmen sieht die Situation anders aus als bei Dunkelstrombildern. Wird bei der Aufnahme des Flatfields darauf geachtet, dass die Helligkeit im Mittel im oberen noch linearen Bereich der CCDKamera liegt, ist das S/N-Verhältnis von sich aus schon sehr groß. Die Erhöhung des Rauschens durch die Korrektur mit einem Flatfield ist deshalb marginal. Aber natürlich spricht nichts dagegen, mit Flatfieldaufnahmen ähnlich vorzugehen, wie bei den Dunkelstrombildern. Denn ein Vorteil der Mittelung vieler Aufnahmen ist
des weiteren, dass sich fehlerbehaftete Pixel, die beispielsweise durch ,,cosmics" hervorgerufen wurden, im korrigierten Bild nicht so stark auswirken.
Fazit Bei der Anfertigung von CCD-Aufnahmen ist darauf zu achten, dass zur bestmöglichen Rauschreduzierung eines Objektes nach Möglichkeit nur wenige Rohbilder bzw. Teilintegrationen angefertigt werden. Wie gezeigt wurde, sollte jedes Rohbild mit einer möglichst großen Anzahl von gemittelten Dunkelstrombildern korrigiert werden, damit der Rauschpegel auch auf seiten der Korrekturbilder klein gehalten wird. Der Idealfall entspräche der Anfertigung nur einer einzigen Rohaufnahme und der Korrektur mit einer unendlich großen Anzahl von Dunkelstrombildern.
Literaturhinweise [1] Witt, V., 2000: CCD-Aufnahmen ohne
Leitstern - oder die Frage nach Belichtungszeit und Grenzgröße, Teil 1, VdS-Journal I-2000 (Sommer), 37 [2] Witt, V., 2001: CCD-Aufnahmen ohne Leitstern - oder die Frage nach Belichtungszeit und Grenzgröße, Teil 2, VdS-Journal I-2001 (Sommer), 57 [3] Buil, C., 1991: CCD-Astronomy, Construction and Use of an Astronomical CCD-Camera, Willmann-Bell, Richmond, 43
n S/N-Verhältnis bei Einzelrauschen Nz Verlängerung der Bel.-Zeit bei Einzelrauschen Nz
S/2
S/4
S/10
S/2
S/4
S/10
1
1,7
2,4
2,9
2,1
1,4
1,1
2
2,1
2,7
2,9
1,7
1,2
1,0
4
2,4
2,8
3,0
1,4
1,1
1,0
8
2,7
2,9
3,0
1,2
1,1
1,0
16
2,8
2,9
3,0
1,1
1,0
1,0
32
2,9
3,0
3,0
1,1
1,0
1,0
64
2,9
3,0
3,0
1,0
1,0
1,0
Tabelle 2: Reduzierung der Belichtungszeit durch n-fache Mittelung von rauschbehafteten Dunkelstrombildern
VdS-Journal Nr. 10
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Einstieg in die Fotografie von Milchstraßenfeldern
von Werner E. Celnik
Abb. 1: Strichspuraufnahme der Milchstraße im Sternbild Sagittarius, aufgenommen von W.E. Celnik und U. Bartelt am 23.7.1979 ab 21:23 UT, 6 Min. belichtet mit Objektiv 1:1,4/50mm auf ISO-400-Farbdiafilm, Ort: Hochalpen 2.910 m.
- Teil 2 - Im ersten Teil des Berichtes [1] wurden behandelt: die schönsten Milchstraßenfelder, Filmformat und Brennweite, Kameras und Filmmaterial, der Schwarzschildeffekt und die Ermittlung von Maximalbelichtungszeiten am Standort. Weitere wichtige Aspekte für den Einsteiger werden nun vorgestellt.
Nachführung Aufnahmen von Milchstraßenfeldern sollten wir nachführen. Bei Aufnahmen mit stehender Kamera verwischen die feinen Strukturen in den Milchstraßenwolken sehr schnell (Abb. 1). Wir gehen nun davon aus, dass der beginnende Astrofotograf eine
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Einrichtung zur Nachführung eines Instrumentes auf den Sternhimmel besitzt: eine parallaktische Teleskopmontierung, eine kleine Kamera-Montierung oder etwas selbst Gebautes (Abb. 2). Eine motorische Nachführung ist nicht unbedingt notwendig. Es gibt Amateure, die führen Brennweiten von 300 mm mit der Hand und einer biegsamen Welle am Stundengetriebe ihrer Montierung nach. Die Kamera befestigen wir entweder am Teleskoptubus oder an der Montierung selbst. Das Teleskop auf der Montierung benutzen wir dann lediglich als Leitfernrohr und statten es mit einem Fadenkreuzokular aus, das wenigstens eine 100fache Vergrößerung erlaubt. Kamera und Leit-
rohr werden mit der Montierung auf das Motiv ausgerichtet. Mit dem Leitrohr wird ein Stern, der für die Nachführung hell genug ist, in der Nähe des Aufnahmeobjektes eingestellt. Nun müssen wir nur noch dafür sorgen, dass der Stern stets im Fadenkreuz verbleibt, und wir erhalten eine Aufnahme mit punktförmigen Sternen und vielen Details in der Milchstraßenstruktur. Doch was heißt ,,stets"? Sind keine Schwankungen erlaubt? Wie genau muss die Nachführung sein?
Genauigkeit Ideal ist ein Fadenkreuzokular mit mehr Linien und Markierungen als nur einem Kreuz (Abb. 3). Die Abstände zwischen
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Abb. 2: Auf dieser von P. Riepe gebauten parallaktischen Montierung führt der Beobachter mit einem C-90Leitfernrohr vier Kameras simultan nach. Am oberen Ende der Deklinationsachse der Montierung ist das Leitrohr befestigt, links und rechts daneben zwei leichte Kleinbildkameras mit Weitwinkelobjektiven. Am unteren Ende der Achse sind als Gegengewicht zwei weitere Kameras mit schwereren Teleobjektiven angebracht. Die Nachführung erfolgt wahlweise über einen 12-VMotor mit selbst gebautem Getriebe und Handtaster oder manuell über eine biegsame Welle am Stundenantrieb.
Standort Milchstraßenfotografie aus der Stadt heraus ist aussichtslos. Nach 2 Minuten Belichtungsdauer z. B. ist der Himmel bereits hell, doch die Milchstraße ist noch nicht abgebildet. Ideal sind dunkle Standorte ohne Fremdlicht.
Tipp:
Raus aus der Stadt, aufs Land oder Gebirge. Kamera und Teleskop auch mal
in den Urlaub mitnehmen.
Tipp:
Tun Sie sich mit anderen Gleichgesinnten zusammen. (Die VdS hilft ihren Mitgliedern bei der Kontaktsuche). Kosten teilen, Spaß verdoppeln! Und wenn es nur die Benzinkosten für die Fahrt ins Dunkle sind, und die Freude am glänzenden
gestirnten Himmel ...
den Markierungen sollten wir in Bogensekunden am Himmel eichen. Oder: Wie viele Bogensekunden liegen zwischen dieser und jener Markierung? Stellen wir einen Stern am Himmelsäquator ein, so wandert dieser bei stehendem Teleskop mit einer Geschwindigkeit von 15 Bogensekunden (") pro Sekunde durch das Gesichtsfeld des Okulars. Wir ermitteln mit einer Stoppuhr die Zeit, die der Stern benötigt, um von dieser zu jener Markierung zu wandern. Benötigt der
Abb. 3: So sieht der Einblick in ein für die Astrofotografie sehr geeignetes Fadenkreuzokular aus. Zentrale Toleranzkreise innen, ein Rastergitter und eine Winkelskala außen. So lässt sich das Okular so ausrichten, dass die senkrecht aufeinander stehenden Fäden parallel zu Stundenbewegung und Deklination zu liegen kommen.
Stern z. B. 20 Sekunden, dann beträgt der Abstand zwischen den beiden Markierung 20 x 15" = 300". Dieser Wert ändert sich, wenn wir das Okular an einem anderen Teleskop einsetzen. Die notwendige Genauigkeit bei der Nachführung hängt von der Kamerabrennweite ab. Je länger die Brennweite, um so geringer die Nachführtoleranz. In Tabelle 2 sind Richtwerte für die Sekunden-Toleranzen bei verschiedenen Kamerabrennweiten angegeben. Verdoppeln wir die Kamerabrennweite, halbiert sich die Toleranz. Läuft der Stern im Fadenkreuz trotz Nachführung aus der Toleranzgrenze heraus, so muss die Nachführung entsprechend korrigiert werden. Ein Geduldsspiel. Die Belastung an unsere Geduld können wir reduzieren, wenn wir kurze Belichtungszeiten wählen. Das geht aber nur mit einer weit offenen Blende, z. B. 1,7 oder gar 1,4.
Brennweite/mm 28 30 50 80 135 180 200 300 500
1000 2000
Belichtungszeit/Sek. 7,0 6,5 4,0 2,5 1,5 1,1 1,0 0,7 0,4 0,2 0,1
Tricks und Kniffe Eigentlich ist schon alles gesagt, um die ersten schönen Milchstraßenaufnahmen machen zu können. Doch steckt der Teufel wie immer im Detail.
Bildschärfe Kameraobjektive haben zwar eine markierte Unendlich-Einstellung (·), die stimmt erfahrungsgemäß meist aber nicht. Folglich werden die Sterne unscharf abgebildet. Den korrekten ,,Unendlichpunkt" eines bestimmten Objektives an einem bestimmten Kameragehäuse ermitteln wir durch einen Test am Sternhimmel. Wir kleben einen ca. 10 mm langen und einen Millimeter breiten Streifen Millimeterpapier so auf den Entfernungseinstellring des Objektivs, dass sein Anfang auf den vom Hersteller markierten Unendlichpunkt zu liegen kommt und wir die mm-Einteilungen als Entfernungsmarken nutzen können. Wir legen den Film ein, mit dem wir Astrofotos machen, befestigen die Kamera auf einem Stativ, richten sie auf eine Himmelsgegend mit vielen Sternen und stellen die Entfernung auf den
Tabelle 1: Maximal sinnvolle Belichtungszeiten für noch punktförmige Abbildungen bei stehender Kamera und bei Deklination = 0 Grad . Bei Filmen geringer Auflösung können die Werte um 50 bis 100 % erhöht werden.
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Anfang des Millimeterpapierstreifens (originaler Unendlichpunkt). Eine Aufnahme bei voll geöffneter Blende genügt: 30 Sekunden belichten, dann Objektivöffnung zudecken und den Entfernungseinstellring um einen halben Millimeter weiter drehen, dann die Objektivöffnung freigeben und wieder 30 Sekunden belichten, usw. Nach der Entwicklung des Filmes untersuchen wir die Aufnahme genau mit der Lupe: Die Einstellung, die die schmalste SternStrichspur erzeugt hat, war die ,,echte" Unendlicheinstellung, die wir nun auf dem Entfernungseinstellring zur zukünftigen
dann nach Formel (2) entsprechend länger belichten. Prinzipiell zeigt jede abbildende Optik eine Vignettierung (Abb. 7). Bei extrem lichtstarken Objektiven ist sie jedoch extrem ausgeprägt. Für die Astrofotografie kommen daher entweder sehr hochwertige Optiken in Frage, oder wir verzichten auf Lichtstärke und wählen Objektive mit mittleren ,,offenen Blenden".
Empfindlichkeitssteigerung Die heute gebräuchlichste Form der Empfindlichkeitssteigerung herkömmlichen Filmmaterials ist das Hypersensi-
bilisieren. Der Film erfährt eine chemische Behandlung in einer Druckkammer, die die Grundempfindlichkeit einer Emulsion etwas anhebt und den SchwarzschildExponenten nahe an 1 setzt. Dadurch werden gegenüber unbehandelten Filmen kürzere Belichtungen ermöglicht. Im letzten VdS-Journal I-2002 finden wir neben anderen Beiträgen zur Astrofotografie einen umfangreichen Beitrag zum Thema ,,Hypersensibilisieren" [1]. Mit der technischen Ausrüstung, die selbst gebaut oder auch erworben werden kann, können wir unsere Astrofilme selbst ,,hypern". Auch gibt es Dienstleister, die ,,gehyperte" Filme gebrauchsfertig anbieten. Eine andere Möglichkeit ist die so genannte ,,Push-Entwicklung", insbesondere von Farbfilmen. Das steigert die Empfindlichkeit auf Kosten der Feinkörnigkeit und der Kontrastwiedergabe. Die Push-Entwicklung ist sogar bei Dienstleistern möglich, also bei der Entwicklung über den Fotofachhandel.
Abb. 4: Aufnahme zur Feststellung der tatsächlichen Lage des "Unendlichpunktes" einer bestimmten Objektiv-Kamera-Kombination. Hier kennzeichnet das vierte Strichspurstück den besten Fokus.
Erste Schritte Wichtigste Regel ist, sich und die Technik nicht zu überfordern. Und das Allerwichtigste ist die Erfahrung. Die TopAstrofotos, die wir in den Zeitschriften und auch hier im VdS-Journal finden, stammen von Astrofotografen, die langjährige Erfahrung und ein hervorragendes Instrumentarium in die Waagschale werfen. Bleiben wir als Einsteiger am Ball, so werden auch wir Erfahrung erwerben und später vielleicht auch speziell geeignete Aufnahme- und Beobachtungstechnik einsetzen.
Nutzung markieren (Abb. 4). Zoom-Objektive sind wegen ihrer i. a. schlechten Bildqualität für die Astrofotografie unbrauchbar. Ebenso sind Objektive mit extremen Öffnungen, z. B. Objektive mit der Blende und Brennweite 1,2 / 50 mm bis 1,4 / 50 mm, oder 1,8 / 135 mm oder 2,8 / 300 mm, nur selten bei voller Öffnung brauchbar.
Abblenden Blenden wir das Kameraobjektiv um ein bis zwei Blendenstufen ab, werden typische Bildfehler wie die mangelnde Ausleuchtung des Bildfeldes oder eine ungenügende Abbildung von Sternen in den Bildecken wesentlich verbessert (vgl. Abb. 5 und 6). Wir erhalten eine viel ästhetischere Aufnahme. Natürlich müssen wir
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Abb. 5: Starke Vergrößerung der Bildecke einer Astroaufnahme, die mit voller Objektivöffnung (hier: Blende 1,7, Brennweite 50 mm) gemacht wurde. Helle Sterne zeigen aufgrund der Abbildungsfehler des Objektivs starke blaue Flügel, der Himmelshintergrund ist vergleichsweise dunkel wegen der Randvignettierung des Objektivs.
Abb. 6: Starke Vergrößerung der Bildecke einer Astroaufnahme, die mit abgeblendeter Objektivöffnung (hier: von Blende 1,7 auf 2,4, Brennweite 50 mm) gemacht wurde. Die blauen Flügel der hellen Sterne werden deutlich reduziert, der abgebildete Himmelshintergrund ist deutlich heller wegen der Reduzierung der Randvignettierung des Objektivs.
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Tipp:
Mit kurzen Brennweiten und ganz hochempfindlichen Filmen beginnen.
Am Anfang das Normalobjektiv der Kamera benutzen.
Gerade mit dem relativ weitwinkeligen Normalobjektiv lassen sich Milchstraßenfelder in ihrer Gesamtheit gut erfassen und darstellen. Ein ,,Tele" ist hier meist gar nicht notwendig. S. dazu auch das tolle Titelbild des VdS-Journals Nr. 8 (I-2002) [2]. Nachdem wir damit Erfahrung gesammelt haben, verbessern wir zunächst die Bildqualität, z. B. durch Abblenden des Objektivs, durch Einsatz feinkörnigerer Filme. Erst danach gehen wir zu längeren Brennweiten über. Das führt dazu, dass wir immer wieder Erfolgserlebnisse verbuchen können, die uns zum nächsten Schritt anspornen. So kann die Fotografie der Milchstraße wirklich Begeisterung wecken.
Doch denken wir daran: Der Wert der Beschäftigung mit der Astrofotografie ist wie auch bei der visuellen Beobachtung unabhängig vom Instrumentarium: Das Erlebnis des Universums ist was zählt.
Literaturhinweise [1] W.E. Celnik, 2002: VdS-Journal Nr. 9
(II-2002), Einstieg in die Fotografie von Milchstraßenfeldern (1) [2] J. Moser, S. Binnewies und F.J. Fisch, 2002: VdS-Journal Nr. 8 (I-2002), S. 20, Zur Hypersensibilisierung von Farbnegativfilmen [3 R. Sparenberg und V. Robering, 2002: VdS-Journal Nr. 8 (I-2002), Titelbild
Weiterführende Literatur [4] G.D. Roth (Hrsg.), 1989: Handbuch für
Sternfreunde, 4. Aufl., Springer Verlag [5] B. Koch (Hrsg.), 1995: Handbuch der
Astrofotografie, Springer Verlag [6] P. Riepe (VdS-Fachgruppe Astrofotografie),
2000: Einführung in die Stellarfotografie, 3. Aufl.
Abb. 7: Die dunklen Bildecken werden vor allem von Hochkontrast-Aufnahmen mit Weitwinkelobjektiven gezeigt. Hier eine Aufnahme mit einem von Blende 1,4 auf 2,4 abgeblendetem 50-mm-Objektiv, dargestellt ist das gesamte Bild mitsamt Bildfeldrand. Objektive mit extremen Öffnungen müssen sehr stark abgeblendet werden, um eine übermäßige Vignettierung zu vermeiden.
Projekt ,,Veränderliche in Draco Dwarf"
Aus ersten erfolgreichen Versuchsaufnahmen und anschließendem Literaturstudium ergab sich im Rahmen des Zwerggalaxienprojekts unmittelbar das ehrgeizige Unterprojekt ,,Veränderliche in Draco Dwarf ". Obwohl Draco Dwarf ein fotografisch außerordentlich schwieriges Objekt ist, sind dennoch Einzelsterne mit leistungsstarken Amateur-Teleskopen und CCD-Kameras zu erreichen. So konnten
sich die Fachgruppen-Mitglieder Bernd Häusler und Ralf Mündlein mit einem Ritchey Chretien (350 mm Öffnung, f/10) an die 22. Magnitude herantasten. Dies reicht ohne weiteres, um bei der nur 270.000 Lichtjahre entfernten sphäroiden Zwerggalaxie RR-Lyrae-Veränderliche nachzuweisen und sogar deren periodischen Lichtwechsel zu dokumentieren (siehe www.amication.de/V37/v37.htm).
An diesem Projekt können sich instrumentell gut ausgerüstete Sternfreunde gern beteiligen. Es stehen genügend Veränderliche in Draco Dwarf zur CCDBeobachtung an. Interessenten wenden sich zwecks Koordination an die Leitung der Fachgruppe Astrofotografie.
Ihr Peter Riepe
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Strichspuraufnahmen
von Stefan Binnewies
Abb. 1: 10.7.1997, 367 Minuten belichtet auf Agfachrome 200 RS Rollfilm durch ein 55-mm-Objektiv bei 1:4, Aufnahme von Stefan Binnewies.
Nicht wenige Einführungen in die Astrofotografie streifen die Technik der Strichspuraufnahme bloß am Rande, weisen sie als Anfängermethode aus oder sehen nur die Möglichkeit der Polstrichspur. Breiten Raum nehmen dagegen alle Ausführungen ein, die erklären, wie Strichspuren zu vermeiden sind. Möglichst klein und rund sollen die Sterne sein. So punktförmig wie wir sie sehen, müssen sie auch wieder auf unseren Fotos erscheinen. Reizvoll sind aber nicht nur die nachgeführten Aufnahmen, sondern auch die, die der Erddrehung Zeit geben, lange Spuren auf dem Film zu hinterlassen. Um genau diese Facette der Astrofotografie soll es nun gehen.
Obwohl Astrofotos häufig Objekte in extrem unterschiedlicher Entfernung zeigen, wie etwa einen Kometen neben dem Sterngewimmel der Milchstraße, fehlt ihnen meist die perspektivische Tiefe. Diese macht ein Bild, zum Beispiel in der Landschafts- und Architekturfotografie aber erst interessant. Dem gegenüber sind
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Astrofotos vergleichbar mit dem Blick aus einem hochfliegenden Flugzeug. Alles liegt gleich weit weg in der Unendlichkeit, die enorme Distanz wird nicht unmittelbar realisiert und das Bild lebt weniger durch seine Tiefe als durch seinen Farben und Formen. Diese Manko zu überwinden erlaubt die Strichspuraufnahme. Sie ermöglicht die Einführung eines Vordergrundes und gibt damit der Astrofotografie die Dimension der Tiefe.
Einige Vorüberlegungen helfen bei der Umsetzung: 1. Strichspuraufnahmen erfordern lange
Belichtungszeiten, von Minutenlänge bis zu einer Dauer von Stunden. Währenddessen muss die Kamera fest stehen. Deshalb ist ein stabiles Stativ wichtig, eines das auch im Wind nicht zittert oder dessen Kopf sich nicht trotz angezogener Klemmschrauben langsam neigt.
2. Die Möglichkeit zur Langzeitbelichtung sollte die Kamera mechanisch bieten.
Sonst sind zusätzliche Batteriepacks zum Offenhalten des Verschlusses nötig. Unabdingbar ist auch ein arretierbarer Drahtauslöser.
3. Die Objektivfrontlinse ist während längerer Belichtungen vor Taubeschlag zu schützen. Eine Taukappe ist oft schon ausreichend, besser noch sind Objektivheizungen.
4. Die Dauer der Belichtung muss ähnlich gut überlegt werden wie bei den nachgeführten Aufnahmen. Da wie dort gilt, horizontnah ist die Belichtung kürzer als in Zenitnähe zu wählen. Seltsamerweise vertragen Strichspuraufnahme bei gleicher Blende und gleichem Film längere Belichtungszeiten als ihre nachgeführten Geschwister. Jedenfalls empfehlen sich Testreihen, besonders wenn auch noch bei Mondlicht fotografiert werden soll.
Beispielhaft stelle ich nun einige Strichspuraufnahmen vor, an denen die ver-
Abb. 2: 10.7.1997, 225 Minuten belichtet auf Agfachrome 200 RS Rollfilm durch ein 55-mm-Objektiv bei 1:5,6, Aufnahme von Stefan Binnewies.
schiedenen Probleme und Möglichkeiten dieser Technik deutlich werden sollen.
Abbildung 1 zeigt eine namibische Nacht mit Baum. Dieser steht nah im Vordergrund und gibt dem Bild trotz fehlenden Schattenwurfs Tiefenwirkung. Noch näher heran hätte der Tiefenschärfebereich bei der gewählten Blende allerdings nicht zugelassen Baum und Strichspuren gleichzeitig scharf abzubilden. Gut erkennbar ist die Rötung der aufgehenden Sterne, zum Beispiel des Orions in Horizontnähe. Dieses bekannte Phänomen des Sonnenauf- oder -untergangs lässt sich bei den Sternen so einfach nur mit der Strichspurtechnik demonstrieren.
Abbildung 2 zeigt einen namibischen Baum im Mondlicht. Durch die beleuchtete Szenerie nimmt die Tiefenwirkung zu. Bemerkenswert ist die Biegung der hellen Jupiterspur in Horizontnähe, Ausdruck der Refraktion. Trotz des Schwarzschildverhaltens, also
der Abnahme der Filmempfindlichkeit während der Belichtung, bleiben die Strichspuren, abgesehen von der Rötung in Horizontnähe, konstant hell. Ursache dafür ist, dass das Sternenlicht im Laufe der Zeit ständig auf noch unbelichteten und damit maximal empfindlichen Film gelenkt wird.
Abbildung 3 mit Südblick vom Gornergrat: Trotz des gut gewählten Vordergrundes wirkt dieser wie ein Scherenschnitt und gibt keine Tiefenwirkung. Hier stehen die Berge zu weit weg und es fehlt das Mondlicht. Interessant sind die Spuren der Bergsteiger, die im Licht ihrer Kopflampen den Aufstieg zum 4.634 Meter hohen Monte Rosa beginnen. Die Milchstraße steigt hinter den Bergen empor, sie wird je länger eine Strichspur andauert, desto schlechter erkennbar. Das gleiche gilt auch für das Zodiakallicht. Am linken Bildrand mischt sich das Streulicht der 150 Kilometer entfernten Stadt Mailand mit der Morgendämmerung.
Abbildung 4 zeigt den Monte Rosa im Mondlicht. Die starke Tiefenwirkung, erzeugt durch das plastische Bergrelief, liegt im Mondlicht begründet. Dieses wurde bewusst zur Bildgestaltung eingesetzt. Schmale Mondsicheln sind die idealen Lichtgeber für den Vordergrund einer Strichspuraufnahme. Licht und Schatten, aber auch ein noch ausreichend dunkler Sternenhimmel sind nur während der Neumondwochen auf einem Bild zu vereinigen. In größerer zeitlicher Nähe zum Vollmond schmilzt die maximal mögliche Belichtungszeit auf ganz wenige Minuten bis Sekunden zusammen. Damit sinkt die Sterngrenzgröße, bis alleine der Vordergrund das Bild dominiert. Dieses kann dann natürlich kaum noch als Astrofoto bezeichnet werden.
Abbildung 5 zeigt eine Mondfinsternis bei Ulm. Die Technik der Strichspuraufnahme erlaubt es, kosmische Ereignisse, die einen relativ raschen Verlauf zeigen, in nur einer Abbildung zu dokumentieren. Klassisch
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Abb. 3 (links oben): 9.4.1997, 9 Minuten belichtet auf Agfachrome 1000 RS Rollfilm durch ein 45-mm-Objektiv bei 1:4, Aufnahme von Peter Riepe.
Abb. 4 (links unten): 29.4.1990, 5 Minuten belichtet auf Agfachrome 1000 RS Rollfilm durch ein 105-mm-Objektiv bei 1:4, Aufnahme von Dieter Sporenberg.
sind die Perlschnuraufnahmen von Finsternissen. Idealerweise sollte alle fünf Minuten eine Belichtung erfolgen, die Erddrehung sorgt dann für die saubere Trennung in Einzelbilder. Strichspuraufnahmen eignen sich auch dazu, Himmelsereignisse die zeitlich unbestimmt auftreten, fotografisch abzupassen. Vor allem Meteorfotografen nutzen das aus. Allerdings steht bei dieser Anwendung die nachgeführte Aufnahme der Strichspur in nichts nach.
Abbildung 6 mit Satelliten in der geostationären Bahn. Eine Kamera bildet scharf ab, was ortsfest in ihrem Bildfeld steht. Für die geostationären Satelliten trifft das nur bedingt zu, doch sind ihre Bewegungen vom Erdboden aus beobachtet sehr gering. So reicht eine Strichspuraufnahme aus, diese Satelliten ca. 7,5 Grad südlich des Himmelsäquators stehend, als Lichtpünktchen aufzunehmen. Keine andere Technik ermöglicht es, von Menschenhand geschaffene Objekte in
Abb. 5: 9.1.2001, Belichtung jeweils im Abstand von 5 Minuten zwischen 19:40 und 23:15 MEZ auf Fujichrome Velvia Rollfilm durch ein 55-mm-Objektiv bei 1:5,6, Aufnahme von Stefan Binnewies.
Abb. 6: 17.5.2002, 31 Minuten belichtet auf Kodak E 200 Rollfilm durch einen AstrophysicsRefraktor, f = 600 mm, 1:6, Aufnahme von Stefan Binnewies.
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Abb. 7: 28.8.2000, 420 Minuten belichtet auf Kodak Supra 400 hyp. durch ein 17mm-Fisheye-Objektiv bei 1:12, Aufnahme von Stephan Linhart.
ähnlich großer Entfernung so einfach zu fotografieren.
Abbildung 7 stellt uns den nördlichen Himmelspol über Spanien vor. Nun kommt sie doch noch, die Polstrichspuraufnahme. Zur Demonstration der Erddrehung gibt es nichts besseres. Sehr schön sind auch die unterschiedlichen Sternfarben zu erkennen. Auf nachgeführten Bildern brennen die hellen Sterne rasch aus und erscheinen weiß. Auf Strichspur-
aufnahmen verteilen sie ihre Farbe über eine lange Bahn und lassen sie so erst richtig zur Geltung kommen. Bei feststehender Kamera sind künstliche Lichtquellen gut zu orten, wie hier das Streulicht von Granada am Nordhorizont. Und da Strichspuraufnahmen überall einfach gewonnen werden können, eignen sie sich hervorragend zur Ermittlung der Himmelsaufhellung in den verschiedenen Richtungen. Auf gleichem Film, mit gleicher Blende und Belichtungszeit aufgenommen, sind
sogar semiquantitative Vergleiche unterschiedlicher Beobachtungsorte möglich. Ich hoffe, dass ich einige Hinweise geben konnte, die zeigen, dass es lohnenswert ist, sich mit der Strichspurfotografie zu beschäftigen. Dem Anfänger erlaubt diese Technik einen guten Einstieg in die Astrofotografie und der Fortgeschrittene wird Möglichkeiten entdecken, die über die oben angegebenen Beispiele hinausgehen.
Galaxienfotografie am Südhimmel
von Michael Hoppe
mit 600 mm Brennweite
Die fortschreitende Entwicklung der analogen und digitalen Astrofotografie ermöglicht heute den ambitionierten Astrofotografen hervorragende Astroaufnahmen. Meist wird für die Galaxienfotografie eine ,,lange" Teleskopbrennweite benutzt, um die Galaxien in einem hochauflösenden Maßstab darstellen zu können. Die neueste Filmgeneration ermöglicht jedoch auch schon sehr gute und detaillierte Aufnahmen mit kürzeren Brennweiten. Einige Beispiele hierfür, jenseits von Andromedanebel (M 31) und Co., wurden mit einem Vixen-Refraktor ED 114 SS mit 600 mm Brennweite gewonnen und sollen hier vor-
gestellt werden. Da es sich bei Galaxien um Kontinuumsstrahler handelt, die nahezu keine bevorzugten Emissionslinien zeigen, ist für die Fotografie ein Film zu empfehlen, der den gesamten Spektralbereich gut abdeckt. Leider gibt es eine solche Emulsion derzeit nicht, vielleicht mit Ausnahme des Fuji Provia 400 F, der recht erfolgversprechend sein soll [1]. Komposit-Aufnahmen können hier ein wenig für Abhilfe sorgen. Gleichwohl ist derzeit der Kodak Ektachrome 200 (professional) einer der besten Diafilme für die Astrofotografie, insbesondere seine Rotempfindlichkeit ist beein-
druckend. Dies zeichnet die Emulsion natürlich insbesondere für die Fotografie von Gasnebeln aus. Dies ist auch für die Galaxienfotografie insoweit interessant, als z.B. HII-Emissionsgebiete recht gut erfasst werden können. Besonders hervorzuheben sind auch - für einen Diafilm ungewöhnlich - die relativ weiche Wiedergabe von Details und sein feines Korn, d. h. entsprechende Nachvergrößerungen sind somit gut möglich. Eine Astroexkursion im Mai/Juni 2002 führte mich nach Namibia zur Farm Tivoli. Dieser Standort erwies sich sowohl von der Infrastruktur (kurze Wege zum Aufent-
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ausgewählt. Letztlich war es bei den Galaxien dennoch überraschend, wie viel deutliche Strukturen (u. a. Spiralarme, HIIRegionen) auf den Aufnahmen mit dieser ,,kurzen" Brennweite zu erkennen waren. Sehr detailliert präsentierten sich natürlich die Magellanschen Wolken (SMC + LMC), die eine Vielzahl von HII-Regionen und Sternhaufen zeigten. Auch NGC 253, die ,,große Sculptorgalaxie", offenbarte schon mit 580 mm Brennweite ihr Spiralstruktur und eine Fülle weiterer Details [4]. Natürlich ist die Anzahl der lohnenswerten Galaxien bei einer Brennweite von 600 mm beschränkt, trotzdem konnte eine nennenswerte Anzahl von ihnen erfolgreich aufgenommen werden. Hierzu zählen u. a. M 83, NGC 5128, NGC 4945, NGC 6744, NGC 6822 usw. In heimischen Gefilden fand dann die Auswertung der Aufnahmen statt. Seit geraumer Zeit hat jedoch bei mir die gute alte Dunkelkammer ausgedient. Daher wurden die Aufnahmen zunächst per KBScanner digitalisiert. Hierfür kam der bewährte Canoscan FS 2710 zum Einsatz, die Scanner-Software von Canon erlaubt dabei recht gute Scan-Voreinstellungen. Die Endbearbeitung erfolgt dann mit Photoshop 5.0, einem professionellen Bildbearbeitungsprogramm mit umfangreichen Möglichkeiten.
Abb. 1: Kleine Magellansche Wolke, aufgenommen mit Vixen ED 114 SS mit Brennweite 600 mm, Belichtungszeit 30 Minuten auf E 200 Prof.
Zu den Aufnahmen: Kleine Magellansche Wolke (SMC) = NGC 292 (Tucana) Die vom Namensgeber um 1500 entdeckte Nachbargalaxie unserer Milchstraße ist nur etwa 200.000 Lichtjahre entfernt und hat
haltsraum, Betonplatte für die Instrumente und Netzstrom vorhanden) als auch von der Unterbringung und Verpflegung als ideal. Der Familie Schreiber sei an dieser Stelle nochmals herzlich gedankt. Als Instrument war u. a. ein Vixen ED 114 SS im Astrogepäck, ein Apochromat 114 / 600 mm mit hervorragenden Abbildungseigenschaften. Die lichtstarke f/5,3-Optik ermöglicht gut durchbelichtete Aufnahmen bei noch erträglichen Belichtungszeiten (30 - 45 Minuten). Hauptschwerpunkt der Astrofotografie bei dieser Exkursion waren u. a. die großen HII-Emissionsgebiete und Kugelsternhaufen insbesondere im Bereich der Sternbilder Carina, Ara und Scorpius, aber auch einige Galaxien des Südhimmels wurden auf Film gebannt. Nach vorherigem Studium einschlägiger Atlanten [2, 3] wurden die fotografisch interessantesten Objekte für den Refraktor
Abb. 2: M 83, aufgenommen mit Vixen ED 114 SS mit Brennweite 600 mm, Belichtungszeit 35 Minuten auf E 200 Prof.
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Edge-On-Galaxie NGC 4945 mit ihrem Begleiter NGC 4945a. Die Galaxie befindet sich in einer Entfernung von ca. 20 Millionen Lichtjahren und die scheinbare Größe beträgt 10´ x 1,5´ bei einer Helligkeit von 8,4 mag [6].
NGC 5128 (Centaurus) Die ungewöhnliche Galaxie NGC 5128 (,,Centaurus A") ist ein rundliches Gebilde, das von einem spektakulären, leicht sichtbaren Staubband geteilt wird. Die Galaxie hat am Himmel eine Winkelausdehnung von 10´ x 8´ bei einer Helligkeit von 6,8 mag. Die Entfernung wird ebenfalls mit 20 Millionen Lichtjahren angegeben.
Abb. 3: NGC 4945, aufgenommen mit Optik und Brennweite wie Abbildung 1, Belichtungszeit 35 Minuten auf E 200 Prof.
NGC 6822 (Sagittarius) Die Irreguläre Galaxie, die 1884 von Edward Emerson Barnard entdeckt wurde, ist auch als ,,Barnards Galaxy" bekannt und gehört mit einer Entfernung von 2 Millionen Lichtjahren zu den Galaxien in unserer Nachbarschaft (,,Lokale Gruppe"). Die scheinbare Größe der Zwerggalaxie beträgt 10´ x 7´ bei einer Helligkeit von 9,2 mag [6]. Fotografisch zeigt NGC 6822 mit dem ED 114 SS auch Emissionsnebel und Gasblasen.
einen linearen Durchmesser von 10.000 Lichtjahren. Die scheinbare Größe am Himmel ist daher mit 3 Grad x 2,5 Grad recht stattlich [6]. Aufgrund der geringen Entfernung ist die SMC visuell und fotografisch eine wahre Fundgrube u. a. an Emissionsnebeln und Sternhaufen. Ferner ziehen die in unmittelbarer Nähe befindlichen beiden Kugelsternhaufen 47 Tuc und NGC 362, die jedoch zu unserer Milchstraße gehören, die Blicke auf sich. Die abgedruckte Aufnahme zeigt jedoch nur die SMC selbst.
M 83 = NGC 5236 (Hydra) Die große Balkenspirale (Sc oder SABc), die 1751 durch Lacaille entdeckt wurde, hat eine scheinbare Größe von 8´ x 7´ bei einer Helligkeit von 8 mag. Die Entfernung soll 18 Millionen Lichtjahre betragen und der lineare Durchmesser 40.000 Lichjahre [5]. In Namibia ist M 83 eine Galaxie, die auch visuell im ED 114 SS Spiralstruktur zeigte. Die Fotografie zeigt darüber hinaus Sternhaufen und Emissionsnebel, ein wirkliches ,,Highlight" des Südhimmels.
NGC 4945/4945a (Centaurus) In unmittelbarer Nachbarschaft des größten Kugelsternhaufens des Himmels, Omega Centauri, findet man die schöne
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Abb. 4: NGC 5128, aufgenommen mit Optik und Brennweite wie Abbildung 1, Belichtungszeit 30 Minuten auf E 200 Prof.
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Erstaunlich ist, welche Details schon mit 600 mm Brennweite abgebildet werden können, zumal vor einigen Jahren die Galaxienfotografie in Farbe nur mit recht grobkörnigen Emulsionen (z. B. Agfachrome 1000, Scotchchrome 400) oder mit langen Belichtungszeiten möglich war. In Anbetracht der Vielzahl der Objekte am Süd- und am Nordhimmel und der heutigen technischen Möglichkeiten findet der Sternfreund ein reichhaltiges Betätigungsfeld, insbesondere eben auch für kürzere Brennweiten von 500 bis 800 mm. Ich hoffe, dass die Aufnahmen auch andere Fotografen ermutigen, sich mit kleineren Brennweiten an Galaxien zu versuchen. Viel Erfolg + Clear Skies!
[4] Hoppe, M., 2002: Die große Sculptorgalaxie NGC 253; VdS Journal für Astronomie Nr. 8 (I/2002), S. 114/115
[5] Acker, A.: Praxis der Astronomie, Birkhäuser/ Springer Verlag
[6] Stoyan, R.: DeepSky Reiseführer, Oculum Verlag
Literaturhinweise: [1] Moser, J., 2002: Aktuelle Filme für die
Astrophotographie; SuW 8/2002, S. 68 ff [2] Tirion, W., Rappaport, B. , Lovi, G.:
Uranometria 2000.0 + Deep-Sky Field Guide [3] Kepple, G.R., Sanner, G.W.: The Night Sky Observer´s Guide, Volume 2, Spring & Summer
Abb. 5: NGC 6822, aufgenommen mit Optik und Brennweite wie Abbildung 1, Belichtungszeit 30 Minuten auf E 200 Prof.
,,Bitte einsteigen!"
Nur ein interner Diskussionsbeitrag der Fachgruppe Astrofotografie ?
Beim letzten VdS-Brainstorming, das am 21. Juni 2002 in Griesheim bei Darmstadt stattfand, ging es um neue Konzeptionen für die kommenden Jahre. Wie kann die VdS mehr ,,auf Schwung" kommen, d. h. wo sind Schwachpunkte zu beseitigen und wie kann die Attraktivität gesteigert werden? Zwei Dinge, die einmütig von allen Teilnehmern als verbesserungsnötig erachtet wurden, sind a) die Betreuung der Einsteiger sowie b) die bisher geringe Ausrichtung auf die Jugend. Darf es noch konkreter sein? In den Fachgruppen herrscht - und das sind oft gehörte Vorwürfe - ein Elitedenken. Publizierte Artikel sind vom Niveau her vielfach nur von Fortgeschrittenen zu verstehen oder behandeln ein Thema, das Neulingen viel zu hoch bzw. noch völlig fremd ist. Ähnliches gilt für Vorträge auf Tagungen. Wo bleiben die auf Einsteiger ausgerichteten Beiträge? Wer von den ,,etablierten" Cracks ist einmal auf Jugendlagern anzutreffen, zeigt dort sein Gesicht, veranstaltet einen Workshop? Viele Anfänger finden keinen Zugang und keine langfristige Unterstützung, obwohl dieser
Wunsch als Eintrittsgrund in die VdS doch berechtigt sein dürfte. In den Fachgruppen muss dies stärker bedacht werden. Mir ist klar, dass - so wie in der Fachgruppe Astrofotografie - auch ein Großteil der Mitglieder anderer Fachgruppen aus ,,passiven Mitgliedern" besteht. Diese Wahl ist jedem bei seinem Eintritt freigestellt. An diesem Grundsatz soll auch festgehalten werden, denn erstens liegt nicht jedem die Rolle des Beraters und zweitens sollen die Mitglieder an den Fachgruppen-Projekten teilnehmen und gute Ergebnisse liefern. Ergebnisse (egal ob Bilder, Artikel, neu gebaute Instrumente, Untersuchungsergebnisse usw.) sind ein wichtiges Aushängeschild der Fachgruppen-Kompetenz. Und doch kommen wir um eines nicht herum: Es scheint geboten, die Fachgruppe zu erweitern. Alle an Astrofotografie interessierten Leser können sich bei mir melden, wenn sie in der Fachgruppe mitarbeiten möchten. Wir brauchen aber nicht nur ,,erfahrene, alte Hasen", sondern auch Neulinge und junge Leute, die aktiv mitmachen - zwar auch bei der Astrofoto-
grafie selbst, aber insbesondere bei der Konzeptionierung und Realisierung neuer Ideen - sprich: bei der Mitgliederbetreuung im weiteren Sinn. Wer ist mit von der Partie, wenn es um die Entwicklung der Einsteigerarbeit - und was nahezu parallel läuft - um die Jugendarbeit geht? Hiermit soll eine Diskussion beginnen, die (hoffentlich) Früchte trägt. Überlegt Euch doch bitte, welche Ideen Ihr beitragen könnt und was Ihr davon umsetzen könnt. Jeder kleine Schritt ist willkommen!
Anmerkung: Grundsätzlich könnte dieser Aufruf auch einmal in anderen Fachgruppen durchdacht werden. Hiermit möchte ich mich aber nicht als Besserwisser aufspielen. Vielmehr geht es mir um das Anstoßen nötiger Entwicklungen. Darum gibt es jetzt einen ähnlichen Aufruf auf unserer Webseite. Ich hoffe, auf diese Weise auch neue Mitglieder zum Eintritt in die FG Astrofotografie und zum Mitmachen bei konzeptionellen Arbeiten anregen zu können. Peter Riepe
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Die spannende Jagd nach dem Alpen-
Meteoriten ,,Neuschwanstein"
von Dieter Heinlein
Am Abend des 6. April 2002 ereignete sich über dem bayerisch-österreichischen Grenzgebiet ein überaus seltenes und grandioses Himmelsschauspiel: nämlich ein Meteoritenfall. Um 22:20:18 Uhr MESZ beobachteten an diesem Samstag Abend Hunderte von Augenzeugen aus Bayern und Tirol eine sehr helle Feuerkugel, welche die Nacht nahezu taghell erleuchtete und innerhalb von wenigen Sekunden über den Himmel zog. Dieser Bolide war derart hell, dass er sogar noch von Hannover aus zu sehen war!
Fotos des DLR-Feuerkugelnetzes Glücklicherweise fand die Leuchterscheinung im Bereich des Feuerkugelnetzes statt, das vom DLR Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung in Berlin betreut wird. Die Aufgabe der Kamerastationen dieses Meteoritenortungsnetzwerks ist es ja gerade, den gesamten Nachthimmel systematisch auf Feuerkugeln hin zu überwachen und mögliche Meteoritenfälle zu registrieren [1]. Die -17 mag helle Feuerkugel vom 6. April ist von insgesamt zehn Stationen dieses DLR-Feuerkugelnetzes fotografiert worden. Ganz präzise ausgewertet wurden die dem Meteor nächstgelegenen sieben Aufnahmen der Kameras 45 Streitheim, 85 Tuifstädt, 87 Gernsbach, 43 Öhringen, 68 Losaurach, 11 Primda und 74 Gahberg. Aber auch die Stationen 73 Daun, 69 Magdlos und 75 Benterode registierten den Boliden noch: Die zuletzt genannte Kamera war immerhin etwa 480 km von der Leuchterscheinung entfernt!
Abb. 1: 10 Kamerastationen des DLR-Feuerkugelnetzes registrierten den Boliden vom 6. April 2002.
Präzise Berechnung der Bahn des Alpen-Meteoriten Aufgrund dieser Aufnahmen konnte die atmosphärische Bahn des Meteoroiden ganz exakt berechnet werden: In 5 Sekunden legte der Bolide eine 91 km lange Leuchtspur zurück, die ca. 85 km hoch über Hall/Tirol begann und westlich von Garmisch-Partenkirchen in 16 km Höhe im Bereich des Ammersattels endete. Der anfangs etwa 600 kg schwere Himmelskörper kollidierte mit 20,9 km/s (75.000 km/h) Geschwindigkeit mit der Erde und wurde während seines feurigen Fluges durch die Atmosphäre auf 3,1 km/s (11.000 km/h) abgebremst. Gegen Ende
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Abb. 2: Bahnspur der Feuerkugel des Alpenmeteoriten (Projektion auf die Erdoberfläche).
seiner Leuchtbahn ist der Körper in mehrere Teile zerbrochen. Insgesamt dürften, nach einem Dunkelflug von 2 bis 3 Minuten Dauer, etliche Meteoritenfragmente mit einer Gesamtmasse von ca. 30 kg im Gebiet der Füssener Alpen niedergegangen sein.
Das berechnete Meteoritenstreufeld von etwa einem km Breite und einigen km Länge liegt, unter Berücksichtigung der Windverhältnisse, im deutsch-österreichischen Grenzgebiet zwischen dem Hohen Straussberg (bei Hohenschwangau) und den Geierköpfen (Ammerwald, Tirol). Den
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Modellrechnungen zufolge sollten größere Stücke (10 bis 15 kg) im Westen und kleinere (von etwa 1 kg Masse) am östlichen Ende des Streufelds liegen.
Visuelle Beobachtungen des Boliden Die meisten zufälligen Augenzeugen des spektakulären Feuerkugel-Ereignisses unterlagen leider einer ganz typischen Fehleinschätzung: Sie vermuteten den Niedergang eines Meteoriten in ihrer unmittelbarer Umgebung (z. B. ,,gleich hinter dem nächsten Haus"), obwohl der Meteoroid von den meisten Beobachtern zum Teil 50 bis 100 km entfernt war. Das ist auch gar nicht erstaunlich, da sich 75.000 km/h schnelle Objekte nun einmal unserer alltäglichen Lebenserfahrung entziehen und daher leicht falsch interpretiert werden. Es erreichten uns aber auch eine ganze Reihe von sehr guten und wissenschaftlich durchaus verwertbaren Sichtungsmeldungen, insbesondere von erfahrenen AstroAmateuren, die in dieser Nacht den Kometen ,,Ikeya-Zhang" beobachtet hatten. Die qualitativ besten Sichtungsmeldungen lieferten beispielsweise Erwin Obermair von der Privatsternsternwarte Davidschlag (bei Linz) aus, Werner Hasubick aus Buchloe, Stathis Kafalis aus Holzkirchen, sowie Konrad Horn aus Salem. Die von diesen geschulten Beobachtern berichteten Positionen des scheinbaren Bahnverlaufs der Feuerkugel am Himmel decken sich zwar recht gut mit den fotografisch ermittelten Daten, weisen aber natürlich einen vielfach größeren Fehler auf. Zudem ist die
Abb. 3: Aufnahme des Meteors vom 6. April 2002 (Meteorkamera 45 Streitheim, Ausschnitt).
Einschätzung der Geschwindigkeit ohne Messinstrumente nahezu unmöglich! Visuelle Beobachtungen allein hätten also niemals ausgereicht die Bahnspur der Alpenboliden innerhalb vernünftiger Fehlergrenzen zu rekonstruieren oder gar den Aufschlagsort der Meteorite zu bestimmen. In diesem Fall hat sich ganz klar gezeigt, dass die Aufnahmen des DLR Feuerkugelnetzes wesentliche Grundlage für eine exakte Bahnberechnung waren. Die Wahrnehmungen dieser erfahrenen
Abb. 4: Der ,,Stein von Zolling": kein Meteorit, sondern ein Asphaltbrocken.
Abb. 5: Mitglieder der Füssener Bergwacht und des DLR nach der Meteoriten-Suchaktion am 1. Mai.
Beobachter waren jedoch sehr hilfreich, was ihre Angaben über Schallphänomene oder bzgl. der Anzahl von Fragmenten angeht, in die der Meteoroid zerbrochen ist. Denn auf den All-Sky-Aufnahmen sind solch filigrane Details am Ende der Bahnspur (und somit sehr horizontnah) nicht mehr zu erkennen.
Blitz und Donner auf Video Vom Boliden des 6. April 2002 gibt es übrigens nicht nur die Fotos der zehn DLRKameras. Das Ereignis wurde auch in Bild
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Abb. 7: Der 1750 g schwere ,,Neuschwanstein" Meteorit wurde aufgrund von Bahnberechnungen und gezielter Suche im Bereich der Füssener Alpen aufgefunden.
Abb. 8: Der Steinmeteorit ,,Neuschwanstein" ist von einer schwarzen Schmelzkruste bedeckt und zeigt einige rostige Stellen. Länge des Magneten: 30 mm.
und Ton von der Videoüberwachungskamera der Familie Lusteck in Murnau, sowie von dem Amateurastronomen Erik Große in Ulm aufgezeichnet. Das Video jedoch, das bereits am Tag nach dem Feuerkugelereignis im österreichischen Fernsehen gezeigt wurde (Aufhellung des Alpenpanoramas über Innsbruck), stellte sich als ,,nachgestellt" (fake) heraus und war leider nicht authentisch! Das Eindringen dieses Meteoroiden in die Erdatmosphäre wurde des weiteren auch von zahlreichen seismischen Stationen und mit Hilfe von Infraschall Messgeräten registriert. Somit ist der ,,Alpenmeteorit" einer der am besten und auf vielfältigste Weise dokumentierte Meteoritenfall überhaupt!
Erste ,,Fundstücke": Asphalt, Schlacke, Eisenerze Bei den zahlreichen ,,meteoritenverdächtigen" Fundstücken aus dem südlichen Schwaben und Oberbayern, die beim Autor dieses Beitrags in der Zeit kurz nach dem Meteoritenfall eintrafen, handelte es sich leider in keinem Fall um einen echten Meteoriten, sondern nur um Materialien, die von Laien oft mit Meteoriten verwechselt werden: z. B. Asphaltbrocken, Schlacken aus Verhüttungsprozessen, Eisenerze, etc. Auch der ,,Stein von Zolling", der von einem
Geologie-Professor der Uni München in Presse und Fernsehen zunächst als Meteorit deklariert wurde, konnte unschwer als ein Stückchen Straßenbelag höchst irdischer Herkunft identifiziert werden.
Der Fund des echten Meteoriten: ,,Neuschwanstein" Um die Meteorite zu finden wurde am 1. Mai 2002 eine systematische Suchaktion des DLR und der Füssener Bergwacht durchgeführt. Auch nachfolgend wurde das schwer zugängliche, alpine Gelände regelmäßig von kleineren Gruppen durchstreift und abgesucht, leider lange Zeit erfolglos. Erst Mitte Juli gelang einem Berliner Amateurastronomen der sensationelle Fund des ersten Meteoriten im vorausberechneten Streufeld: Er fand einen 1.750 g schweren, von frischer Schmelzkruste bedeckten Steinmeteoriten mit einem hohen Gehalt an gediegenem Eisen. Da der Meteorit zur Zeit des Fundes bereits etliche Monate im feuchten Gelände gelegen war wies er schon einige rostige Stellen auf. Der Fundort lag nur wenige hundert Meter von der vorausberechneten Stelle innerhalb des Meteoritenstreufelds entfernt! Es ist üblich, einen Meteoriten nach dem nächstgelegenen Ort bzw. einer bekannten Landmarke zu benennen. Da der Fundort nur ein paar Kilometer vom weltweit berühmten Schloss Neuschwanstein entfernt liegt, wurde für diesen Meteoriten der Name ,,Neuschwanstein" vorgeschlagen. Allerdings handelt es sich bei dem Fundstück wohl nur um ein kleines Fragment des Meteoriten, welches nach knapp 3 Minuten Dunkelflug auf der am 6.
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a (A.E.) e q (A.E.) Q (A.E.) ( Grad ) ( Grad ) i ( Grad )
Neuschwanstein 2,40 +- 0,02
0,670 +- 0,003 0,7931 +- 0,0009
4,01 +- 0,04 241,1 +- 0,2 16,82666 +- 0,00001 11,43 +- 0,06
Pribram 2,401 +- 0,002 0,6711 +- 0,0003 0,78958 +- 0,00007 4,012 +- 0,005 241,738 +- 0,015 17,80285 +- 0,00001 10,478 +- 0,004
Tabelle 1: Bahnelemente (J2000.0) der Meteoroide Neuschwanstein und Pribram.
April tiefverschneiten Altenbergalm (unweit der Bleckenau Hütte) einschlug. Das Hauptstück des Meteoritenfalls, von etwa 12 kg Masse dürfte noch immer am Südhang des Hohen Straussberges liegen.
Ein Nachfolger des Pribram-Meteoriten Pavel Spurny vom Astronomischen Observatorium Ondrejov fand bei der Berechnung des heliozentrischen Orbits
des Meteoroiden heraus, dass sich die Bahn des ,,Neuschwanstein" (im Rahmen der Fehlergrenzen) nahezu perfekt mit dem Orbit des Meteoriten Pribram deckt, welcher am 7. April 1959 in der Tschechoslowakei gefallen ist. Pribram, ein gewöhnlicher Chondrit vom Typ H5, war der erste Meteorit weltweit dessen Bahn fotografisch registriert und exakt berechnet werden konnte! Die sehr gute Übereinstim-
mung dieser Orbits legt den Schluss nahe, dass beide Meteorite vom gleichen Mutterkörper stammen und sich im Meteoritentyp und in der Zusammensetzung weitestgehend ähneln dürften. Mit dem Fund des ,,Neuschwanstein" Meteoriten konnte also erstmals die Theorie bestätigt werden, dass es wohl offensichtlich nicht nur die bekannten kometaren Meteorströme, sondern auch ,,Meteoritenströme" aus dem Bereich des Asteroidengürtels gibt!
Alle Bilder und Graphiken: (C) Dieter Heinlein
Literaturhinweise [1] VdS Journal Nr. 7 (II-2001), S. 50-52)
Einschlägige Seiten im Internet http://www.dlr.de/feuerkugelnetz http://berlinadmin.dlr.de/HofW/2002/132 http://berlinadmin.dlr.de/HofW/2002/145 http://www.meteorites.de/en.htm
Kernnahe Kometenstrukturen
von Heinz Kerner
und ihre visuelle Beobachtung
Helle Kometen sind seltene Erscheinungen und wenn doch einmal ein solcher am Himmel zu sehen ist dann gilt das allgemeine Interesse meist dem Schweif und seiner fotografischen Dokumentation oder der Helligkeitsentwicklung. Es ist aber durchaus lohnend, mit dem Fernrohr die kernnahe Region zu untersuchen, vielleicht gibt es interessante Details zu entdecken. Welche Strukturen erwartet werden können und was bei der Beobachtung zu beachten ist, soll nachfolgend dargestellt werden.
expandieren. Lichthüllen sollten nicht mit der kreisförmigen, zentralen Kondensation verwechselt werden, die selten einen scharfen Umriss hat. Letztmalig beim Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) waren 3, zeitweise 4 Lichthüllen gleichzeitig zu sehen.
Strahlen Hierbei handelt es sich um lange, sehr schmale, geradlinige oft auch filamentartige Strahlen von bläulicher Farbe, die stets von der Sonne weg gerichtet sind. Sie
Kernnahe Strukturen Pseudokern (false nucleus) Auch bei schwächeren Kometen ist nicht selten im Herzen der zentralen Kondensation der Koma ein sternförmiges oder fast sternförmiges Objekt zu sehen, der Pseudokern oder false nucleus. Wie die Namen schon sagen, handelt es sich dabei nicht um den wahren Kometenkern. Es ist dies vielmehr ein heller Staubkokon, in dem der kleine Kometenkern eingebettet ist.
Lichthüllen (Envelopen) Die von der Ausdehnung her größten Strukturen sind die Lichthüllen oder Envelopen (engl. envelop = Hülle). Nur bei großen, hellen Kometen erscheinen sie als recht gut definierte leuchtende Schalen
Abb. 1: Zeichnung des Kometen 1861 II Tebbutt. Dargestellt ist der false nucleus, eine helle Lichthülle und ein leicht geschwungener Strahl in Richtung Schweif. Sehr schön zu sehen ist, dass der Strahl nicht ganz bis an den false nucleus heranreicht.
innerhalb der Koma. Sie sind entweder halbkreis- oder parabelförmig mit der Besonderheit, dass sie sich nur auf der sonnenzugewandten Seite der Koma befinden. Gelegentlich erscheinen sie als abgelöste, leuchtende Bögen, die im Laufe der Zeit
Abb. 2: Zeichnung des Kometen 1862 II Schmidt vom 24. Aug. 1862 mit einer hellen Fontäne, die in die linke Seite der Koma fließt. Zusätzlich sind 3 Jets dargestellt. Dieser Komet zählt nicht zu den großen Kometen. Er wurde nicht besonders hell, näherte sich aber der Erde bis auf 0,10 AE, wodurch eine Fülle von Details sichtbar wurde.
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erscheinen auf der sonnenabgewandten Seite nahe des Pseudokerns und können selten bis direkt an den Pseudokern verfolgt werden, sondern beginnen in kurzem Abstand von diesem. Sie sind als die Wurzel des Gasschweifs anzusehen.
Fontänen Fontänen sind Säulen oder gut definierte Fächer von leuchtendem Material, das dem false nucleus auf der sonnenzugewandten Seite entströmt. Die Umrisse der Fontänen sind weicher als bei Jets, obwohl beide eng verwand sind. Häufig ist die Mittelachse einer Fontäne in Bezug auf die Richtung zur Sonne verdreht. Gelegentlich sind Fontänen so groß und hell, dass sie weit hinaus in die Koma verfolgt werden können, wobei sie in Schweifrichtung umgebogen erscheinen. Dadurch kann eine Hälfte der Koma deutlich heller sein als die andere.
Abb. 3: 5 Fontänen sind auf dieser Zeichnung des Kometen 1861 II Tebbutt vom 1. Juli 1861 rund um den false nucleus angeordnet und erinnern an einen rotierenden Rasensprenger. Zu diesem Zeitpunkt befand sich der Komet zwischen Erde und Sonne und wurde von der Sonne von hinten beleuchtet, was diesen ungewöhnlichen Anblick ermöglichte.
Jets Jets sind schmale, scharf begrenzte Ausströmungen hellen Materials aus dem false nucleus mehr oder weniger genau in Richtung zur Sonne. Sie erscheinen direkt mit dem false nucleus verbunden und können in Schweifrichtung umgebogen sein. Jets sind selten länger als 60", wobei ihre Breite nur ein Bruchteil dessen ist.
Beobachtung Mit Ausnahme des false nucleus sind alle anderen hier beschriebenen Strukturen sehr selten. Man sollte daher bei der Beobachtung und Meldung der Sichtung eines solchen Phänomens vorsichtig und kritisch sein. Allgemein ist es so, dass kernnahe Strukturen nur bei großen, hellen Kometen nahe ihres Perihels zu sehen sind oder bei Kometen, die der Erde ungewöhnlich nahe kommen. Helle Kometen von +1 mag und heller zeigen ein weiteres Beobachtungsproblem: Die Flächenhelligkeit der inneren Koma ist so groß, dass kernnahe Strukturen überstrahlt werden. Die Sichtbarkeit von Details kann durch die Beobachtung in der Dämmerung verbessert werden, wenn die Koma am aufgehellten Himmel verblasst. Auch ein in der hellen zentralen Kondensation versteckter false nucleus kann in der Dämmerung besser ausgemacht werden.
Lichthüllen sind am besten bei kleiner Vergrößerung und großem Gesichtsfeld zu sehen, wenn die ganze Koma, umgeben vom dunklen Himmel, überblickt werden kann. Jets und Fontänen sollten bei mittle-
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rer und hoher Vergrößerung beobachtet werden, um den Kontrast zum hellen Hintergrund der Koma zu verbessern. Wie bei der Beobachtung von veränderlichen Sternen kann die Helligkeit des false nucleus mit Hilfe von Vergleichssternen geschätzt werden. Diese Helligkeitsbestimmung ist aber nicht ganz leicht, da sich der false nucleus vor dem hellen Hintergrund der Koma befindet, die Vergleichssterne vor dem dunklen Himmelshintergrund, was schnell zu systematischen Fehlern führt.
Auf den eindrucksvollen Aufnahmen der Kometenfotografen ist von den kernnahen Strukturen nichts zu sehen. Der Abbildungsmaßstab ist dafür viel zu klein und die Koma völlig überbelichtet.
Abb. 4: Auf diesen Zeichnungen des Kometen 1874 III Coggia sind 2 abgelöste Lichthüllen dargestellt. Bemerkenswert auf dem linken Bild ist, wie weit sie sich am Kern vorbei in Schweifrichtung erstrecken.
Diese Details mit der traditionellen Fotografie zu dokumentieren ist sehr schwierig - es gibt so gut wie keine Beispiele. Am einfachsten ist es immer noch, eine Zeichnung anzufertigen.
Literaturhinweise [1] J. Bortle, 1994: Observing and Depicting
Near-Nucleus Structure in Comets. International Comet Quarterly, Oct 94 [2] W. Valentiner, 1884: Die Kometen und Meteore in allgemein fasslicher Form dargestellt. Karlsruhe
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Hellere Kometen des Jahres 2003
von Maik Meyer
Die diesjährige Kometenvorschau stellt sich in einer leicht geänderten Form dar. Es werden nun die bis zum Zeitpunkt der Erstellung bekannten kurz- aber auch langperiodischen Kometen behandelt, die im Jahr 2003 heller als etwa 13 mag werden können und von Mitteleuropa aus beob-
achtbar sind. Diese Kometen sind in Tabelle 1 aufgeführt. Um visuell beobachtbar zu sein, sind folgende Kriterien zu erfüllen: Der Komet muss eine Höhe von mindestens 15 Grad am nachtdunklen Himmel (Sonnenhöhe < -16 Grad ) für einen von 50 Grad nördlicher Breite
beobachtenden Amateur aufweisen und dabei wenigstens eine Helligkeit von 13 mag erreichen. Betont werden muss allerdings, dass die zu Grunde gelegten Helligkeiten nur Schätzwerte darstellen und häufig um ein bis zwei Größenklassen nach oben oder unten abweichen können.
Abb. 1a und b: Sichtbarkeitsdiagramme der helleren Kometen des Jahres 2003. Höhe und Azimut sind in 3-Tage-Abständen für einen Ort auf 50 Grad N bei einer Sonnendepression von 15 Grad dargestellt.
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Zusätzlich ist zu bedenken, dass besonders kurzperiodische Kometen nicht selten Helligkeitsausbrüche erleiden, so dass auch nominell schwächere Objekte Überraschungen bieten können. Auf der anderen Seite neigen dynamisch neue Kometen oft zu Helligkeitseinbrüchen, die eine visuelle Beobachtbarkeit verhindern. Bei den Bahnelementen ist zu beachten, dass diese einer stetigen Änderung unterworfen sind, was besonders für die Beobachtung schwacher Objekte wichtig ist. Aktuelle Bahnelemente und Ephemeriden hellerer Kometen sind regelmäßig in den aktuellen Hinweisen von Sterne und Weltraum enthalten. Die aktuellsten Informationen über die Kometen sind aber über die Homepage der Fachgruppe Kometen im World Wide Web abrufbar unter http://www.fg-kometen.de
Für Beobachter noch schwächerer Kometen sind eine Vielzahl weiterer Kandidaten vorhanden, deren Positionen und Bahnelemente beim CBAT unter http:// cfa-www.harvard.edu/iau/ Ephemerides/ Comets/index.html abgerufen werden können. Diese schwächeren Kometen sollten auf keinen Fall vernachlässigt werden; insbesondere die Photometrie und Astrometrie stehen hierbei im Vordergrund und nicht selten sind unter diesen Kometen Objekte, welche interessante Eigenheiten aufweisen (Ausbrüche, anomale Lichtkurven, Ersterscheinung nach der Entdeckung usw.). Über helle, nach Redaktionsschluss entdeckte Kometen kann man sich ebenfalls auf der Homepage der FG Kometen informieren.
Die Kometen in der Einzeldarstellung
C/2001 K5 (LINEAR): Bereits am 17.5.2001 durch das LINEARSuchprogramm entdeckt, weist dieser Komet mit etwa 5,2 AE ein sehr weit entferntes Perihel auf. Trotzdem gelangen bereits im Juni 2001 visuelle Beobachtungen, die darauf hinweisen, dass der Komet eine hohe absolute Helligkeit besitzt. Die aktuellen Schätzungen zeigen eine Maximalhelligkeit von etwa 12,5 mag, welche der Komet im Mai/Juni 2002 erreichte. Zu Beginn des Jahres 2003 könnte er durchaus noch 13 mag hell und bis weit in den Herbst in großen Höhen beobachtbar sein.
P/1986 A1 (Shoemaker 3): Das Ehepaar Shoemaker entdeckte diesen periodischen Kometen am 10.1.1986 auf
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Abb. 2: Komet P/Encke am 20.8.2000, aufgenommen von Michael Jäger mit einem 12-ZollTeleskop bei f/3,3 und 1.000 mm Brennweite auf TP (hyp) Schwarzweiß-Film. Der 9,5 mag halle Komet stand bei 27 Grad Elongation von der Sonne in der Dämmerung. Dazu kam helles Mondlicht! Der Komet selbst stand nur 6-7 Grad über dem Horizont.
Mt. Palomar als 13 mag helles Objekt. Zum Zeitpunkt der Verfassung dieser Vorschau war der Komet noch nicht wiederentdeckt, so dass die erwartete Helligkeitsentwicklung als sehr unsicher bezeichnet werden muss. Unter Annahme der Parameter des Jahres 1986 sollte der Komet im Januar/Februar 2003 mit etwa 12-13 mag hoch am Morgenhimmel ideal beobachtbar sein. In dieser Zeit durchläuft der Komet auch seine Erdnähe mit etwa 0,9 AE. Aufgrund der sehr unsicheren Helligkeitsparameter sind Beobachtungen dringend erwünscht.
C/2001 RX14 (LINEAR): Dieser Komet wurde zum Zeitpunkt seiner Entdeckung am 10.9.2001 für einen Asteroiden gehalten und als solcher bezeichnet. Nachfolgende Beobachtungen wiesen jedoch eine Koma nach, so dass die kometare Natur erwiesen war. Erste visuelle Beobachtungen wurden im August 2002 bekannt und zeigten den Kometen bei etwa 13 mag. Damit kann prognostiziert werden, dass der Komet eine Maximalhelligkeit von 10 mag erreichen wird. Dabei wird er vorteilhaft in großen Höhen zuerst am Morgenhimmel (bis Mitte März) und dann am Abendhimmel platziert sein. Erst im April fällt er unter 11 mag und wird dann
im Verlauf des Juni mit vielleicht 12,5 mag in der Dämmerung verschwinden und südwärts ziehen.
116P/Wild 4: Am 21.1.1990 entdeckte P. Wild fotografisch diesen Kometen auf der Zimmerwald-Station des Astronomischen Instituts Bern als 13,5 mag helles Objekt, welches im weiteren Verlauf eine Maximalhelligkeit von 12 mag erreichte. Die diesjährige Erscheinung wird dabei nur leicht heller ausfallen - im April könnte der Komet durchaus knapp heller als 12 mag werden. Leider wird er im gesamten Verlauf seiner Sichtbarkeit nie höher als 25 Grad über dem Horizont zu finden sein, so dass eine gute Horizontsicht von Nöten sein wird. Im Juni fällt der Komet dann unter die 13 magGrenze und wird zusätzlich durch seine Sonnenähe unbeobachtbar.
154P/Brewington: Am 28.8.1992 durch H. J. Brewington entdeckt, erreichte der Komet bei seiner Ersterscheinung eine Maximalhelligkeit von etwa 11 mag. Die Entdeckung geschah damals fast drei Monate nach dem Periheldurchgang, so dass die bestimmten Helligkeitsparameter sehr unsicher sind. Am 26.8.2002 konnte der Komet als
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Bezeichnung
Periheldatum q
U
C/2001 RX14 (LINEAR)
18.01.2003
2,06
154P/Brewington
18.02.2003
1,59
10,7
C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT) 09.07.2003
2,79
C/2002 O7 (LINEAR)
20.09.2003
0,89
2P/Encke
29.12.2003
0,34
3,3
mmax 10 10 11,5 11 6,5
4
Monatmax Jan./Feb. 2003 Jan. 2003 Feb. 2003 Okt. 2003 Okt. 2003
Dez. 2003
S Jan. - Apr. Jan. - Apr. Jan. - Apr. Aug. - Dez. Mär. - Jun. Dez. Sep. - Dez.
Tabelle 1:
Angaben zu den helleren periodischen Kometen des Jahres 2003. q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit, S = Sichtbarkeitszeitraum 2000.
P/2002 Q4 wiederentdeckt werden. Nach den jetzigen Prognosen erreicht der Komet seine maximale Helligkeit Januar 2003 mit etwa 10 mag. Dabei wird er bequem am Abendhimmel aufzufinden sein. Diese Beobachtungsbedingungen werden sich auch bis in den April hinein nicht ändern, wenn der Komet unter die 13 mag-Grenze fallen wird und sich gleichzeitig seine Elongation zur Sonne verringert. Da die Helligkeitsparameter bei der Ersterscheinung 1992 nur ungenau bestimmt werden konnten, besteht besonderes Interesse an Helligkeitsschätzungen dieses Kometen. Insbesondere ist dies die erste Möglichkeit, das Helligkeitsverhalten vor und nach den Perihel zu ermitteln.
C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT): Dieser Komet wurde, nachdem das LINEAR-Programm ihn am 23.4.2001 entdeckte, ebenfalls ursprünglich für einen Asteroiden gehalten. Am 14.5.2001 wurde dieses Objekt jedoch unabhängig durch das NEAT-Suchprogramm als neuer Komet gemeldet, da er nun mittlerweile eine Koma aufweisen konnte. Die jetzige Helligkeitsprognose kann sich noch nicht auf visuelle Helligkeitsschätzungen abstüt-
zen; lediglich CCD-Beobachtungen sind bisher bekannt. Zur Zeit kann man davon ausgehen, dass der Komet zwei Helligkeitsmaxima aufweisen wird. In den ersten Monaten des Jahres 2003 sollten 11,5 mag erreicht werden. Dabei wird er von Januar bis April bequem abends beobachtbar sein. Nach seiner Konjunktion mit der Sonne erscheint der Komet wiederum am Abendhimmel und wird danach von August bis ins Jahr 2004 ein Abendhimmelobjekt bleiben. Das zweite Helligkeitsmaximum ist für den Oktober zu erwarten, wobei der Komet sogar heller als 11 mag sein dürfte.
C/2002 O7 (LINEAR): Wiederum das LINEAR-Programm entdeckte diesen Kometen am 29.7.2002. Bereits die erste Bahn zeigte, dass es sich hierbei um einen Kometen handelt, der ein einfaches Objekt für kleine Feldstecher werden kann - leider nicht für uns. Wenn der Komet im Herbst 2003 6-7 mag hell sein wird, ist er nur am Südhimmel bei Deklinationen bis fast -90 Grad sichtbar. Für Mitteleuropa bietet sich nur die Chance, die ansteigende Helligkeitsentwicklung zu verfolgen. Etwa im März sollte der Komet die 13 mag-Marke überschreiten und dabei
nahezu im Zenit sichtbar sein. Bis Ende Juni kann der Anstieg der Helligkeit bis auf vielleicht 10 mag beobachtet werden; dann als optimal platziertes Objekt am Abendhimmel. Danach folgt die Phase als Südhimmelobjekt, jedoch bewegt er sich im Folgenden wieder nördlich und wird für uns ab Dezember am Abendhimmel als 10 mag heller Komet wieder zu beobachten sein.
2P/Encke: Der neben 1P/Halley bekannteste periodische Komet durchläuft kurz vor Silvester sein 59. beobachtetes Perihel. Da seine Umlaufszeit 3,3 Jahre beträgt, wiederholen sich die Sichtbarkeitsbedingungen in einem 10-Jahres-Zyklus. Diese Sichtbarkeit ist eine der optimalen für Beobachter auf der Nordhalbkugel. Ab September ist der Komet heller als 13 mag hoch am Morgenhimmel aufzufinden. Im weiteren Verlauf steigert er rasant seine Helligkeit bis Anfang Dezember auf 6 mag; ab Oktober wechselt der Komet dann auf den Abendhimmel und wird dabei fast im Zenit stehen. In der Folge steht er unbeobachtbar nahe der Sonne und schwenkt südwärts. Das Perihel selbst sollte in Aufnahmen der
Bezeichnung
T
q
E
w
W
i
H0 n
C/2002 K5 (LINEAR)
20021011,7641 5,184275 0,999531 47,0550 237,4619 72,5935 2
4
P/1986 A1 (Shoemaker 3)
20021215,0250 1,813723 0,726741 14,9431 97,2707 6,3864 9,5 6
C/2001 RX14 (LINEAR)
20030118,7226 2,057570 1,001634 121,4845 14,1723 30,5779 6,5 4
116P/Wild 4
20030121,5878 2,169756 0,375535 173,4088 21,0753 3,6159 2,5 10
154P/Brewington
20030119,3690 1,590347 0,671655 48,0061 343,6441 18,0595 2,5 12
C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT) 20030709,0541 2,792217 0,997540 324,0706 42,9154 163,2125 4,5 4
C/2002 O7 (LINEAR)
20030920,3220 0,885212 1,000000 252,5301 12,7147 98,8174 6,5 4
2P/Encke
20031229,8768 0,338461 0,847339 186,4985 334,5876 11,7696 10 5
29P/Schwassmann-Wachmann 1 20040710,8283 5,723578 0,044170 48,9562 312,7156 9,3921 4
3
Tabelle 2: Bahnelemente und Helligkeitsparameter interessanter Kometen des Jahres 2003 (Äquinoktium 2000.0). Bedeutung der Spalten: q = Periheldistanz in AE, e = Exzentrizität, w = Argument des Perihels in Grad, W = Länge des aufsteigenden Knotens in Grad, i = Bahnneigung in Grad, H0 = absolute Helligkeit in mag, n = Aktivitätsfaktor.
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SOHO-Koronographen beobachtbar sein. Diese Sichtbarkeit ist eine optimale Möglichkeit, einen der am besten und längsten beobachteten Kometen selbst in Augenschein zu nehmen. Helligkeitsschätzungen sind trotz der umfassenden Kenntnisse über diesen Kometen von Wichtigkeit, können doch somit längerfristige Veränderungen in der absoluten Helligkeit oder der Lichtkurvengeometrie ermittelt werden.
29P/Schwassmann-Wachmann 1, der Komet, der für seine Helligkeitsausbrüche bekannt ist, die ihn durchaus bis zur 10. Größenklasse hell werden lassen können, ist im Jahre 2003 nach seiner Konjunktion mit der Sonne erst ab Juni wieder beobachtbar. Ab August wechselt er sogar auf den Abendhimmel, was die Überwachung bequemer gestalten sollte.
Fazit Das Jahr 2003 bietet für den Liebhaber hellerer Kometen eine Menge lohnender Ziele, welche durch die Entdeckung weiterer Kometen sicher noch ansteigen wird. Ebenso sind Helligkeitsausbrüche bekannter und nominell schwächerer Kometen immer im Bereich des Wahrscheinlichen. Visuelle und CCD-Photometrie der Kometen bleibt weiterhin ein wichtiges und aufgrund der Menge an Objekten lohnendes Betätigungsfeld für Amateure, die auch wissenschaftlich sinnvolle Arbeit leisten wollen. Auch negative Beobachtungen sind nützlich. Die Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen und wertet diese aus. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der Fachgruppe erhält der interessierte Beobachter gegen 1,53 in Briefmarken unter folgender Adresse: VdS-Fachgruppe Kometen, c/o Andreas
Kammerer, Johann-Gregor-Breuer-Str. 28, D-76275 Ettlingen, sowie auf der oben genannten Homepage der Fachgruppe Kometen.
Literaturhinweise [1] Meyer, M., 2001: Die periodischen Kometen
des Jahres 2002. VdS-Journal Nr. 7 (Winter 2001). [2] Shanklin, J. D.: BAA Comet Section Homepage (http://ast.cam.ac.uk/~jds) [3] Kronk, G. W., 1984: Comets: A Descriptive Catalog. Hillside [4] Kammerer, A: Schweifstern Mitteilungsblatt der FG Kometen. [5] Meyer, M.: Catalogue Of Comet Discoveries. über den Autor. [6] Green, D. W. E., Nakano, S.: ICQ Comet Handbook 2002.
Astrometrie schwieriger Kleinplaneten
von Gerhard Lehmann
Abb. 1: Stack Images - Funktion
Einleitung Die Astrometrie stellt ein lohnenswertes Betätigungsfeld für Amateurastronomen mit einer CCD-Kamera dar. In Abhängigkeit vom benutzten Teleskop sowie allgemeinen Standortbedingungen ergeben sich schwierig zu beobachtende Kleinplaneten. Darunter sollen Kleinplaneten verstanden werden, welche eine hohe Eigenbewegung oder nur eine geringe scheinbare Helligkeit zum Zeitpunkt der Beobachtung haben. Wie man sie dennoch beobachten kann, wird im folgenden kurz erläutert.
Kleinplaneten hoher Eigenbewegung Am Beispiel der Beobachtung von 2001 XU30 soll dies demonstriert werden. Er gehört zu den Apollo-Kleinplaneten, wobei er sogar als ,,Potentially Hazardous Asteroid (PHA)" eingestuft wurde. Zunächst werden aus einer Nacht zeitlich aneinander liegende Einzelaufnahmen benötigt. In diesem Fall waren es 7 Aufnahmen von 2001 XU30, welche jeweils eine Belichtungszeit von 30 Sekunden hatten. Die geringe Belichtungszeit resultierte aus der hohen Eigenbewegung von ca. 5,5 Bogensekunden/min und der Pixelauflösung des CCDChips von ca. 2,5 Bogensekunden. Eine längere Belichtung hätte den Kleinplaneten nur verschmiert und das Signal-Rauschverhältnis nicht verbessert. Um den Kleinplaneten nachzuweisen, benutzten wir auf der Sternwarte Drebach eine Technik, die seit dem Jahr 2001 Bestandteil des erfolgreichen Programms
,,Astrometrica" von Herbert Raab ist. Wie die Abbildung 1 zeigt, erkennt man nach dem Start des Programms in der ,,Standard Toolbar" ein Symbol, welches zusätzlich mit ,,Stack Images" bezeichnet ist. Dahinter verbirgt sich die entscheidende Technik, um Einzelaufnahmen nach dem Betrag und der Richtung der Eigenbewegung eines Kleinplaneten zu addieren. Zunächst wählt man die aufzuaddierenden Einzelaufnahmen aus. Nachdem die Software die aufzuaddierenden Aufnahmen hat, muss der Kleinplanet gewählt werden, nach dessen Eigenbewegung aufaddiert werden soll. Dies ist in der Abbildung 2 zu sehen. Ist der Kleinplanet nicht bekannt, also noch nicht in einer Kleinplanetendatei enthalten, können der Ort und die Eigenbewegung auch frei gewählt werden. Danach beginnt ein automatisch ablaufender Prozess, in dessen Ergebnis ein
Abb. 2: Soft Track - Menue
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Abb. 3: 2001 XU30
Ferngläser · Fernrohre Astro-Teleskope
Ferngläser 8 x 21 bis 25 x 100 mm vonAstro-Teleskope 150 mm Ø Refraktoren 50- lektoren 75-200 mm Ø
Ref
Abb. 4: (31240) 1998 DB2
Summenbild erstellt wird. Die Software orientiert sich dabei an Referenzsternen, die im allgemeinen automatisch erkannt werden. Ist dies in schwierigen Fällen nicht möglich, werden sie manuell gewählt. Die Abbildung 3 zeigt die damit erstellte Aufnahme von 2001 XU30 am 23. Dezember 2001. Der ca. 17,5 Größenklassen helle Kleinplanet bildet sich eindeutig als Punkt ab, wobei die Strichspuren die Feldsterne sind. Der Kleinplanet kann nun wie üblich mit dem gleichen Programm astrometriert werden.
Kleinplaneten geringer Helligkeit Im September 2001 war wie schon in den vergangenen Jahren Andrè Knöfel aus Essen in der Sternwarte Drebach zu Besuch. Er beobachtete mit der CCDKamera am 0,5 m-Spiegel verschiedene Kleinplaneten. Auf seinem Beobachtungsplan stand auch 1998 DB2, welcher am 20. Februar 1998 in Drebach entdeckt wurde. Dieser im September 2001 noch nicht nummerierte Kleinplanet hatte nur eine scheinbare Helligkeit von ca. 19 Größenklassen. In guten Nächten eigentlich kein Problem, aber wenn jede Nacht zum Beobachten genutzt werden soll, reicht
schon weniger gute Durchsicht, um den Erfolg zu vereiteln. Die Abbildung 4 zeigt 1998 DB2 am 12. September 2001. Hier wurden insgesamt 20 einzelne Aufnahmen zu je 90 Sekunden wie oben beschrieben addiert. Der Kleinplanet bildet sich deutlich als Punkt ab. Das Signal-Rauschverhältnis hatte sich stark verbessert und der Kleinplanet konnte astrometriert werden. Letztendlich hat diese Beobachtung mit dazu beigetragen, dass der Kleinplanet im November 2001 durch das Minor Planet Center nummeriert wurde. Er erhielt vom Minor Planet Center in den USA die Nummer 31240.
Ausblick Die hier beschriebene Technik trägt dazu bei, die beim Minor Planet Center eingereichten Positionen von Kleinplaneten zu erhöhen. Es können Kleinplaneten mit einer hohen Eigenbewegung oder einer geringen scheinbaren Helligkeit abgelichtet werden. Dem Amateurastronomen ist es also möglich, interessantere und ihm bisher verschlossene Kleinplaneten nachzuweisen.
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Ein Kleinplanet für mich allein -
die Geschichte einer ganz persönlichen Entdeckung
von Markus Griesser
Abb. 1: Entdeckungsaufnahme von 2002 GA10
Seit dem Februar steht auf der Sternwarte Eschenberg in Winterthur (Schweiz), Station Code 151, eine Apogee AP-8p im Einsatz. Doch es gab anfänglich einige handfeste Schwierigkeiten mit der Inbetriebnahme, erwies sich doch das bei Apogee übliche ,,einfach unmögliche" Anschlusskabel, das zwei Kabelstränge auf den Kamerastecker führt, als fehlerhaft. Doch bis endlich das Kabel als Fehlerquelle erkannt war, verging viel Zeit. Finanziert wurde die Kamera übrigens durch die namhafte Gabe einer privaten Züricher Stiftung, die der letztwilligen Verfügung eines 1986 verstorbenen Elektronikpioniers und Unternehmers ent-
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springt. Die auch mir bis dahin unbekannte Stiftung hat ihre Zweckbestimmung einerseits im sozialen und andererseits im kulturellen/wissenschaftlichen Bereich. Mit einem sechsseitigen ,,Fact Sheet" habe ich dem Stiftungsrat im Sommer 2001 unsere Arbeit auf dem Eschenberg vorgestellt und mit einer Wunschliste abgerundet. Das Papier war offenbar so überzeugend, dass ich die Aufforderung erhielt, auf die nächste Sitzung ein gezieltes Gesuch für die neue Kamera einzureichen. Innerhalb von nur zwei Tagen erhielt ich dann den Bescheid: ,,Geht in Ordnung, die Kosten für die Kamera übernehmen wir!" Warum ich das hier erzähle? Ganz einfach:
Es gibt auch in Deutschland viele unbekannte Stiftungen mit erklecklichen freien Mitteln für gescheite Projekte. Meine Empfehlung an notleidende Sternwarten, die trotz guter Arbeit in finanzieller Hinsicht ein Mauerblümchen-Dasein führen: Fragt Euch rum, guckt auch über regionale Grenzen hinweg, macht Euch auch bei Kulturschaffenden schlau und sucht dann mit sauber, professionell und allgemeinverständlich gestalteten Unterlagen den Kontakt zu den Entscheidungsträgern. - Es muss doch nicht nur immer Väterchen Staat sein, der für ernsthaft arbeitende Sternfreunde in die Schatulle greift ... Doch zurück zu meiner Entdeckungsgeschichte. Am Ostermontag hoppelte bei uns in Wiesendangen in der Schweiz eine Osterhasenfamilie aus Drebach vorbei. Der Chef-Osterhase hatte in seinem Nestchen zwar keine Eier, dafür aber eine CD mit der neuesten Version des ,,Astrometrica for Windows" sowie einige Tutorials dabei. Und als nicht so routinierter ComputerAnwender war ich natürlich sehr dankbar, dass mir mein lieber Gast als wirklich ,,alter Hase" in der Welt des Astrometrica mit Engelsgeduld mal die wichtigsten Features in Herbert Raabs so genialem Programm anhand meiner eigenen Bilder vorstellte. Nach ausgedehnten eigenen Versuchen und nach ersten Testaufnahmen, die ich noch parallel mit dem amerikanischen Programm ,,Computer Aided Astrometry" (CAA) und Astrometrica in den folgenden Nächten auswertete, wagte ich dann in der Nacht vom 15. auf den 16. April 2002 den wirklich ersten ,,scharfen" Einsatz mit der neuen Ausrüstung. Am Abend war auf der Sternwarte noch eine Gruppe des Schweizerischen Alpenclubs SAC zu Gast. Bereits diesen Gästen führte ich stolz das springende Pünktchen eines aktuell sichtbaren ,,Near Earth Asteroids" vor, doch die eigentliche Arbeit der Asteroidenbeobachtung konnte erst nach der Verabschiedung des letzten Besuchers beginnen. Trotz der Kälte von minus zwei Grad hatte ich rund ein halbes Dutzend Unnummerierter auf meiner Target List, darunter auch den Erdkreuzer 2001 WL15. Vier Aufnahmen machte ich von ihm und wertete sie dann mit der Funktion der bewegten Objekte im Astrometrica automatisch aus. Es funktio-
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nierte wunderbar - doch der vergrösserte Bildausschnitt zeigte im Blinkmodus seltsamerweise nicht den zentralen NEA, sondern ganz am unteren Bildrand ein steil aufwärts wanderndes Pünktchen. Als ,,Astrometrica-Greenhorn" traute ich der Sache anfänglich überhaupt nicht, verwarf die Messung und erhielt dann im nächsten Vorschlag den gewünschten 2001 WL15. Als vierter, fünfter und sechster Variante schlug mir dann Astrometrica drei bewegte Artefakte zur Ausmessung vor, was ich dankend ablehnte. Also nochmals zurück zum ersten Objekt: Das für die Kleinplanetenarbeit so wunderbar geeignete Planetariums-Programm ,,EasySky" des Heppenheimer Freundes Matthias Busch und die top-aktuelle Datenbank des MPC zeigte an der fraglichen Stelle keinen Asteroiden. Ich habe daraufhin nochmals zwei Aufnahmen geholt, welche dann die Natur des Pünktchen als Kleinplanet endgültig klar machten. MIT CAA habe ich daraufhin ein hochprovisorische Bahn gerechnet, und die Bahnelemente in meinem Standard-Planetariumsprogramm ,,TheSky" eingefügt. Also auf zur ,,Second Night", welche das Minor Planet Center für die Vergabe einer provisorischen Entdeckung zwingend verlangt. Dummerweise zeigte sich aber der nächste Morgen wolkenverhangen, so dass daraus wohl nichts würde. Andererseits verriet mir meine Bahnrechnung, dass sich mein ,,mgr005" am Abend noch näher beim Erdkreuzer aufhalten würde. Die Chance, dass er von einer anderen Station abserviert würde, stieg so von Stunde zu Stunde. So versuchte ich am Nachmittag verzweifelt, irgendwo auf der Erde eine vertrauenswürdige Station mit freiem Himmel zu finden, die mir den Liebesdienst einer Zweitbeobachtung erweisen könnte. Doch selbst im fernen Australien erhielt ich von einem Kollegen die lakonische Nachricht, es sei bewölkt. Als Retter in der (Bestätigungs-) Not erwies sich dann Stefano Sposetti, befreundeter Physiklehrer am Gymnasium Bellinzona und seit Jahren ein sehr erfolgreicher und erfahrener Planetoidenbeobachter auf der Alpensüdseite. Er ist ja auch Mitglied der FG Kleinplaneten. Die Sonnenstube der Schweiz war zwar in der fraglichen Nacht auch mit einigen Wolken verziert, doch es gelang ihm gleichwohl, meine Neusichtung (und den Erdkreuzer) mit fünf Positionsmessungen zu verifizieren. Und er übermittelte mir kurz nach 1 Uhr seinen Batch zur Weiterleitung ans MPC. - Um genau 1:57 Uhr in der Nacht
zum Mittwoch, 17. April 2002, traf dann aus den USA die erlösende E-Mail des diensthabenden Desk Officers Tim E. Spahr zusammen mit Hinweisen auf einige Einzelbeobachtungen (One Night Stands!) aus dem Jahr 1998 ein. Sofort verfasste ich auch eine Medienmitteilung. Um 3:30 Uhr stieg ich dann endlich ins Bett, um nur zweieinhalb Stunden später vom Moderator eines Lokal-Radios geweckt zu werden: ,,Sie haben doch heute Nacht einen Kleinplaneten entdeckt. Können wir gleich ein Live-Interview machen?" Wir konnten ... Doch die Geschichte entwickelte sich munter weiter. Der einfach grossartige, auf Pre Coveries spezialisierte Arno Gnädig aus Berlin fand wenige Tage später zwei Platten des australischen Siding Spring Observatory (# 413) und eine weitere PossPlatte von Mt. Palomar (# 675) mit je einem unglaublich schwachen, aber für den adleräugigen Spezialisten offenbar locker vermessbaren Trail ,,meines" kosmischen Kleinkörpers aus den Jahren 1982, 1991 und 1999. Schlagartig kletterte damit die Bahngenauigkeit auf U = 2. Mit weiteren Beobachtungen stieg diese Bahngenauigkeit weiter an, was das Minor Planet Center
Abb. 2: Markus Griesser am kurzbrennweitigen (f/5.9) 40-cmHypergraphen, mit dem ihm die Entdeckung des Asteroiden (43669) 2002 GA10 gelang.
Ende Juni zur Vergabe der definitiven Nummer veranlasste. Aus dem 2002 GA10 wurde so der Asteroid 43669 - übrigens eine wunderschöne Primzahl! Inzwischen ist auch ein Namensvorschlag eingereicht, denn er gehört zu den Privilegien des Entdeckers ... Doch nochmals kurz zur Öffentlichkeitsarbeit im unmittelbaren Nachgang der Erstsichtung: Nachdem mich eine auflagenstarke Zürcher Pendlerzeitung im Zusammenhang mit dieser Erstsichtung als ,,Hobby-Astrologen" qualifiziert und auch sonst noch einige eher befremdliche Neuigkeiten rund um diesen neuentdeckten Asteroiden verbreitet hatte, durfte ich im sehr quotenstarken und landesweit ausgestrahlten Schweizer Radio DRS 1 am Samstagmittag, 20. April, zu bester Sendezeit ein Kurzinterview bestreiten in der damals eben gerade neu geschaffenen und heute sehr beliebten Rubrik ,,Aufsteller der Woche". Nach über 7.000 beim MPC abgelieferten Positionsmessungen - hauptsächlich an NEAs - war dies für mich dann auch wirklich ein Aufsteller! - Ich hoffe, es folgen bald weitere ...
,,4 ... 3 ... 2 ... 1 ... Anhieb!!!"
,,Waaaas???" ,,Mist, ich war in Gedanken beim
Angeln!"
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Kleinplanetenjagd auf dem Calar Alto
- Heppenheimer Amateurastronomen beobachten
auf der südspanischen Sternwarte
von Rainer Kresken
Wie gelangt man als Amateurastronom an Beobachtungszeit an einem professionellen Großteleskop? Wie so oft im Leben kommt es auch hierbei darauf an, die richtigen Leute zu kennen. Im Fall der Heppenheimer Amateurastronomen war Dr. Thomas Müller der Richtige. Er arbeitete bis zu Beginn dieses Jahres für die europäische Raumfahrtagentur ESA in Madrid und hatte sich dort als Kleinplanetenfachmann einen Namen gemacht. Im Rahmen seiner Forschungsarbeiten hatte er schon mehrmals mit dem 1,52-m-Teleskop des spanischen Nationalobservatoriums OAN gearbeitet, so dass sein Name dort bestens bekannt war.
offiziell den Namen Centro Astronómico Hispano Aleman oder kurz CAHA (deutsch-spanisches astronomisches Zentrum), denn die Forschungseinrichtungen und die Infrastruktur werden gemeinsam vom deutschen Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und
Mechanik und der mit flüssigem Stickstoff gekühlten CCD Kamera gesteuert.
Als Amateurastronom, der daran gewohnt ist, bei klarem Wetter ,,ohne Wenn und Aber" zu beobachten, ist es recht schwierig, die technischen Randbedingungen des
Durch mich erfuhr er nun von den Beobachtungsaktivitäten an der Heppenheimer Starkenburg Sternwarte. Dort konzentriert man sich seit einigen Jahren auf die CCD-Beobachtung von Kleinplaneten. Durch häufige astrometrische Vermessungen von NEOs (Near Earth Objects) konnte schon zur Bahnbestimmung vieler dieser Asteroiden beigetragen werden. Gewissermaßen als Nebenprodukte wurden mittlerweile über 40 Neuentdeckungen an das zuständige Minor Planet Center gemeldet. Thomas Müller schlug nun vor, Beobachtungszeit für die Kleinplanetenbeobachter aus Heppenheim bei der spanischen Nationalsternwarte (Observatorio Astronómico Nacional, OAN) zu beantragen und stellte seinen Namen für den Antrag zur Verfügung. Im Frühjahr dieses Jahres konnten die Astronomen aus Heppenheim bereits zum dritten Mal auf dem Calar Alto beobachten.
Da die Sternwarte in der andalusischen Provinz Almeria in einer touristisch gut erschlossenen Gegend liegt, macht die Anreise aus Deutschland keinerlei Probleme. Mit dem Mietwagen fährt man vom Flughafen Almeria auf einem etwa zweistündigen Weg in das Küstengebirge. Im Winterhalbjahr wird man meistens eine geschlossene Schneedecke vorfinden, die daran erinnert, dass die Sierra Nevada, das ,,verschneite Gebirge", in Sichtweite liegt. Die Sternwarte auf dem Calar Alto trägt
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Abb. 1: Das 1,52 m Teleskop auf dem Calar Alto
dem spanischen OAN betrieben. So kann man nach der Ankunft auch als Beobachter am spanischen Teleskop in einem der angenehmen Appartments des MPIA für die ,,Day Sleeper" Quartier beziehen. Um die Beobachtung der ersten Nacht vorzubereiten, trifft man sich dann mit dem technischen Betreuer. Er ist für den Betrieb aller Instrumente der Sternwarte zuständig und kennt alle Geräte mit ihren Leistungsmerkmalen und Problemen. Beim Hauptinstrument handelt es sich um einen Ritchey-Chretien-Reflektor mit 1,52 m Öffnung, der im Cassegrain Fokus eine Brennweite von 4,57 m hat. Die Montierung englischer Bauart gibt dem Gerät ein recht ungewöhnliches Aussehen. Die Steuerung erfolgt in einem Kontrollraum in der Sternwarte. Über mehrere Rechner werden dort alle Funktionen der Optik, der
Betriebes eines solchen Profigerätes zu akzeptieren. Um Schäden durch mechanische Probleme und Kondenswasser zu vermeiden, werden Wind und Luftfeuchtigkeit ständig überwacht und die schwere Kuppel beim Überschreiten von Grenzwerten automatisch geschlossen. Das kann in den extrem klaren, aber durch den Schnee auch recht feuchten Winter- und Frühlingsnächten zu erheblichen Frustrationen führen, denn das Schließen erfolgt ohne Bestätigung durch den Beobachter und ohne Rücksicht auf laufende Belichtungen. In solchen Situationen erhält man allerdings Zeit und Muße zum Betrachten des schönen, dunklen Sternhimmels. Nach einer gründlichen Einweisung durch den technischen Assistenten und mit den Erfahrungen aus nur einer Beobachtungsnacht konnten wir in folgenden Nächten im
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Internetsurfen verbracht. In der Cafeteria kam es beim Mitternachtsmahl zu sehr angeregten Gesprächen über die Beobachtungsprogramme und über das Leben auf dem Berg.
Abb. 2: Das Sternwartengebäude des OAN im Sommer
wesentlichen allein alle Funktionen der Sternwarte steuern, was dafür sorgte, dass man sich wieder eher als Amateurastronom fühlen durfte.
Die astronomischen Beobachtungen konzentrierten sich im wesentlichen auf die Suche nach schon früher beobachteten, aber dann wieder verloren NEOs, so genannte Recovery-Beobachtungen. Dazu wurde ein ausgeklügeltes Beobachtungsprogramm aufgestellt, das die Leistungsfähigkeit des Teleskops optimal ausnutzen und den wissenschaftlichen Wert der Aufnahmen maximieren sollte.
Die gewonnenen Positionsdaten wurden dann von dort aus umgehend per E-Mail zum Rechner des Minor Planet Centers in die USA geschickt. Nach einer gewissen Einarbeitungszeit erreichten wir so eine gute Arbeitsteilung und eine erstaunlich hohe Produktivität. So konnten die Probleme mit dem Wetter einigermaßen kompensiert und eine akzeptable Ausbeute an Beobachtungsdaten erreicht werden. Die ärgerlichen Zwangspausen durch zu hohe Luftfeuchtigkeit und Schneefall wurden mit Spaziergängen in der dunklen Nacht, einem mitgebrachten Buch oder mit
Da üblicherweise alle Teleskope auf dem Berg gleichzeitig den Beobachtungsbetrieb unterbrechen müssen, ergeben sich auch Möglichkeiten, die anderen Teams in ihren Observatorien zu besuchen. So erhielten wir zum Beispiel einen Einblick in die Quasarbeobachtungen eines deutschen Teams am 3,5-m-Teleskop. Für uns Amateurastronomen war es eine einmalige Gelegenheit, einen Einblick in den technischen Ablauf professioneller wissenschaftlicher Arbeit zu erhalten. Im Gegensatz zu Amateurbeobachtungen, die typischerweise erst unter klarem Himmel am Teleskop geplant werden, sind Beobachtungen an einem solchen Großteleskop das Ergebnis langer Vorbereitung und Planung. Außerdem wird von den Beobachtern eine genaue Kenntnis der Instrumente erwartet. Gerade dieser Blick hinter die Kulissen, den man nie in einer Führung oder einem Besucherzentrum vermittelt bekommt, hat unseren Beobachtungsaufenthalt auf dem Calar Alto zu einem Erlebnis gemacht und uns weitere Motivation zur Arbeit auf der heimischen Starkenburg Sternwarte gegeben. Trotzdem hoffen wir, dass wir in den kommenden Jahren wieder erfolgreiche Exkursionen nach Andalusien durchführen können.
Eine besondere Herausforderung stellt das nur wenige Bogenminuten große Gesichtsfeld der Kamera dar. In einigen Fällen konnte man die nur ungenau vorhersagbaren Positionen der gesuchten Objekte erst nach längerer Suche finden. Dieser Nachteil wurde allerdings durch die präzise Montierung und die Leistungsfähigkeit des Gerätes mehr als ausgeglichen. Wo sonst hat man als Amateur die Möglichkeit, Objekte von 21 mag verwertbar aufzunehmen?
Um effizient zu arbeiten, wurden die CCDFrames sofort über das Internet auf Rechner in Darmstadt und Berlin geladen und astrometrisch vermessen. So konnte die Qualität der Aufnahmen zeitnah eingeschätzt und gegebenenfalls ohne langes Hin- und Herschwenken eine bessere oder ergänzende Aufnahme gemacht werden.
Abb. 3: Die nächtliche Arbeit im Kontrollraum
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Spektroskopie mit geringem Aufwand
von Hans G. Diederich
Sterne sind unterschiedlich groß und haben verschiedene Oberflächentemperaturen. Als Folge erscheinen uns zumindest die helleren Sterne am Himmel in verschiedenen Farben. Die Farbpalette erstreckt sich vom roten Granatstern (µ Cep) bis zum bläulichen Sirius. Dabei sind die kühlen Sterne rot und die heißen blau. Werden die Sterne noch heißer, strahlen sie schließlich die meiste Energie im Ultravioletten ab. Ein Beispiel hierfür sind die Zentralsterne im Innern von Planetarischen Nebeln, bei denen Temperaturen bis zu 200.000 K vorkommen. Sind sie dagegen sehr ,,kalt", liegt das Strahlungsmaximum im Infrarotbereich. Dies belegen die Braunen Zwerge. Abbildung 1 entstand mit einem 50-mmKleinbildobjektiv auf einem ISO-400Diafilm. Sie zeigt in der Umgebung von M 16 drei Sterne mit sehr unterschiedlichen Farben. Der blaue Stern ist wie festgestellt heiß, wohingegen der rote Stern der kühlste ist. Die Auftragung der Strahlungsintensität des Sternlichtes nach der Wellenlänge (= Farbe), das Spektrum, enthält ein Maximum, das die Sternfarbe ,,festlegt". Die Sterne zeigen uns aber noch mehr Details in ihren Spektren als nur das mehr oder weniger nach Rot bzw. Blau verschobene Maximum im kontinuierlichen Spektrum. Es befinden sich dunkle und manchmal auch helle Linien darin, die als Absorptions- bzw. Emissionslinien bezeichnet werden. Hieraus lassen sich in einer Art ,,Ferndiagnose" Rück-schlüsse auf die chemische Zusammensetzung der obersten Sternschichten gewinnen. Der Vergleich mit astrophysikalischen Modellen und die Untersuchung an sehr vielen Sternen führen schließlich zu vollständigen Sternentwicklungsmodellen, zur Entfernungsbestimmung und zur Kosmologie. Moderne Astronomie und Astrophysik wären ohne Spektroskopie nicht denkbar. Und das ist Grund genug, sich auch als Amateur mit der Spektroskopie zu befassen. Als ersten Schritt in das Gebiet der Spektroskopie hatte ich mir den Nachweis zumindest einer einzigen Absorptionslinie in einem eigenen Spektrum vorgenommen. Dieses Ziel wollte ich so einfach und so schnell wie möglich erreichen. Insbesondere sollten nur bereits vorhandene Gerätschaften eingesetzt und nichts dazu gekauft werden.
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einer drehbaren Fassung vor ein
Kleinbildobjektiv geschraubt
wird.
Vor dem erstmaligen astronomi-
schen Einsatz ,,auf der Wiese",
probierte ich dieses ,,Filter"
zunächst im eigenen Haushalt an
verschiedenen Lichtquellen aus.
Eine Glühbirne erzeugt ein konti-
nuierliches Spektrum ohne
Linien. Die Energiesparlampen
Abb. 1:
zeigen dagegen helle farbige
Die verschiedenen Farben der Sterne belegen
Linien, die Emissionslinien der
deren unterschiedliche Oberflächentempera-
Füllgase. Der schmale Lichtstrahl
turen. Die blauen Sterne sind heiß, die roten kühl. eines Laserpointers (nicht in den
Lichtstrahl schauen!), der durch
das Filter geht, erzeugte auf einer
Der wichtigste Teil einer jeglichen spektro- Wand einen roten Punkt und links wie
skopischen Ausrüstung ist das so genannte rechts daneben mehrere rote Striche. Diese
,,dispersive" Element. Es fächert das Licht werden immer schwächer, je weiter ent-
in seine verschiedenen Wellenlängen auf fernt sie vom roten Punkt liegen. Das opti-
und erzeugt so das Spektrum. Dieses sche Gitter erzeugt mehrere Spektren (die
dispersive Element kann ein Glasprisma bekannten Ordnungen), auf die sich das
oder ein optisches Gitter sein. Für meine verfügbare Licht aufteilt. Das ist bei einem
Versuche stand ein ,,Spectra2-Filter" aus Glasprisma anders. Dort entsteht nur ein
der künstlerischen Fotografie zur Ver- einziges Spektrum.
fügung. Hierbei handelt es sich nicht um Eine gelbe LED aus der Bastelkiste war
ein eigentliches Filter, sondern um ein ein- überraschend, da deren Spektrum keinerlei
faches optisches Gitter, das links und gelbes Licht zeigte. Stattdessen war nur
rechts von jeder hellen Lichtquelle ein klei- rotes und grünes Licht sichtbar. Aus einen
nes Stückchen Regenbogen erzeugt und in Chemiekasten entnommene verschiedene
Abb. 2: Die drei Gürtelsterne des Orion mit den jeweiligen Spektren. Zusätzlich ist das Spektrum von Rigel abgebildet. (Spectra2-Filter, 50-mm-Kleinbildobjektiv, ST-7, 10 Sekunden)
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Abb. 3: Aufnahme von Spica. Oben: Spektralband, unten: Spektralfaden. Das Spektralband entsteht durch die Verbreiterung des Spektralfadens.
Abb. 4: Spektrum von Sirius in der Darstellung als Diagramm. Links befindet sich das rote Ende und rechts das blaue des Spektrums. Die Nummern markieren die intensiven Absorptionslinien. (Spectra2-Filter, 50-mm-Kleinbildobjektiv, ST-7, 100 Sekunden Integrationszeit)
Natrium-, Kalium- und Bariumsalze können mit einem Magnesiastäbchen in eine nur schwach leuchtende Gasflamme gehalten und spektroskopiert werden. Nach diesen ersten häuslichen Versuchen ging es in einer klaren Nacht in den Odenwald. Das Spectra2-Filter wurde vor ein 50-mm-Kleinbildobjektiv geschraubt und dieses mit der CCD-Kamera ST-7 über einen Adapter verbunden. Diese Kombination kam dann huckepack aufs Teleskop, das azimutal montiert war. Der empfindliche und zudem noch gekühlte CCD-Chip ermöglicht bei den helleren Sternen so kurze Belichtungszeiten, dass man erste Ergebnisse auch ohne Teleskop nur mit der am Weidezaun montierten Kamera erzielen könnte. Mit dem Kleinbildobjektiv zielte ich dann auf einige helle Sterne. Bereits im ersten
Einzelbild waren im abgebildeten sog. Spektralfaden dunkle Unterbrechungen erkennbar: Absorptionslinien! Nach drei Aufnahmen befand sich der Spektralfaden mittig im Gesichtsfeld des CCD-Chips. Es fing an, langsam Spaß zu machen. Das Sternbild Orion eignet sich sehr gut für einen ersten Spektroskopierversuch. Auf engem Raum befinden sich viele helle und gleichzeitig heiße Sterne. Abbildung 2 zeigt die Gürtelsterne mit ihren Spektren sowie das Spektrum von Rigel. Bei einer Spektralaufnahme ohne Tricks ist das gesamte Licht des Spektrums in einem schmalen Faden, dem Spektralfaden, konzentriert. Die interessanten Absorptionslinien sind darin kaum oder gar nicht zu erkennen. Mit einem Trick, zum Beispiel einem kleinen Nachführfehler, gelingt es aber, den Spektralfaden zu verbreitern und
damit ein ansehnlicheres Spektrum zu erzeugen. Im oberen Teil der Abbildung 3 geschah dies unbeabsichtigt beim Kombinieren der bildfeldrotierten Einzelbilder. Das Erzeugen von Spektren und der Nachweis von Absorptionslinien ist ein erster Schritt. Mit der ,,Profilfunktion" eines CCD-Bildbearbeitungsprogramms lässt sich das Spektrum als Diagramm darstellen oder zur weiteren Auswertung in eine Tabellenkalkulation importieren. In Abbildung 4 ist dies mit dem Spektrum von Sirius durchgeführt. Über der waagerechten Achse, die der Wellenlänge entspricht, wurde die Intensität des Spektralbands aufgetragen. Die dunklen Absorptionslinien zeigen sich in der Diagrammdarstellung als mehr oder weniger tiefe Absenkungen im Kurvenverlauf. Die ,,Wellenlänge" in dieser Abbildung ist die Pixelposition auf dem CCD-Chip und noch nicht die tatsächliche Wellenlänge des Lichtes. Dies wird als nächster Schritt durchzuführen sein. Für den Anfang war es aber wichtig, Spektren mit Absorptionslinien zu gewinnen. Und das hat funktioniert! Vielleicht finden Sie Gefallen an dieser Art von Beschäftigung: die Gewinnung von Spektren und die anschließende Bearbeitung und Auswertung. Ich selber werde weiter spektroskopieren: visuell und mit der CCD-Kamera, mit dem Spectra2-Filter, mit einer Gitterfolie und mit einem Glasprisma, mit anderen Kleinbildobjektiven, mit einer ,,Russentonne" und meinem Teleskop... und vielleicht auch einmal mit einem selbstgebauten richtigen Spektrographen. Hilfreich ist der Kontakt zur VdS-Fachgruppe Spektroskopie. Ein reger Meinungsaustausch zwischen den Mitgliedern via E-Mail und Mailingliste, auf Jahrestagungen sowie durch Rundbriefe ist sehr nützlich.
,,Sag mal, MOS, haben wir diese Type nicht gestern in Männerklamotten gesehen?" ,,Ja ... das ist ein Veränderlicher."
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Tercidina mon amour ...
Völkerwanderung zum Schatten eines Kleinplaneten
von Eberhard H. R. Bredner
... Zitat eines Beobachters: ,,Wer die 43 Tau-Bedeckung durch den Kleinplaneten Tercidina nicht sehen konnte, hat echt was verpasst!"
Dies ist die Geschichte von der bisher zweitbesten Beobachtung ihrer Art weltweit; selbst sonst eher nüchterne Beobachter berichten von starken AdrenalinSchüben durch das außerordentliche Glücksgefühl.
Jährliche Vorhersage Im Rahmen der Zusammenarbeit von IOTA/ES (Fachgruppe Sternbedeckungen) und EAON (European Asteroidal Occultation Network) werden jährlich Übersichten von Edwin Goffin (Belgien) verbreitet, in denen mögliche Sternbedeckungen
Abb. 1: Beispiel einer Ankündigung in einer französischen Astro-Zeitschrift
durch Kleinplaneten aufgelistet sind. Ergänzt wird die Tabelle einige Monate vor
einem Ereignis durch eine grafische Übersicht der Beobachtungsverhältnisse (Verbreitung meist über das Internet, seltener als Briefpost) und Ankündigungen in Astro-Zeitschriften: in Abbildung 1 ein Beispiel aus Frankreich (Ciel & Espace). Bedeckte Sterne haben in der Regel eine Helligkeit von weniger als 10 mag, die Beobachtung bleibt also besser ausgestatteten Amateuren vorbehalten. Im Jahre 2002 sind von 92 Ereignissen nur 8 Sterne mit einer Helligkeit größer 9,0 mag beteiligt.
Eines dieser wenigen herausragenden Ereignisse war die Bedeckung eines 5,5 mag hellen Stern im Stier ,,43 Tau" durch den Kleinplaneten 345 Tercidina, die Verhältnisse zeigt Abbildung 2.
Die zentrale Schattenspur würde quer über Mitteleuropa verlaufen. Diese Vorhersagen gibt es schon seit mehr als 10 Jahren, in der Zwischenzeit konnte die Genauigkeit der Berechnungen aber entscheidend verbessert werden. War es damals noch so, dass sich der beobachtete Verlauf der Bedeckung auch 300 km nördlicher oder südlicher ereignen konnte, liegt die Toleranz heute bei einigen km. Damals gab es immer wieder zahlreiche Fehlbeobachtungen oder auch keine Beobachtungen, weil die Schattenspur soweit ,,verrutscht" war.
Abb. 2: Spur der Bedeckung 43 TAU durch 345 Tercidina, im Einsatz die unmittelbare Umgebung von 43 Tau
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So werden heutzutage durch ,,glaubhaftere" Vorhersagen mehr und mehr Amateure animiert, Bedeckungen durch Kleinplaneten zu beobachten. Und dann kam das...
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Gezielte Vorbereitungen Jean Manek aus Prag veröffentlichte weitere Hilfen für die Beobachter, zunächst eine Übersicht des Sternfeldes mit 43 Tau. Auch bei so einem hellen Stern zwischen den Plejaden und den Hyaden muss auf jeden Fall sicher sein, dass der Beobachter den ,,richtigen" Stern beobachtet, eine Übersicht dazu zeigt Abbildung 3. Zusätzlich veröffentlichte er Koordinaten der Schattenspur und auch noch die unmittelbare Umgebung von 43 Tau (kleines Bild in Abbildung 2). Alle diese Hilfen haben sich in der Vergangenheit als sehr nützlich erwiesen, weil nur wenige von uns in den Sternfeldern so bewandert sind, dass sie einen bisher vernachlässigten Stern 43 Tau auf Anhieb finden. Jedenfalls berichteten Expeditionsleiter von 2-stündigen Übungen im Sternfeld, bis alle Teilnehmer 43 Tau sicher auffinden konnten.
Abb. 3: Sternfeld um 43 TAU zum sicheren Auffinden
Tercidina Event Mitte August 2002 liefen erste gezielte Aufrufe / Informationen über das Internet, um möglichst viele Beobachter zu gewinnen. Die Schattenspur entspricht etwa der Abmessung des Kleinplaneten, hier mit einer Breite von 100 km. Ein Ziel der gemeinsamen Beobachtung der Bedeckung ist die Vermessung des Schattens in verschiedenen Entfernungen von der Zentrallinie. Dabei müssen die Beobachter ihren Standort mit GPS-Genauigkeit bestimmen und, bezogen auf die internationale Zeitskala, Beginn und Ende der Bedeckung messen. In Mitteleuropa wird eine Messung über das Zeitzeichen des Senders DCF 77.5 synchronisiert.
koordinieren wir auch kurz vor der Beobachtung (heute oft über mobile Telefone) unsere gegenseitigen Positionen.
Vorbereitungen: Standort / Wetterkarte Weite Anfahrten und die Beobachtung gegen 3 Uhr in der Frühe mussten bei der Vorbereitung bedacht werden, Urlaub wurde eingereicht. Aber immer wieder auch die Wettervorhersage abgefragt. Am Ende zeichnete sich ab, dass mit passablen Wetterverhältnissen von Mittelfrankreich bis Bayern gerechnet werden konnte. Der Berichterstatter hatte sich als Beobachtungsgebiet Burgund in Frankreich ausgesucht und erreichte die Zentrallinie in dem kleinen Ort Coulmier le Sec. Niemand dort hat je geahnt, welche Bedeutung die-
Hat man eine möglichst große Zahl vergleichbarer Messungen von Beobachtungsstationen, die verschieden weit von der Zentrallinie entfernt aufgestellt waren, lässt sich daraus später die Form des Kleinplaneten ableiten. Für das gemeinsame Ergebnis sind diese unterschiedlichen Abstände entscheidend, nur Messungen auf der Zentrallinie führen in der Gesamtheit zu unbefriedigenden Aussagen. Deshalb
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Abb. 4: Coulmier le Sec, hier kreuzte die Zentrallinie den Weg des Beobachters. Das Bild zeigt so typisch die Landschaft, in der ich beobachtet habe und wo keiner glauben wollte, warum ich dorthin gefahren bin. Mir half aber der Artikel in Ciel & Espace zur Erklärung.
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Abb. 5: vorläufige Auswertung von 43 Beobachtern
Gemeinschaft mitzuteilen. Bis jetzt sind 43 positive Beobachtungen gemeldet worden, einige werden noch folgen, aber dieser Bericht muss dringend in die Redaktion. Eine erste Auswertung, wieder von Jan Manek, zeigt die Abbildung 5. Tercidina zeigt im oberen Teil eine hübsch gerundete Form, die sehr gut zu den Messwerten passt. Im unteren Teil scheint der Kleinplanet nach rechts ausgebeult zu sein. Während die unteren (ausgebeulten) Messpunkte zunächst angezweifelt wurden, hat die Vielzahl der Übereinstimmungen an den unterschiedlichsten, von einander völlig unabhängigen Beobachtungsorten die Beule bestätigt. Und weil diese Form sehr ungewöhnlich ist, versuchen inzwischen die BerufsAstronomen eine Erklärung zu finden!
ses Örtchen an dem Tage haben würde (Abb. 4).
Um eine bessere Abdeckung des Schattens zu erreichen, wurde dann ein Beobachtungsstandort etwa 20 km südlich davon bei Montbard gewählt.
Beobachtung hinter einem Heuschober Eine Beobachtung mitten in der Nacht sollte noch am Abend vorbereitet werden, um alle Probleme mit den Nachbarn zu vermeiden. Ich suchte mir einen durch einen Heuschober vor allen Blicken geschützten Platz für Auto und Fernrohr, der mir dennoch eine freie Sicht auf das Sternfeld sicherte. Mittelfrankreich ist unkritisch, in anderen, belebteren Gegenden sollte man unter Umständen auch bei der örtlichen Polizeistation vorsprechen, um alle unliebsamen Unterbrechungen (gerade im kritischen Zeitpunkt) zu vermeiden. In aller Ruhe konnte ich so nach Mitter-
nacht aufbauen, verbunden mit den Freunden nur über ein mobiles Telefon, die mir ausreichend gute Bedingungen auch bei sich signalisierten. Und es kam wie gewünscht, um 02:44:47,33 Uhr verschwand 43 Tau für 11,84 Sekunden. Total toll! Elf Komma vierundachtzig Sekunden - und dafür der ganze Aufwand? Jeder Beobachter dieses einmaligen Ereignisses (once in a lifetime) wird bestätigen, es hat sich gelohnt. Mich erreichte zwei Minuten nach dem Ereignis, als ich noch immer völlig ausgelassen um mein Fernrohr tanzte, ein Anruf aus Nord Ungarn. Dr. Asztalos Tibor war genauso ,,happy" und so tanzten wir gemeinsam, nur durch 1.280 km Luftlinie getrennt.
Auswertung und Ausblick Alle Beobachter schwebten in einem Glücksrausch, manche brauchten zwei Tage, um ihre Daten auszuwerten und der
Dieses Journal wird um die Jahreswende 2002/2003 ausgeliefert. Die Internetseite http://sorry.vse.cz/~ludek/mp/results/ informiert Interessenten über den dann aktuellen Stand der Auswertung. Um die Jahreswende wird auch eine Liste der Bedeckungen 2003 veröffentlicht sein! Lassen Sie sich informieren, vielleicht gibt es im neuen Jahr ja eine ähnliche Gelegenheit mit einem anschließenden Tanz um die Fernrohre.
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Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
von Wolfgang Steinicke
Auf der DST 2002 wurde ein neues Projekt, wieder ein Gemeinschaftsaktion der VdS-Fachgruppen Deep-Sky und Astrofotografie, aus der Taufe gehoben. Es geht um die visuelle Beobachtung und Fotografie von Zwerggalaxien. Alle, die mitmachen wollen, sind herzlich eingeladen. Weitere Informationen finden Sie auf der Projektseite sowie in Artikeln im VdSJournal bzw. in Interstellarum. Wir hoffen, dass dieses Projekt ähnlich erfolgreich wird wie unsere erste gemeinsame Aktion zum Thema ,,Wechselwirkende Galaxien". Wir werden über den Fortgang hier und insbesondere auf der kommenden DST 2003 berichten.
Die Fachgruppe war in diesem Jahr wieder mit Postern bzw. Vorträgen auf Tagungen und Treffen präsent. Allerdings etwas reduzierter als im letzten Jahr (mehr war mit vorhandenen Personal nicht zu machen). Die Vorbereitungen auf die
DST 2003 - Eisenberg 11. - 13.April 2003
laufen. Alle die einen Vortrag halten oder einen Workshop anbieten möchten, sollen sich bei mir melden (fgleitung@naa.net). Zum Deep-Sky Buch: Einige FGMitglieder und die Redaktion (Wolfgang Steinicke, Rainer Töpler) haben sich auf der DST 2002 getroffen um das weitere
Vorgehen zu diskutieren. Dringende Aufgaben wurden verteilt. Wolfgang Steinicke hat anschließend ein Expose erstellt und mit verschiedenen Verlagen verhandelt. Besonders ein Verlag zeigte sich sehr interessiert - trotz des speziellen Themas und des daher nicht übermäßig großen Marktes. Momentan (Stand Mitte September 2002) sieht es günstig aus und wir hoffen auf einen baldigen positiven Vertragsabschluss. Allerdings wird es dann leider noch etwas dauern, bis das Buch erscheint.
Eye&Telescope -
eine neue Planungssoftware für den visuellen Deep-Sky Beobachter
von Dirk Panczyk
Seit dem Frühjahr 2002 ist eine neue deutschsprachige Astronomie-Software für Microsoft Windows auf dem Markt: Eye&Telescope, im folgenden kurz E&T genannt. Irgendwie erinnert mich dieser Name an eine bekannte Fachzeitschrift! Zu beziehen ist das Programm bei [1]. E&T richtet sich speziell an die visuellen DeepSky Beobachter und wurde von Thomas Pfleger entwickelt, der selbst begeisterter Deep-Sky Fan ist. Das Fundament von E&T ist eine Datenbank mit 120.000(!) Deep-Sky Objekten, welche bis auf die Doppelsterne alle Objekttypen umfasst. Diverse Kataloge sind darin enthalten. Die Daten der NGC- und IC-Objekte wurden z. B. der genauen NGC/IC-Datenbank von Wolfgang Steinicke [2] entnommen. Weiterhin sind über 2,5 Millionen Sterne enthalten. Das Programm ermöglicht, aus dieser Vielzahl von Objekten genau diejenigen herauszufiltern, die in einer bestimmten Nacht, an einem bestimmten Ort, mit einem bestimmten Teleskop oder Fernglas, bei einer bestimmten Grenzgröße beobachtet werden können. Bereits beobachtete Objekte können ausgeklammert werden. Dies verhindert, dass immer wieder die selben Objekte observiert werden. Die Ermittlung, ob und wie gut oder schlecht ein Objekt unter bestimmten Bedingungen zu sehen ist, erfolgt mit der vom Autor so
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Abb. 1: Objektfilter
genannten ,,Kontrastreserve". Zitat: ,,Dazu berechnet es [E&T] eine Kennzahl, die Kontrastreserve genannt wird. Sie stellt eine Art Schwierigkeitsgrad oder Erfolgsaussicht dar. Im Gegensatz zu subjektiven Skalen für die Wahrnehmbarkeit von Objekten ist die Kontrastreserve eine vergleichbare und auf objektiven Grundlagen
beruhende Größe". Eine ausführliche Erläuterung der Kontrastreserve würde den Rahmen dieses Artikels sprengen. Der näher interessierte Leser sei auf [14] verwiesen.
Voreinstellungen Bevor es richtig losgehen kann, benötigt
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Abb. 2: Sternkarte
oder ohne vorhandene Logbucheinträge (visuelle Beschreibungen). Im Filter ,,Himmel und Optik" wählt man das Instrument sowie die visuelle Grenzgröße aus. Auch Angaben zur Extinktion und der gewünschten Wahrnehmbarkeit (Kontrastreserve) können gemacht werden. Der Filter ,,Zeit und Ort" bietet die Möglichkeit, den Beobachtungsort, das gewünschte Datum, den Vorzugsazimut und die gewünschte Mindesthöhe des Objekts über dem lokalen Horizont anzugeben. Betätigt man den Filterknopf, ermittelt E&T die Objekte, welche den Suchkriterien entsprechen und listet diese auf der rechten Bildschirmhälfte auf. Neben den reinen Objektinformationen aus der Datenbank wird auch die jeweilige Kontrastreserve und die optimale Beobachtungszeit ausgewiesen. Die einzelnen Spalten lassen sich beliebig sortieren.
Beobachtungsprojekt Hier kann man eigene Beobachtungsprojekte hinterlegen. Diese bestehen aus einer Auflistung von Objekten, die man in nächster Zeit beobachten möchte. Der Phantasie sind dabei keine Grenzen gesetzt. Projekte könnten z. B. sein: Alle Messierobjekte, alle offenen Sternhaufen im Sternbild Schütze oder alle PalomarKugelsternhaufen, etc. Es werden diverse Informationen zu den einzelnen Objekten angezeigt. Man hat die Möglichkeit, die Parameter Grenzgröße, Extinktion, Optik, Ort, Vorzugsazimut und Datum zu verändern. Kontrastreserve und optimale Beobachtungszeiten werden dann auf Knopfdruck neu berechnet.
Abb. 3: Okularsimulation
E&T Informationen über den Beobachtungsort, das vorhandene Instrument (Teleskop oder Feldstecher) und die verwendeten Okulare. Mit diesen Benutzerdaten und den in der Datenbank gespeicherten Objektinformationen ermittelt das Programm später die Beobachtungsmöglichkeiten.
Die Komponenten von E&T E&T ist modular aufgebaut. Jedes der im folgenden näher erläuterten vier, so
genannten Formulare kann separat abgespeichert und zu einem späteren Zeitpunkt erneut aufgerufen und verändert werden.
Objektfilter Dies ist die Grundfunktion von E&T. Sie setzt sich zusammen aus den Filterarten ,,Objekte", ,,Himmel und Optik" und ,,Zeit und Ort". Unter ,,Objekte" kann man u. a. auswählen: Alle oder nur bestimmte Objekttypen/Sternbilder, Objekte aller oder nur bestimmter Kataloge, Objekte mit
Beobachtungsplan Der Beobachtungsplan enthält diejenigen Objekte, die z. B. in einer ganz bestimmten Nacht beobachtet werden sollen. Neben dem Objektnamen wird auch die optimale Beobachtungszeit sowie Azimut und Höhe des Objekts zur optimalen Zeit angegeben. Der Plan dient als Leitfaden bei der nächtlichen Beobachtung. Oft befinden sich weitere, noch nicht beobachtete Objekte im gleichen Gesichtsfeld. E&T bietet die interessante Möglichkeit, diese innerhalb eines vorgegebenen Radius zu ermitteln. Ausgangsbasis hierfür sind wieder die Parameter Grenzgröße, Extinktion, Optik, Ort und Datum.
Sternkarte Mit E&T können auch individuelle Aufsuchkarten erstellt werden. Mann kann sich z. B. ein bestimmtes Sternbild anzei-
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Eindrucks. Diese ist der Deep-Sky-Liste (DSL) der VdS-Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky Beobachtung" entnommen [10]. Auch ist genügend Platz für eine ausführliche Beschreibung des Gesehenen vorhanden. Tipps und Hinweise für das Erstellen einer solchen Beschreibung sind übrigens im ,,Infoblatt zur visuellen Deep-Sky Beobachtung" zu finden, das ebenfalls von der genannten Fachgruppe herausgegeben wird [11]. Die hinterlegten Beobachtungen können nach verschiedenen Kriterien durchsucht oder sortiert werden und dienen als wertvolle Dokumentation der eigenen Beobachtungspraxis.
Abb. 4: Logbuch
gen lassen, welches günstig positioniert ist und dann auf Knopfdruck alle potentiell sichtbaren Objekte einzeichnen lassen. Das Ergebnis kann über die Parameter Optik, Grenzgröße, Kontrastreserve, Mindestgröße in Bogenminuten, maximale Anzahl und Objekttypen beeinflusst werden. Auch kann ausgewählt werden, ob bereits beobachtete Objekte angezeigt werden sollen oder nicht. Im Vergleich zu gedruckten Atlanten hat dies den großen Vorteil, dass nur diejenigen Objekte angezeigt werden, die aller Voraussicht nach zu sehen sein müssten. Das Erscheinungsbild der Karte kann verändert werden. Es gibt dazu folgende Möglichkeiten: Grenzgröße, Zoomfaktor, Gitternetz an/aus, diverse Orientierungen (aufrecht, seitenverkehrt, 180 Grad gedreht), Sternnamen an/aus etc. Die Karte kann, kurz gesagt, so eingestellt werden, wie es dem individuellen Geschmack des Beobachters entspricht.
Die Funktionen ,,Katalogdaten", ,,Wahrnehmung" und ,,Sichtbarkeit" In den vier beschriebenen Modulen können weitergehende Informationen zu den einzelnen Objekten abgerufen werden. Die ,,Katalogdaten" enthalten u. a.: Name und weitere Bezeichnungen, Position (Rektaszension und Deklination), die Seitennummer in den verbreiteten Atlanten Uranometria [15] und SkyAtlas 2000, das Sternbild, Größe und Helligkeit des Objekts, sowie Typ und Positionswinkel. Die ,,Wahrnehmung" ist meiner Meinung nach die interessanteste Funktion von
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E&T: Abhängig von der ermittelten Kontrastreserve, der Ausdehnung des Objekts und des verwendeten Okulars simuliert E&T den Anblick des Objekts! Je höher der Kontrastwert ist, umso besser ist das Objekt zu erkennen, und umgekehrt. Ganz wie im wirklichen Leben. Man hat die Möglichkeit, die Grenzgröße zu verändern und sieht direkt, wie sich dies auf die Sichtbarkeit des Objekts auswirkt: Das Objekt wird deutlicher oder schwächer dargestellt und verschwindet bei zu geringer Grenzgröße evtl. ganz aus dem Okular. Eine phantastische Simulation. E&T schlägt übrigens ein ideales Okular vor. Auch Sterne und Nachbarobjekte können eingezeichnet werden. Unter ,,Sichtbarkeit" versteht E&T Informationen zur Dämmerung und optimalen Beobachtungszeit in einer bestimmten Nacht. Sollte das Objekt nicht sichtbar sein, ermittelt E&T den nächsten, optimalen Beobachtungszeitpunkt. Eine Grafik zeigt das lokale Himmelsgewölbe mit der Position des Objekts zur vorgegeben Zeit als grobe Orientierung.
Das Logbuch Jeder ernsthafte Deep-Sky Beobachter sollte ein Logbuch führen und die visuellen Eindrücke für die Zukunft festhalten. E&T leistet auch hier Hilfestellung. In dem integrierten Logbuch kann man Angaben machen zu: Objekt, Beobachtungsort, Grenzgröße, Datum, Uhrzeit, Optik, Okular etc. Eine vorgegebene Skala erleichtert die Bewertung des visuellen
Weitere interessante Funktionen Eine Kopplung an externe Planetariumsprogramme wie z. B. Guide [3], TheSky [4], die Freeware Hallo Northern Sky [5], Sky Map Pro [6] und Megastar [7] ist möglich. Man kann damit die Position des in E&T angezeigten Objekts direkt in diesen Programmen ansteuern. Das ist z. B. eine schöne Sache für diejenigen Beobachter, die ihr Teleskop mit Hilfe des Computers positionieren. Hat man Bilddateien (Fotos oder Zeichnungen) von Deep-Sky Objekten auf der Festplatte, kann man diese von E&T aus anzeigen lassen. Es wird das JPGFormat unterstützt. Auch RealSky-Bilder (digitaler POSS auf CD-ROM) sind darstellbar [8]. Eine weitere nützliche Funktion von E&T ist die ,,Dunkelheit": Für beliebige Orte und Tage werden Informationen zu Auf- und Untergangszeiten von Sonne und Mond, Dämmerungszeiten und der Mondphase berechnet. Eine übersichtliche Dämmerungsgrafik gehört auch dazu. So kann man schnell erkennen, wie es in den kommenden Nächten um die Beobachtungsmöglichkeiten bestellt ist.
Drucken, Export ins HTML-Format E&T bietet zahlreiche Druckmöglichkeiten. Die Listen können dann mit ans Teleskop genommen werden. So sind alle notwendigen Informationen über die zu beobachtenden Objekte, inkl. Okularsimulation und Aufsuchkarte, immer griffbereit. Auch ohne Computer unter dem Sternenhimmel. Wer mag, kann sich seine Beobachtungspläne auch im HTMLFormat abspeichern. Diese sind dann auf beliebigen Computern, die über einen Internet-Browser verfügen, darstellbar. Denkbar wäre hier auch eine Verwendung von Handheld- oder Palmtop-Computern.
Einsatz unter dem Sternenhimmel Wer während der Beobachtung einen
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Computer zur Verfügung hat, sollte E&T im roten Nachtsichtmodus betreiben. Das schont die Adaption. Für die optimale Abdunklung des Bildschirms empfiehlt Thomas Pfleger zusätzlich eine rote Kunststofffolie für Diskothekenstrahler, die u. a. beim Musikstore [12] und ConradElectronic [13] erhältlich ist. Dieser Tipp gilt natürlich für alle Arten von Astronomieprogrammen. In E&T gibt es auch eine sogenannte Eingabehilfe. Das ist eine Art Minitastatur, die eingeblendet werden kann. Sie dient zur Eingabe von Text mit der Maus. Das ist bei der nächtlichen Beobachtung äußerst praktisch, da man die normale Tastatur nicht verwenden muss.
Fazit Ich möchte Eye&Telescope allen DeepSky Beobachtern empfehlen. Die Vorbereitung einer Beobachtungsnacht ist damit mit ein paar Mausklicks erledigt. Es gibt natürlich andere, zumeist englischsprachige Deep-Sky Planungsprogramme
mit ähnlicher Zielsetzung und Funktionalität, allen voran: NGCVIEW [9]. Die E&T-Kontrastreserve und die daraus resultierende Okular-Simulation ist meiner Kenntnis nach allerdings einmalig. Ein weiterer Vorteil ist die deutschsprachige Benutzeroberfläche. Auf zusätzliches Kartenmaterial kann beim Einsatz von E&T weitgehend verzichtet werden. Das Einzige, was ich vermisse, sind Doppelsterne. Dieser Artikel kann und will die ausführliche und leicht verständliche Bedienungsanleitung von E&T nicht ersetzen, sondern nur einen groben Überblick bieten. Eine preiswerte Testversion ist bei [1] erhältlich. Sie hat weitestgehend den gleichen Funktionsumfang wie die lizensierte Version, die Datenbank enthält jedoch nur den Messier-Katalog. So kann der Interessent die Software in Ruhe ausprobieren und für sich selbst entscheiden, ob ihm die Vollversion 69,- wert ist.
Literaturhinweise, weiterführende Informationen, Links
[1] Oculum-Verlag Ronald Stoyan, Luitpoldstraße 3, D-91054 Erlangen (www.oculum.de)
[2] www.klima-luft.de/steinicke [3] www.projectpluto.com [4] www.bisque.com/products [5] www.hnsky.org/software.htm [6] www.skymap.com [7] www.willbell.com/software/megastar/
index.htm [8] www.aspsky.org/realsky.html [9] www.rainman-soft.com [10] www.fachgruppe-deepsky.de/projekte-
dsl.htm [11] www.fachgruppe-deepsky.de/download_
main.htm [12] www.musicstorekoeln.de [13] www.conrad.de [14] www.astronomie.de/astropraxis/einstei-
ger/19-einsteiger.htm
Mayall II - der Außenseiter in M 31
von Jens Bohle
Noch zu Beginn der neunziger Jahre zählte die amateurastronomische Beobachtung der Kugelsternhaufen in M 31 zu den exotischeren Zielen für Amateurastronomen. Dies hat sich geändert. Beobachtungen und Fotografien der M 31-Kugelsternhaufen aus dem Amateurlager sind keine Seltenheit mehr. Unter den Kugelsternhaufen in M 31 dürfte Mayall II, auch G 1 genannt, der bekannteste Vertreter sein. Seinen relativ hohen Bekanntheitsgrad verdankt er wohl seiner Helligkeit von 13,5 mag im visuellen Spektralbereich. In diesem Artikel möchte ich diesen außergewöhnlichen Kugelsternhaufen nicht nur aus amateurastronomischer Sicht etwas näher betrachten. Mayall II verdankt seinen Namen Nicholas Ulrich Mayall (1906-1993). Zusammen mit O. J. Eggen veröffentlichte er 1953 seine Untersuchungen unter dem Titel ,,Four nebulous objects in the outer parts of the Andromeda nebula" [1]. Auf einer 1948 durch Edwin Hubble gewonnen Aufnahme, welche dem Lick Observatorium (Mayall`s ,,Stammobservatorium", dessen Direktor er später wurde) zur Verfügung gestellt
Abb. 1: Mayall II mit Hubble`s Augen
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Mayall II schon sehr Kugelsternhaufen kennt). Von Heasley und
früh zum besonde- seinen Mitarbeitern werden erstmalig pho-
ren Objekt avancie- tometrische Messungen von Einzelsternen
ren ließ, war dessen in einem M31-Kugelsternhaufen präsen-
recht isolierte Lage tiert (die Grenzgröße lag bei ~24 mag in
außerhalb
der V). In ihrer Arbeit weisen die Forscher auf
Andromedagalaxie. die Schwierigkeit solcher Untersuchungen
Eine Beobachtung hin. Nur bei exzellentem Seeing unter einer
die auch der Ama- Bogensekunde waren derartige Bestimmun-
teur beim Aufsuchen gen mit erdgebundenen Teleskopen möglich
des Kugelsternhau- (aktive Optiken folgten ja erst später).
fens zwangsläufig
macht. Mit 3 Grad Dis- Die Probleme mit dem Seeing konnten bei
tanz zum Zentrum einer ganz neuen Art von Teleskopstandort
ist dessen Kern- umgangen werden: der Weltraum. Wie bei
distanz so groß wie vielen astronomischen Untersuchungen
bei keinem anderen brachte das Hubble Space Teleskop (HST)
Kugelhaufen in M auch aufregend neue Bilder von Mayall II
31. Diese 3 Grad schein- (Abb. 1). Die hellsten Sterne welche zu
bare Distanz zum Mayall II gehören, haben etwa 22,5 mag in
Abb. 2:
Zentrum entsprechen V - die Hauptbevölkerung des Haufens ist
Mayall II im 20-Zoll-Dobson bei 432facher Vergrößerung,
einer
wahren etwa 25 mag (V) hell. Die Grenzgröße des
Felddurchmesser 9`
Kerndistanz von etwa HST liegt im Bereich visueller Wellenlän-
40 kpc (ca. die gen bei ~27 mag. So war die Tür für weite-
Entfernung unserer re Untersuchungen geöffnet. Dabei be-
wurde, identifizierten Mayall und Eggen Heimatgalaxie zu den Magellanschen stätigte sich, dass Mayall II ein wahrhafter
sechs Objekte von nebulöser Gestalt wel- Wolken). Die isolierte Lage weitab der Gigant ist. Er übertrifft die Masse des mas-
che eindeutig nicht stellar erschienen. Sie Halopopulation von M 31 begünstigt späte- sereichsten galaktischen Kugelstern-
ordneten sie, genau wie es Hubble Jahre re Untersuchungen.
haufens Omega Centauri mindestens um
zuvor bei anderen Objekten in M 31 getan Die wohl bekanntere Bezeichnung von den Faktor drei. Mayall II hat zwischen 7
hatte, den Kugelsternhaufen zu. Dafür Mayall II lautet G 1. Diese geht auf eine und 17 Millionen Sonnenmassen (die
sprachen auch spektroskopische Messun- Untersuchung von Sargent, Kowal, Hart- Werte einzelner Messungen schwanken
gen mit deren Hilfe man ausschließen wick und van den Bergh Ende der 70er sehr). Sehr auffällig auch dessen hohe
konnte, dass es sich um Vordergrund- Jahre zurück [2]. Auf fotografischen Konzentration und die daraus resultierende
objekte handelte. Nach der Spektroskopie Platten identifizierten sie 355 M31- hohe Flächenhelligkeit. Im etwa 0,52
folgte die Photometrie. Im Falle von Kugelsternhaufen. In einer nach Rekta- Parsec (1 Parsec = 3,26 Lichtjahre) mes-
Mayall II gestaltete sich diese aber recht szension geordneten Liste ist Mayall II der senden Zentralgebiet steigt die Flächen-
schwierig, da sich in unmittelbarer erste Eintrag. In den folgenden Jahren kon- helligkeit auf rund 13 mag/arcsec2 an.
Nachbarschaft zwei Vordergrundsterne zentrierte sich die
befinden, welche auch der Amateur mit Untersuchung der
mittelgroßem Fernrohr bei der Beob- M 3 1 - Ku g e l s t e r n -
achtung immer mit im Blickfeld hat. haufen auf einzelne
Mayall und Eggen gaben eine korrigierte Mitglieder. Ganz
Helligkeit (Berücksichtigung des Streu- besonders gilt dies
lichts der beiden Vordergrundsterne) im für Mayall II. Mit
Bereich von 14 mag an. Diese enorme f o r t s c h r e i t e n d e r
scheinbare Helligkeit unterschied Mayall II Technologie und dar-
von den anderen Objekten (der nächsthel- aus resultierenden
lere Kugelsternhaufen ist gut 0,75 mag Beobachtungsmög-
schwächer). Auch im ermittelten Farben- lichkeiten gelang es
Helligkeitsdiagramm kam Mayall II eine erstmalig Ende der
Ausnahmestellung zu. Während andere 80er Jahre Einzel-
Objekte sich dort gleichmäßig verteilen, ist sterne in Mayall II
Mayall II deutlich heller und steht somit aufzulösen [3]. Abb. 3:
abseits im oberen Teil des Diagramms. Dabei konnten nur Mit 7"-Mak in Alt-Az, ST-7 im Binning-3-Modus nehme ich
Schon damals wurde der Vergleich mit dem die Außenbereiche 50 Einzelbildern a 20 Sekunden auf. Zuhause entsteht daraus
prominenten Omega Centauri genannt - aufgelöst werden ein Summenbild mit 640 Sekunden Integrationszeit. Der
dennoch sollte die absolute Helligkeit von (ähnlich wie es der Kugelhaufen bildet mit zwei schwächeren Sternen ein gleich-
Mayall II gut eine Größenklasse über dem Sternfreund bei der seitiges Dreieck. Trotz des Binning-3-Modus ist G1 als diffuses,
hellsten Kugelhaufen unserer Heimat- visuellen Beobach- d. h. eindeutig nicht-stellares Pünktchen erkennbar (Hans-
galaxie liegen. Ein weiterer Punkt, welcher tung galaktischer Günter Diederich).
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Selbst NGC 1851, welcher als Kugelsternhaufen mit der höchsten zentralen Flächenhelligkeit in unserer Galaxie gilt, kann da mit rund 14,5 mag/arcsec2 nicht mithalten. Ganz zu schweigen von Omega Centauri, welcher mit einer Flächenhelligkeit von 16,8 mag/arcsec2 deutlich schwächer ist (allerdings ist dessen Zentralgebiet rund sieben mal größer) [4]. Auch die Form des Kugelsternhaufens ist recht ungewöhnlich. Von einem Kugelsternhaufen kann man da fast schon nicht mehr sprechen, beträgt doch die Abweichung von der Kreisform (Elliptizität) bei einem Radius von 8 pc immerhin 0,3. Im Schnitt weist Mayall II eine Elliptizität von 0,2 auf und ist damit ,,länger als breit". Es gibt nur wenige Kugelsternhaufen deren Gestalt noch extremer in die Länge gezogen ist. Ein Beispiel ist der jüngst entdeckte Kugelsternhaufen NGC 1023-13 welcher eine Elliptizität von 0,37 aufweist [4]. Ein wichtiger Punkt, der im Zusammenhang mit Kugelsternhaufen immer wieder genannt wird, ist deren Metallizität. Den Begriff ,,Metall" dürfen wir hier nicht im klassisch chemischen Sinn verstehen. Astronomen verstehen unter Metallen all jene Elemente, deren Masse größer als Wasserstoff und Helium ist. Die Metallizität gibt also deren Häufigkeit an. In klassischen alten Kugelsternhaufen ist diese Metallizität gering, da zu deren Entstehungszeit keine schwereren Elemente vorhanden waren. Mayall II zeigt hier auch wieder Besonderheiten. Neben Omega Centauri weist auch Mayall II eine recht große Spreizung der Metallizität auf. Dies bedeutet, dass die Sterne in diesen System nicht alle gleich alt sind. Dies widerspricht der gängigen Meinung, dass Sterne in einem Kugelsternhaufen im selben Alter sind. Gründe für diese Verteilung der Metallizität könnten eine Selbstanreicherung durch Sternkollision oder dunkle Materie sein, eine inhomogene Verteilung in der Protohaufenwolke oder, der meines Erachtens interessanteste Aspekt, die Zuordnung als Kugelsternhaufen ist falsch. Dies könnte bedeuten, dass Mayall II (gleiches könnte auch für Omega Centauri gelten) gar kein Kugelsternhaufen ist, sondern vielmehr der Überrest bzw. Kern einer Zwerggalaxie, welche Massenanteile in ihrer Peripherie bereits an M 31 verloren hat. Diese Art von Kannibalismus ist nicht ungewöhnlich. So wird z. B. die Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxie (SagDEG) derzeit von unserer Milchstraße ,,verspeist" - ein Schicksal, das auch den Magellanschen Wolken bevorsteht. Ob es sich bei Mayall
II nun um den Überrest einer Zwerggalaxie handelt ist noch ungewiss [5]. Doch nun zu den Amateurbeobachtungen. Die Zahl der Veröffentlichungen zum Thema Kugelsternhaufen in M 31 ist in den letzten Jahren stetig gewachsen ([6]-[14]). Mayall II ist ein oft besuchtes Objekt, denn mit 13,5 mag (V) ist er der hellste der 450 Kugelsternhaufen (M 31 besitzt drei mal so viele wie unsere Milchstraße). In der Amateurszene habe ich schon von Sichtungen mit 6-Zoll-Geräten gelesen. Einen eigenen Versuch habe ich mit einem 6- Zoll-Refraktor unter einen Himmel mit knapp 6 mag Grenzgröße durchgeführt. Eine Sichtung mit diesem Gerät blieb mir allerdings versagt. Hans-Günter Diederich beschreibt eine Sichtung mit 7 Zoll: ,,Meine erste Beobachtung von G1 war eine visuelle. Am 20.12.2000 beobachtete ich ihn mit meinem 7"-Mak im 24,5-mmOkular. Mehrmals identifiziere ich ihn mit indirekter Sicht. Der Bildeindruck entspricht dem Kartenbild in Guide. Dort ist er als grüner ,,non-star" eingetragen. Das absolute Top-Highlight dieser Nacht. Im 13,8-mm-Okular ist er nicht besser erkennbar." Meine eigene Beobachtung führte ich mit meinem 20-Zoll-Newton durch. Bei höherer Vergrößerung ist dieses Objekt deutlich nicht-stellar. Eine Eigenschaft, welche ich schon von anderen M 31-Kugelsternhaufen kenne (z. B. G 76, G 231 und G 233). Scheinbare Durchmesser von 2-3" finden sich bei einigen Objekten (siehe auch [6]). Abb. 2 gibt meinen visuellen Eindruck bei 432facher Vergrößerung wieder. Interessant ist, dass ich sogar den Außenbereich vom Zentralbereich unterscheiden konnte! Selbstverständlich rücken nicht nur die visuellen Beobachter dem ,,Paradehaufen" in M 31 zu Leibe. Stellvertretend für das Heer der Astrofotografen zeigt Abb. 3 eine Aufnahme von Mayall II welche mir Hans-
Günter Diederich zur Verfügung gestellt hat. Bleibt nur noch zu sagen, dass es mich sehr freuen würde, wenn Sie nun auf den Geschmack gekommen sind, einen Kugelsternhaufen zu beobachten der vielleicht keiner ist ...
Literaturhinweise [1] Mayall, N.U., Eggen, O.J., 1953: Four nebulous objects in the outer parts of the Andromeda nebula, Publ. Astron. Soc. Pac. 65, 24-29 [2] Sargent, W., Kowal, C., Hartwick F., Van den Bergh, S., 1977: Search for Globular Clusters in M 31; Astron. J. 82, 947-953 [3] Heasley, J. N., et. al., 1988: Photometry of giant-branch stars in the M 31 Globular Cluster G1, Astron. J. 96, 1312 [4] Larsen, S. S., 2001: A G1-like Globular Cluster in NGC 1023; Astron. J. 122,1782 [5] Meylan G., Sarajedini A., Jablonka P., Djorgovski S. G., Bridges T., Rich R. M., 2001: Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy, Astron. J. 121, 2584 [6] Skiff, B., 1984: All about M 31, Deep Sky Magazine 8, 8 [7] Higgins, D., 1990: The M 31 Globular Cluster System, Deep Sky Magazine 32, 24 [8] Büchner, M., Niebling, F., 1993: Kugelsternhaufen in M 31, Sternzeit 2/93 [9] Veit, K., 1994: Kugelsternhaufen in M 31, Interstellarum 1
[10] Veit, K., 1997: G1 visuell, Interstellarum 12
[11] Stoyan, R. C., 1996: Galaxien der Lokalen Gruppe Teil III, Interstellarum 9
[12] Bohle, J., 2000: Extragalaktische Kugelsternhaufen, VdS-Journal Nr. 4 (Sommer 2000)
[13] Wacker, W., 2001: G-Punkte, Magellan 1/2001
[14] Donelasci, G., 2001: The heart of the andromeda galaxy, Magellan 1/2001
,,Hallo Jungs ... ihr habt ja gar nix gesehen im Dunkeln. Ich hab' euch erst mal richtig Licht
gemacht - mit meinen Halos!!!"
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Kugelsternhaufen von I bis XII
von Rainer Töpler
Kugelsternhaufen stellen für uns
was von dem VIIIer erwartet wer-
Astroamateure in erster Linie
den kann. Zu dieser Kategorie
Objekte der Erbauung dar. Wer
gehört übrigens auch der hellste
erholt sich nach anstrengender
Kugelsternhaufen unseres Nacht-
Galaxienspechtelei nicht gerne an
himmels, Omega Centauri. Mit
einem warmen Sternenregen
Klasse VII sollte
unter M 5 oder M 22. Wesentlich
nüchterner gehen die Berufsastro-
NGC 5986 (Abb. 3c)
nomen an Kugelsternhaufen
im Lupus da noch deutlicher wer-
heran. Sie haben diese Objekte in
den. Dies ist aber zumindest im
Klassen eingeteilt, welche die
kleinen Newton nicht der Fall. Er
Konzentration zum Zentrum hin
bleibt doch sehr diffus. Woran das
angibt. Es bedeuten: I = stärkste
wohl liegt? Die Helligkeit sollte es
und XII = schwächste Konzentra-
nicht sein, da er 7,5 mag auf die
tion. Da dies eine Sache ist, die
Waage bringt. Vielleicht liegt es
man auch mit einem kleinen
aber daran, dass die Beobachtung
Teleskop in etwa nachvollziehen
aus Windhoek heraus erfolgte. Für
kann, soll hier einmal aus jeder
die Klasse VI bewegen wir uns
Kategorie ein Kandidat vorgestellt Abb. 1:
zurück in den Ophiuchus. Bekannt
werden. Um die Konzentration Der irreguläre Kugelsternhaufen M 71. Alle Zeichnungen: und beliebt erwartet auch den
ungefähr einzuschätzen, scheint Rainer Töpler mit 11-cm-Newton
Besitzer eines kleinen Teleskops mit
es nicht so wichtig, dass der
Haufen auflösbar ist, einzig der Gesamt- Sterne erreichen 11,2 Größenklassen. M 10 (Abb. 4a)
verlauf der Helligkeit zählt. Um nicht nur Damit können wir ihn auch mit 4,5 Zoll, ein teilweise schön aufgelöster Haufen. Er
1.000fach gesehene Highlights wiederzu- gute Himmelstransparenz vorausgesetzt, wirkt zwar noch etwas locker aber die zen-
geben, stelle ich hier auch ein paar etwas schon auflösen. Es ergibt sich ein faszinie- trale Konzentration ist deutlich erkennbar.
rarere Objekte vor. Alle Beobachtungen rendes Bild: Voll aufgelöst erscheinend, Für kleine Teleskope ist er bestimmt einer
sind an einem 11-cm-Newton-Teleskop mit könnte man fast an eine runden offenen der schönsten seiner Art am Nordhimmel.
Vergrößerungen bis 80fach entstanden. Am Sternhaufen mit sehr vielen, fast gleich Bei der nächsten Kategorie V erwarten Sie
Beginn soll ein Streitobjekt stehen:
hellen Sternen denken. Trotzdem lässt die jetzt bestimmt M 13. Da dieser aber so oft
eindeutige Form keinen Zweifel an seiner vorgeführt wird, soll hier
M 71 (Abb. 1)
wahren Natur aufkommen. Ein alter
Lange Zeit war es umstritten, ob es sich bei Bekannter steht hier für die Klasse X:
M 79 (Abb. 4b)
ihm um einen offenen oder um einen
im Lepus seine Art vertreten. Mit hellsten
Kugelsternhaufen handelt. Heutzutage M 56 (Abb. 2c)
Sternen von 13,0 mag löst ihn der 11-cm-
wird meist von einem irregulären Kugel- Nach der Besichtigung des Ringnebels M Newton nicht mehr auf, schon gar nicht bei
sternhaufen ausgegangen, auch wenn er 57, läuft mancher Spazierengucker auch seiner niedrigen Stellung am deutschen
damit der einzige seiner Art ist (es gibt bei ihm vorbei. Man erkennt eine stärkere Horizont. Trotzdem ist die Konzentration
noch den einen oder anderen, ebenfalls Konzentration als bei seinen Vorgängern. zum Zentrum deutlich auffälliger als bei
strittigen, unregelmäßigen Haufen mit Das Zentrum wird deutlich heller, auch allen vorher angeführten Beispielen. Für
wesentlich weniger Sternen). Als Beispiel wenn es noch sehr groß und verwaschen die IVer könnten wir M 92 oder M 15
für die schwächste Konzentrationsklasse aussieht. Er lässt wenigstens einzelne anführen. An dieser Stelle soll es einmal
von XII tritt
Sterne auflösen. Weitere Prominenz hält der weniger gezeigte
der Ophiuchus für uns bereit:
NGC 4372 (Abb. 2a)
M 28 (Abb. 4c)
im Sternbild Musca auf. Mit 7,3 mag recht M 12 (Abb. 3a)
sein. Leider nicht aufgelöst zeigt er sein
hell aber leider mit dem kleinen Newton zeigt unserem kleinen Teleskop schon viele großes diffuses Zentrum unübersehbar.
noch nicht aufgelöst (ebenso leider von Einzelsterne, die einen relativ lockeren Interessant erscheint die unregelmäßige
Deutschland aus nicht zu sehen), nur eine Verbund mit Zunahme zum Zentrum bil- Helligkeitsverteilung der Außenbereiche in
etwas grieselige Erscheinung. Die schwa- den. Er ist ja auch nur unter IX einsortiert. dem kleinen Teleskop. In der IIIer Gruppe
che Konzentration fällt auf den ersten Blick Sein kleinerer Nachbar,
finden wir Berühmtheiten wie M 3, 47
ins Auge. Von ihm nicht unterscheidbar
Tucanae oder NGC 6541. Aber auch der
schwach konzentriert folgt
M 9 (Abb. 3b),
abgebildete
geizt mehr mit Einzelsternen. Der 11-cm-
M 55 (Abb. 2b)
Newton entlockt ihm nur wenige aufgelöste, NGC 362 (Abb. 5a)
als Vertreter der XIer Kategorie. Er steht ansonsten wirkt der Haufen nur grieselig. im Tucan, neben der Kleinen Magellan-
zwar weit südlich, aber seine hellsten Die Konzentration ist nicht zu übersehen, schen Wolke, steht beispielhaft für diese
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Abb. 2a-c: Die Kugelsternhaufen der Klassen XII - X: NGC 4372, M 55 und M 56
Abb. 3a-c: Die Kugelsternhaufen der Klassen IX - VII: M 12, M 9 und NGC 5986
Abb. 4a-c: Die Kugelsternhaufen der Klassen VI - IV: M 10, M 79 und M 28
Abb. 5a-c: Die Kugelsternhaufen der Klassen III - I: NGC 362, M 2 und M 75
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Abb. 6: Entfernungen der Kugelsternhaufen von der Sonne
Abb. 7: Entfernungen der Kugelsternhaufen vom galaktischen Zentrum
Konzentration. Mit dem 11er an der Grenze zur Auflösung, mit deutlich grieseligem Erscheinungsbild, besticht er durch sein hell strahlendes, recht stark konzentriertes Zentralgebiet. Wer dasselbe heller und aufgelöster sucht, sollte sich an seinen Nachbarn 47 Tucanae wenden aber die Sonnenbrille nicht vergessen. Nun wandern wir wieder an den Nordhimmel um einen guten Bekannten zu besuchen:
M 2 (Abb. 5b) gehört zur Klasse II und strahlt schon in kleinen Fernrohren wie ein Leuchtturm. Obwohl er ein sehr helles Zentrum besitzt, wirkt er nicht ganz so stark konzentriert wie der vorhin angeführte NGC 362. Das liegt bestimmt an dem größeren Zentrum. Auflösen konnte ich ihn mit meinem ,,Kleinen" nicht. Nach Klasse I muss man ziemlich suchen, denn davon gibt es gar nicht so viele Exemplare. Zum Glück findet sich aber auch unter den MessierObjekten einer, nämlich
M 75 (Abb. 5c) im Sagittarius. Ohne vom 11er aufgelöst werden zu können, präsentiert er deutlich sein helles, stark konzentriertes Zentrum.
Resümierend kann man sagen, dass die Einteilung in Konzentrationsklassen nur ungefähr nachvollzogen werden konnte. Wahrscheinlich müssten die Kugelsternhaufen alle auf eine Größe und Helligkeit skaliert werden, um einen besseren Vergleich anstellen zu können. Um nun etwas wissenschaftlicher zu werden, habe ich aus [1] einmal herausgesucht, wie viele Kugelsternhaufen von welcher Kategorie dort verzeichnet sind (Tab. 1). Nimmt man die Werte aller Kugelhaufen, sind die Konzentrationen eigentlich ziemlich gleichmäßig verteilt, abgesehen von
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der schwach vertretenen Klasse I und einem Loch bei VI und VII. Dieses Loch erscheint ziemlich unmotiviert und würde sich in Nichts auflösen, würde man Klasse VI und VII zusammenlegen. Versucht man, um Entfernungseffekte auszuschalten, eine Grenze bei 9 mag zu ziehen, ändert sich das Gesamtbild auch nicht wesentlich, außer, dass eher die VIIer und VIIIer zusammengefasst werden müssten und die XIIer wesentlich seltener werden. Unter letzteren befinden sich etliche schwache, weit entfernte Palomar-Haufen, die so wegfallen.
Klasse
total
(M 71)
33
I
4
II
8
III
8
IV
12
V
10
VI
8
VII
5
VIII
11
IX
12
X
10
XI
11
XII
10
Summe
109
extragalakt. 46
Gesamtzahl 188
heller als 9 mag
1 3 7 8 5 8 6 4 9 6 6 6 3 72
Tabelle 1: Anzahlen und Summen der galaktischen Kugelhaufen in den einzelnen Klassen. (M 71) bezeichnet die im Text erwähnte irreguläre Klasse. Unter ,,extragalakt." ist die Zahl der klassifizierten Kugelhaufen in anderen Galaxien genannt.
Es stellt sich die Frage, wie zuverlässig die Einteilung der Kugelsternhaufen in Dichteklassen ist, denn gerade das VI-VIILoch gibt doch zu denken. Ohne Harlow Shapley, der diese Klassifikation eingeführt hat, kritisieren zu wollen (ich kenne seine Methoden ja nicht im geringsten), darf man die Frage dahin präzisieren, ob die Konzentration der Objekte nicht auch in Abhängigkeit von der Entfernung zu sehen und damit bis zu einem gewissen Grad ein optischer Effekt ist.
Also habe ich mir die Mühe gemacht, die Klassen in Abhängigkeit von der Entfernung zur Sonne in einem Diagramm einzutragen. Die relative Helligkeit der Haufen wird dabei durch die Größe des Kreises wiedergegeben (die nötigen Daten für dies in Abb. 6 und gezeigten Diagramme stammen aus [2]). Abb. 6 scheint die Vermutung von vorhin zu bestätigen: Im Bereich zwischen Klasse IX und II nimmt die Konzentration der Kugelhaufen mit zunehmender Entfernung zu. Da die Konzentration absolut nichts mit der Entfernung zur Sonne zu tun haben dürfte, scheint die Relation auffällig. Nur die schwach konzentrierten Haufen und die Einser halten sich nicht linear an die Entfernungsrelation und erscheinen teilweise stark gestreut.
Konsequenterweise stand jetzt die Gegenprobe auf dem Programm, also herauszufinden, wie zufällig die Konzentration der Kugelhaufen in Bezug auf das galaktische Zentrum ist. In Abb. 7 sind die Kugelsternhaufen mit ihrer absoluten Helligkeit eingezeichnet. Leider fehlt gerade von Kugelhaufen in Zentrumsnähe - es handelt sich vielfach um Terzan-Haufen - eine Kategorisierung. Erstaunlicherweise finden sich auch hier Zusammenballungen bestimmter Klassen in bestimmten
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Entfernungen vom galaktischen Kern, wenn auch nicht ganz so systematisch wie aus Sicht der Erde. Um wirklich herauszufinden, wieweit jetzt immer noch der oben vermutete Projektionseffekt wirkt - schließlich sehen wir ja nur die Haufen diesseits des Galaktischen Zentrums - und wieweit eine tatsächliche Häufung auftritt, sollte man eine dreidimensionale Karte erstellen. Leider fehlen mir hierzu die
Möglichkeiten. Vielleicht korrelieren die Konzentrationsklassen ja in irgendeiner Weise mit der galaktischen Struktur.
Auf jeden Fall halte ich den Hinweis auf eine Entfernungsabhängigkeit von der Erde und somit für einen ganz subjektiven Einfluss für ziemlich stark und eine Überprüfung für notwendig. Anhand einer Überarbeitung ließen sich dann tatsächlich
objektive Verteilungen der Haufenklassen und eventuelle Anordnungen ermitteln.
Literaturhinweise [1] Cragin, M., Lucyk, J., Rappaport, B., 1996:
The Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0, Willman-Bell [2] Harris,W. E., 1996: Catalogue of Parameters for Milky Way Globular Clusters, Astron. J. 112, 1486
Vorhersagen für Sterne aus dem BAV-Circular
von Dietmar Bannuscher
Name Helligk.-Ampl. TZ Aur 12,45 - 11,08 mag Zeitpunkt 05. Jan. 0.17 06. Jan. 23.19 08. Jan. 22.22 10. Jan. 21.24 15. Jan. 23.34 19. Jan. 21.38 24. Jan. 23.48 28. Jan. 21.38 EM Aur 11,0 - 11,9 mag 08. Jan. 23.19 19. Jan. 21.53 29. Jan. 0.31 08. Feb. 22.50 19. Feb. 21.10 09. Jan. 21.10 18. Jan. 23.48 29. Jan. 22.22 18. Feb. 22.36 KU Aur 11,7 - 12,9 mag 14. Jan. 23.34 18. Jan. 22.36 22. Jan. 21.38 12. Feb. 0.17 15. Feb. 23.19 19. Feb. 22.22
Periode 0,39167479 d MEZ JD 2452644.47 2452646.43 2452648.39 2452650.35 2452655.44 2452659.36 2452664.45 2452668.36 1,8219833d 2452648.43 2452659.37 2452668.48 2452679.41 2452690.34 2452649.34 2452658.45 2452669.39 2452689.40 1,319577d 2452654.44 2452658.40 2452662.36 2452683.47 2452687.43 2452691.39
Typ Rrab
Rec
Dec
07h 11m 35s + 40 Grad 46,7m
-Lyr 05h 13m 24s + 37 Grad 06m
Nebenminimum Nebenminimum Nebenminimum Nebenminimum Algol 06h 28m 03s
+ 30 Grad 23,6m
Tabelle 1: Vorhersagen zu kurzperiodisch Veränderlichen
Name R Aur S Gem
Amplitude 7,6 - 13,5 mag 9,1 - 14,3 mag
Periode 457 d 293 d
Maximum Mitte Februar 2003 Anfang Januar 2003
Tabelle 2: Vorhersagen zu langperiodisch Veränderlichen
Kurzperiodische Sterne (Tab. 1) Diesmal wurden nur drei kurzperiodisch Veränderliche ausgesucht, allerdings sind diese mit mehr Zeitpunkten pro Stern versehen. Zu beachten ist auch, dass für TZ Aur auch Maxima zwischen den genannten
Daten möglich sind; hier kann der Beobachter von irgendeinem genannten Zeitpunkt an weiterrechnen (wie in VdSJournal Nr. 8 (I/2002) beschrieben). Bei EM Aur sind auch Nebenminima angegeben, da die Amplitude bei diesem Beta-
Lyr-Stern auch im Nebenminimum visuell erfassbar ist. Übrigens wären gerade bei diesem Stern viele Beobachtungen erwünscht.
Bemerkungen zur Beobachtung kurzperiodisch Veränderlicher Mit der Beobachtung sollte etwa 2 Std. vor dem angegebenen Zeitpunkt begonnen werden. Alle Zeiten sind in MEZ und Datum korrigiert, 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 VdS-Journal Nr. 8 (I/2002). Karten hierzu gibt es bei der BAV.
Langperiodische Sterne (Tab. 2) Die Auswahl der langperiodisch veränderlichen Sterne fiel diesmal schwer, da die wenigsten BAV-Sterne sich passend im Maximum befinden werden. S Gem könnte aber noch im Anstieg beobachtet werden, zumindest der Abstieg wird spannend sein.
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. Zum Aufsuchen und Schätzen benötigt man Vergleichssternkarten, die bei der BAV erhältlich sind.
Karten erhält der Beobachter bei der BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin, oder über braune.bav@t-online.de. Hilfen gibt es auch im Internet unter http://thola.de/bav.html
VdS-Journal Nr. 10
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Neue BAV-Umgebungskarten
für helle Bedeckungsveränderliche
von Dietmar Bannuscher
In modernem Layout und mit aktuellem DV-Katalog-Hintergrund stehen nun die seit 1961 bewährten Aufsuch- und Umgebungskarten auch für 63 helle Bedeckungsveränderliche des BAV-Programms zur Verfügung. Enthalten sind alle für die Beobachtung relevanten Daten im oberen Kartenteil. Ein Bereich von 19 Grad x 13 Grad zeigt den Himmelsauschnitt mit allen Sternen bis 7,5 mag zum Auffinden. Eine 3 Grad x 3 Grad -Karte des PPM-Katalogs stützt die nähere Umgebung des Veränderlichen ab und die Guide-Karte 60' x 60' ist die ,,Fernrohrkarte". Die kleineren Kartenausschnitte sind in der jeweils größeren Karte markiert. Damit ist der leichte Übergang von Karte zu Karte gegeben. Auf einem am Fernrohr nutzbaren Blatt ist so die jeweils passende Karte vorhanden.
Der Kartensatz (63 Karten, DIN A5, Offsetdruck auf weißem Karton) ist mit Sternübersicht und Nutzungshinweisen für 7,50 plus 0,77 Porto erhältlich.
Info und Bestellung: BAV Fachgruppe Veränderliche der VdS Munsterdamm 90 12169 Berlin E-Mail: braune.bav@t-online.de
Abb. 1: BAV-Beispielkarte
W UMa - ein Standardstern?
von Günter Petter
Das System W UMa ist relativ gut bekannt. Es gibt der Klasse der Kontaktsysteme innerhalb der Bedeckungsveränderlichen seinen Namen: Zwei sich berührende, sonnenähnliche Sterne mit gemeinsamer äußerer Gashülle umkreisen sich dreimal am Tag (Tab. 1). Eine faszinierende Vorstellung!
Dies und die derzeit günstige Position waren der Grund, W UMa zum Testen meines Equipments / Aufnahmetechnik anzuvisieren, um, wie es einige schon vormachen, Lichtkurven mit höherer zeitlicher Auflösung aufzunehmen. Eingesetzt wurde ein 100/1000 Rubinar
Komponente A: Komponente B: Abstand Distanz Periode
VdS-Journal Nr. 10
Durchm. 1,14 0,83 162 Lichtjahre 1,5 - 2 Mio km ca. 8 Stunden.
Masse 0,99 0,62
Helligk. 1,45 (im Vergleich zur Sonne) 1,0
(Mak-Cas-System für Fotografie: sog. Russentonne) mit einem ,,V"-Filter und einer OES-CCD-Kamera (KAF 0401E). Der ,,V"-Filter besteht aus einem Astronomik-Grünfilter mit IR-Blocker. Diese Filterkombination liefert in Verbindung mit der Quantenempfindlichkeit des CCDChips eine brauchbare Näherung für den VBereich nach Kron-Cousins (Schwerpunkt der Filterkurve liegt ebenfalls bei ca. 550 nm).
Tabelle 1: Daten von W UMa, Zitat aus [1]
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Abb. 1: Aufnahme von W UMa, technische Daten s. Text
Die Aufnahmen (Abb. 1) erfolgten im Abstand von 1 - 1,5 Minuten bei einer Belichtungszeit von 30 - 40 Sekunden. Bei mehrstündigen Beobachtungsreihen braucht man dann schon Platz auf der Festplatte. Mit Hilfe der OES-Kamerasoftware wird die Auswertung automatisch vorgenommen: Aperturphotometrie mit quadratischen Blenden. Das Ergebnis ist ein ASCII-File der Intensitäts-Integrale für Variable und Referenz, sowie deren
Nun war das Interesse geweckt! Weitere Lichtkurven folgten, sowohl für die beiden Minima als auch für die Maxima, um diesen Sachverhalt zu bestätigen. Das Ergebnis ist in Abbildung 3 zusammengefasst. Die Maxima sind geringfügig unterschiedlich ca. 0,04 mag (warum? ,,Starspots"?). Bei den Minima ist die Differenz deutlich größer (ca. 0,14 mag) und ist mit der unterschiedlichen Größe und Helligkeit der beiden Partner zu erklären. Die gemessenen
höherer zeitlicher Auflösung. In fast allen Fällen (eine Ausnahme von 10, bei welcher der Verlauf nicht ganz eindeutig war) wird ein Plateau - konstante Helligkeit - im Minimum (I) im Rahmen der o. a. Streubreite beobachtet (Abb. 4). In der Literatur findet man hierzu keine konkreten Hinweise [5], es werden lediglich Vermutungen zu Störungen, verursacht durch ,,Starspots" geäußert. Die Bestimmung der Minimumzeit erfolgt dort noch mit einem ,,Parabel-Fit". Im Gegensatz dazu verläuft das Minimum (II) näherungsweise parabelförmig (Abb. 5). Für den Verlauf des Minimums (I) - entspricht tieferem Hauptminimum - gibt es noch keine eindeutige Erklärung. Möglich wäre, dass der kleinere, dunklere Partner sich weiter verkleinert hätte, sodass trotz Randverdunklung und Reflexionseffekten eine konstante Phase entsteht (dann müsste aber auch im Minimum (II)
Maximum 7,75 7,84 7,77/7,81
Minimum 8,48 8,57 8,53/8,39
Quelle [3] [4] eigene Messungen
Tabelle 2: Vergleich eigener Messungen mit Literaturangaben (V-Helligkeit, alle Angaben in mag)
Abb. 2: Lichtkurve von W UMa
Verhältnis. Dies reicht für Lichtkurvenverläufe und Zeitbestimmungen zunächst aus. Die erste Minimumbestimmung war eine Überraschung: Dass das Minimum ca.10 Min. früher als vorausgesagt kam, war noch vertretbar, dass aber der Minimumsverlauf einen Bereich konstanter Helligkeit von immerhin 20 Min. besaß, war nicht erwartet. W UMa-Lichtkurven sollten eigentlich in jeder Phase kontinuierlich verlaufen (Abb. 2). Ausnahme: Unterklasse ,,W" [2].
Magnituden stimmen relativ gut mit den Literaturangaben (Tab. 2) überein. D. h. die gewählte Filterkombination ist eine brauchbare Näherung für den VBereich. Interessanter ist jedoch der Verlauf der Minima bei
Abb. 3: Lichtkurvendiskussion von W UMa
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Abb. 4: Hauptminimum von W UMa
Abb. 5: Nebenminimum von W Uma
ein Bereich mit konstanter Helligkeit sein?). Dass der dunklere Partner sich so vergrößert hat und den nun kleineren, aber helleren vollständig bedeckt, ist prinzipiell auch denkbar. Allerdings sollte dann die Helligkeitsdifferenz der beiden Minima etwas größer sein. Interessante Fragen! Die Periode zeigt seit 1903 ebenfalls eine bewegte Geschichte [6]. Neuere Werte deuten auf eine zunehmende Verkürzung hin (Tab. 3). Der letztgenannte Wert sowie der Minimumverlauf sind natürlich durch weitere Beobachtungen zu stützen.
Fazit Es ist also durchaus noch lohnend, auch sogenannte Standardsterne ins Visier zu nehmen und deren Lichtkurven durch CCD-Messungen mit höherer zeitlicher Auflösung und Genauigkeit zu untersuchen. Vor Überraschungen, die vielleicht das physikalische Verständnis weiter vertiefen helfen, ist man dabei nicht sicher. Ansätze zur Steigerung der Messgenauigkeit sind z. B.: Größerer CCD-Chip, um weitere Referenzsterne (sog. ,,CheckSterne") mit einzubeziehen; maximales
P = 0.33363749 ......3554 ......3550 ......3456
lt. [3] [5] [4] eigene Messungen
etwa 1984 Mittel 1982-99 2000 (?) 2001-02
Signal-Rauschverhältnis ohne Pixelsättigung(!); sorgfältige Datenreduktion (masterdark und masterflat) sowie Geduld (eine besondere Tugend des Amateurs) beim Warten auf gute ,,photometrische" Nächte.
Literaturhinweise [1] Burnhams Celestial Handbook, S. 1968 ff [2] Roth, G.D., 1989: Handbuch für
Sternfreunde II, 374 [3] GCVS 87 [4] Hipparcos, Anhang für Veränderliche
(Guide 8.0) [5] DePasquale et.al.,1999: IBVS 4752 [6] Morgan et.al., 1997: IBVS 4517
Tabelle 3: Periode: Literaturwerte und eigene Messungen
5 Jahre Himmelsüberwachung
von Klaus Bernhard
- eine Zwischenbilanz
Bis vor wenigen Jahren konnten ausschließlich wenige professionelle Observatorien und Satellitenmissionen, wie z. B. der Astrometriesatellit Hipparcos, systematische Himmelsüberwachungen mit elektronischen Mitteln durchführen. Durch die im Handel erhältlichen, verhältnismäßig preiswerten CCD-Kameras und computergesteuerten Teleskope kann auch im Amateurbereich eine erfolgreiche Suche nach neuen veränderlichen Sternen betrieben werden. Im Herbst 1997 habe ich von einem Balkon in Linz/Ebelsberg (Österreich) aus mit einem computergesteuerten 20-cm-Schmidt-Cassegrain-Teleskop in Verbindung mit einer Starlight Xpress SX CCD-Kamera eine systematische Suche
nach noch unbekannten veränderlichen Sternen begonnen. Dieses Suchprogramm wurde u. a. in den BAV-Rundbriefen 3 und 4/1999 sowie 4/2000 beschrieben. Um größere Himmelsbereiche in einer Nacht untersuchen zu können, wurden Computerprogramme zur automatisierten Positionierung des Teleskops sowie der Aufnahme und Auswertung von Himmelsfeldern erstellt. In verschiedenen Nächten können so jeweils etwa 400 Aufnahmen mit 20 Sekunden Belichtungszeit von unterschiedlichen Himmelsfeldern vollautomatisch innerhalb von ca. 5 Stunden auf die Festplatte des Computers abgespeichert werden. Das Teleskop ist während dieser
Zeit durch den darüber liegenden Balkon vor einsetzendem Regen oder Schneefall geschützt. Im Bereich der Milchstraße können so im Helligkeitsbereich zwischen 10,5 und 14,0 mag etwa 10.000 Sterne in einer Nacht auf Helligkeitsschwankungen hin untersucht werden. Auf diese Weise wurden bis zum September dieses Jahres 121 noch unbekannte Veränderliche gefunden, von denen bereits 29 endgültig gemäß dem System des General Catalogue of Variable Stars benannt wurden. Die ersten 30 Veränderlichen wurden auch in einem ,,Summary Paper" [1] aufgenommen. In Zusammenarbeit mit Kollegen, insbesondere auch von der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft
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Abb. 1: Maximalhelligkeiten der mit dem Himmelsüberwachungsprogramm entdeckten Veränderlichen
Abb. 2: Gefaltete Lichtkurve des RR Lyrae Sterns GSC 0703-1930 (Brh V35)
für Veränderliche Sterne (BAV), denen an dieser Stelle recht herzlich gedankt werden soll, wurde eine Reihe dieser Sterne im Detail beobachtet und im Information Bulletin on Variable Stars (IBVS) veröffentlicht. Dank gilt auch den Betreibern des astrophysikalischen Datenbanksystems SIMBAD in Straßburg/Frankreich, das sich für die Überprüfung, ob ein Veränderlicher noch unbekannt ist, als sehr wertvoll erwiesen hat. Etwa zwei Drittel dieser neu entdeckten Veränderlichen sind langperiodischer Natur, der Rest sind kurzperiodische Veränderliche, die soweit schon genauer untersucht, überwiegend Bedeckungsveränderliche sowie RR-Lyrae Sterne (Tab. 1) darstellen. Die in Abbildung 1 ersichtlichen Maximalhelligkeiten (CCD-ungefiltert) spiegeln die Leistungsfähigkeit des Beobachtungssystems wieder. Sterne, die heller als 10,5 mag sind, erscheinen bei der Standardbelichtungszeit von 20 Sekunden als überbelichtet, Sterne, die schwächer als 13,5 mag sind, sind für eine genaue
Photometrie nicht mehr ausreichend hell. Wegen der verhältnismäßig großen Anzahl an neuentdeckten Veränderlichen konnten auch schon mehrere außergewöhnliche Objekte gefunden werden. So ist etwa der RR-Lyrae-Stern GSC 0703-1930 (= Brh V35) mit einer Periode von etwa 0,22 Tagen der zweitkürzeste von den im General Catalogue of Variable Stars genannten Objekten dieses Veränderlichentyps (Abb. 3) [9]. Eine ständig aktualisierte Liste dieser neuen Veränderlichen kann auf meiner Homepage http://mitglied.lycos.de/Klaus Bernhard/index.html abgerufen werden. Veränderliche mit sehr auffälligem Lichtwechsel, wie die langperiodischen Mirasterne konnten nicht entdeckt werden, da in den untersuchten Himmelsfeldern schon alle bekannt waren - ein Hinweis auf die Effektivität der von professionellen Observatorien wie Sonneberg in der ehemaligen DDR durchgeführten fotografischen Suchprogramme.
Literaturhinweise [1] K. Bernhard, C. Lloyd, 2000: IBVS 4920 [2] K. Bernhard, W. Quester, U. Bastian, 1997: IBVS 4540 [3] P. Frank, K. Bernhard, 2001: IBVS 5148 [4] W. Quester, K. Bernhard, 2001: IBVS 5161 [5] W. Moschner, 2000: http://www.var-mo.de (BAV-News-Homepage 2/2000) [6] C. Lloyd, K. Bernhard, P. Frank, W. Moschner, 1999: IBVS 4797 [7] K. Bernhard, W. Moschner, 2001: IBVS 5203 [8] W. Moschner, K. Bernhard, P. Frank, 2001: IBVS 5186 [9] K. Bernhard, S. Kiyota, C.Lloyd, 2001: IBVS 5176
[10] K. Bernhard, S. Kiyota, C. Lloyd, P. Frank, 2001: IBVS 5168
[11] W. Moschner, P. Frank, K. Bernhard, 2001: IBVS 5114
[12] C. Lloyd, P. Frank, K. Bernhard, W. Moschner, 2002: IBVS 5260
Nr.
GSC-Bezeichnung Typ
Brh V01 Brh V03 Brh V07 Brh V08 Brh V13 Brh V14 Brh V15 Brh V17 Brh V28 Brh V30 Brh V35 Brh V37 Brh V44 Brh V65 Brh V100 Brh V102
1062-0033 5582-0545 1009-0766 1057-1309 0140-1831 0959-1397 0396-1710 0477-3880 1123-1704 1172-1452 0703-1930 0752-2349 0867-0545 1377-0969 0477-0889 0669-0674
Algol W UMa Algol W UMa Algol RR Lyrae RR Lyrae RR Lyrae W UMa W UMa RR Lyrae W UMa RR Lyrae W UMa W UMa W UMa
Tabelle 1: Klassifizierte kurzperiodischen Veränderliche
Periode / d
1,61 0,69 2,16 0,42 1,15 0,64 0,78 0,27 0,44 0,34 0,22 0,53 0,68 0,49 0,61 0.39
Helligkeit / mag (CCD) 10,5-11,0 11,6-11,9 11,6-12,1 11,7-12,2 12,1-12,8 12,6-13,6 12,7-13,4 12,3-12,7 12,7-13,2 12,1-12,4 12,5-12,9 12,5-12,9 13,4-14,2 11,1-11,5 11,2-11,4 12.6-13,0
Referenz/GCVS
[2], V1490 Aql [3] [1], V2536 Oph [4], V1542 Aql [5], V1633 Ori [6], V1013 Her [6], V2509 Oph [7], V1538 Aql [7] [8] [9] [10] [11] [12] [12] [12]
VdS-Journal Nr. 10
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Dunkelkammertechnik für H-Aufnahmen
von Harald Popp
Gute Aufnahmen der Sonnenoberfläche und der Protuberanzen im Licht der HLinie bei 656 nm sieht man nur selten in Zeitschriften. Außerdem gibt es sehr wenige Fachleute, die man um Rat fragen kann (Lille, Paleske, Dragesco). Fragt man diese Spezialisten, so ,,kocht dann jeder sein eigenes Süppchen" oder anders gesagt, jeder hat seine eigenen Entwickler und auch Rezepte. Als ich im Mai 1999 meine ersten HAufnahmen machte, war ich dann insofern auf mich gestellt, da ich alle Entwickler erst einmal ausprobierte. Der nachfolgende Artikel soll versuchen, Fehlschläge bei Anfängern zu verhindern und den ,,alten Hasen" Tipps zu geben, um noch bessere Ergebnisse zu erzielen, bevor der fotochemische Prozess ausstirbt.
Kamera Wichtig für die H-Fotografie ist die Einstellscheibe, hier eine Klarglasscheibe ohne jedes Korn mit einem in der Mitte liegendem Doppelhaarlinienkreuz, welches sich vergrößernd betrachten lässt. Mattscheiben mit Körnung sind ungeeignet, da die Körnung abdunkelt und jede Scharfeinstellung unmöglich macht. Ich habe in den letzten Jahren bis zu fünf Kamerasysteme ausprobiert. Letzten Endes gibt es nur ein System, welches scharfe HAufnahmen immer gewährleistet, und zwar eine Olympus OM-Kamera mit Einstellscheibe 1-12 und Winkelsucher. Für HFotografie arbeitet man immer ohne Belichtungsautomatik, also manuell. Der Kauf einer Kamera mit Zeitautomatik ist nicht notwendig. Wichtig ist die Einstellscheibe 1-12. Sie hat in der Mitte ein Doppelhaarlinienkreuz, auf welches man scharf stellt. Ebenso wichtig ist der Olympus-Winkelsucher. Er ist umschaltbar zwischen 1,2fach und 2,5fach. Die schwächere Stellung verwendet man zum Einstellen des Gesamtbildes. Schaltet man dann in Stellung 2,5fach, so sieht man nur noch das Doppelhaarlinienkreuz, nun 2,5fach vergrößert. Zwei nebeneinander liegende Haarlinien sind 0,05 mm voneinander entfernt. Man stellt diese mit dem Dioptrienausgleich am Winkelsucher scharf. Danach fokussiert man das Teleskop, während man die Haarlinien im Auge behält.
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Ich habe teure Kameras mit Lupensuchern und auswechselbaren Lichtschächten besessen. Keine Ausrüstung brachte annähernd so scharfe Bilder wie die Olympus-Ausrüstung. Dies liegt meiner Meinung nach an der Einstellscheibe, die von Olympus für die Mikrofotografie hergestellt wird. Als ich bei anderen Kameraherstellern anfragte, sagten diese, dass die Entwicklung einer solchen Einstellscheibe zu teuer sei und die verkauften Stückzahlen wären dann zu gering. Dies war vor vier Jahren. Noch ein Tipp: Das Okular des Winkelsuchers lässt sich oberhalb des Schriftzuges ,,Olympus" abschrauben. Zufällig passen die Neutraldichtefilter mit 28,5 mm Einschraubgewinde (für 1 1/4"-Okulare) in das Gewinde. Man schraubt dann das Okular einfach wieder in das obere Filtergewinde.
Film Der Kodak Technical Pan Film ist mit seiner gesteigerten Rotempfindlichkeit und seinem feinen Korn der einzige Film, der sich für H-Aufnahmen eignet. Ich habe auch noch andere Filme mit erweiterter Rotempfindlichkeit ausprobiert, z. B. den Ilford SFX 200. Aber auch bei der Zuhilfenahme starker Lupen zeigte sich außer einem gleichmäßigen Grauschleier keine Strukturierung im Negativ. Allerdings ist der Kodak-Film sehr teuer. Hier ein Tipp: Beim Brenner Fotoversand bekommt man einen von Meterware abgespulten Technical Pan Film mit 36 Aufnahmen für etwa den halben Preis. Der einzige Nachteil ist der, dass die Negativnummern am äußeren Rand der Perforation anders als beim normalen Film sind. Aber dies spielt ohnehin keine Rolle.
Belichtung Belichtungsmesser und Automatikbetrieb sind für H-Aufnahmen nicht anwendbar. Handelsübliche Filme haben ihr Empfindlichkeitsmaximum, ebenso wie das unserer Augen bei ca. 560 nm. Auch das Emissionsmaximum der Sonne liegt im grünen Wellenlängenbereich bei 560 nm. Es deckt sich mit dem unserer Augen und dem ,,normaler" Filme. Ein normaler Film, welcher z. B. bei 560 nm eine Empfindlichkeit von ISO 100 laut Hersteller hat, hat bei H, also bei 656 nm nur noch eine
Empfindlichkeit von ISO 50. Normale Farbdiafilme sind aus diesem Grunde nur bedingt oder gar nicht für H geeignet. Beim Kodak Technical Pan Film ist dies nicht der Fall, er hat eine gesteigerte Rotempfindlichkeit. Der Belichtungsmesser des Fotoapparates hat, ebenso wie die Filme, eine auf den grünen Wellenlängenbereich (560 nm) geeichte Empfindlichkeit. Außerdem ist die Belichtung noch von anderen Faktoren abhängig: Öffnung und Brennweite des Astroobjektives, Transmission der Atmosphäre, Höhe der Sonne über dem Horizont (Uhrzeit, Jahreszeit), Transmission des H-Filters, evtl. vorhandenes Zubehör. Man muss deshalb Probebelichtungen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten machen und sollte hier unbedingt Protokoll führen. Weiterhin steht man vor einer wichtigen Entscheidung, will man am Ende in der Dunkelkammer Protuberanzen vergrößern oder will man Vergrößerungen von der ganzen Sonne machen. Diese Entscheidung steht allerdings nur an, wenn man einen sehr schmalbandigen H-Filter mit einer Halbwertsbreite (HWB) zwischen 0,5 Å und 1 Å hat (Day-Star oder Andover) mit dem man die Oberfläche der Sonne und die Protuberanzen gleichzeitig beobachten kann. Um die letzten Feinheiten zu erkennen und den Film maximal ausnützen zu können, müssen die Protuberanzen mit einer anderen Verdünnung entwickelt werden, als die Sonnenoberfläche. Dies hat zwei Gründe: Zum einen haben Protuberanzen einen höheren Kontrast als die Sonnenoberfläche (die Protuberanzen heben sich vom schwarzen Himmelshintergrund ab), zum anderen haben Protuberanzen, da sie wesentlich lichtschwächer sind, längere Filmentwicklungszeiten. Man sollte also bei der Verwendung z. B. eines Day-Star-
Abb. 1: 23.5.2001, 10:45 Uhr (MESZ), Meniscas
180/1800 mm, Filter: RG610 (Schott), Day-Star-H-Filter 0,5 Å HWB, Vergr.
3fach telezentrisch (f = 5400 mm), Belichtungszeit 1/125s, Film: TP 2415,
Aufnahme von Harald Popp.
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Filters jeweils einen Film nur mit Protuberanzenaufnahmen belichten und den zweiten nur mit Aufnahmen der Sonnenoberfläche und die Filme dann mit unterschiedlichen Entwicklerverdünnungen entwickeln. Man sieht später zwar die zarten Protuberanzen auch in den Negativen der Aufnahmen von der Sonnenoberfläche, aber in den Vergrößerungen verschwinden diese wegen den langen Belichtungszeiten für das Papier. Optimale Ergebnisse mit den letzten Feinheiten erzielt man aber nur bei der Trennung und der unterschiedlichen Verdünnung bei den Filmen. Oft sieht man in Zeitschriften die Sonnenoberfläche und die Protuberanzen (also beides). Dies ist aber nur durch spätere Tricks (geringes Belichten der Randzone) bei der Papierentwicklung möglich und zeigt nicht die allerletzten Details. Hat man einen Protuberanzenansatz oder Unigrafen, so stellt sich dies Frage ohnehin nicht.
Entwicklung Für die Entwicklung des Technical Pan habe ich unterschiedliche Entwickler und unterschiedliche Verdünnungen ausprobiert. Getestet habe ich bisher folgende Entwickler: Kodak Technidol, HC 110, Tetenal Dokumol und Neofin Doku. Der Einmalentwickler Neofin Doku von Tetenal brachte bei allen Anwendungen die besten Ergebnisse. Er wird in einer Verpackung mit fünf kleinen Fläschchen angeboten. Ich kann aus meinen Erfahrungen deshalb nur diesen Entwickler empfehlen. Wie bereits vorher angesprochen, ist eine Trennung von Protuberanzen und der Sonnenoberfläche erforderlich (Tab. 1).
Vergrößerung Ebenso wie bei der Filmentwicklung wird auch bei der Papierentwicklung zwischen Protuberanzenaufnahmen und Sonnenoberflächenaufnahmen unterschieden. Protuberanzenaufnahmen werden anders vergrößert als die von der Sonnenoberfläche. Ich habe bei den Vergrößerungen Gradationswandelpapiere mit Filtern und Chemikalien der Fa. Ilford verwendet. Man kann mit Papieren anderer Hersteller gleich gute Ergebnisse erzielen. Hier gibt es keine Einschränkungen.
Papierentwicklung von Protuberanzenaufnahmen Hierzu verwendet man die Multigrade Filter 0 bis maximal 2; meist verwendet man den MG-Filter mit einer Gradation 0. Wenn die Gradation stimmt, erkennt man
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Filmentwicklung für die Protuberanzenaufnahmen
Temperatur
20 Grad C
Verdünnung
1+14 = eine Ampulle Neofin Doku für 450ml
(oder 500ml), dies ist die Standardverdünnung
laut Hersteller
Entwicklungszeit 15 Min.
Kipprhythmus 2 Sek.
Filmentwicklung für die Sonnenoberfläche
Temperatur
20 Grad C
Verdünnung
1+6,5 = zwei Ampullen Neofin Doku für 450ml
(oder 500ml)
Entwicklungszeit 7,5 Min.
Kipprhythmus 2 Sek.
Anmerkung
Bei einem Kipprhythmus von länger als 2s erkennt man Wolken in den Negativen. Der Neofin Doku benötigt bei der Entwicklung ständige Bewegung.
Stoppbad Fixierung Verdünnung Wässerung Netzmittelbad
ca. 30 Sek. 3,5 Min. 1+7 ca. 10 Min.
in zweiprozentiger Essigsäure mit Tetenal Superfix
Temperatur nicht unter 15 Grad C zur Vermeidung von Kalkflecken
Tabelle 1: Filmentwicklung für Protuberanzen und Sonnenoberfläche
feinste Nuancen in den Protuberanzen. Das Negativ ist hart.
Papierentwicklung von Aufnahmen der Sonnenoberfläche Hierzu verwende man das Multigrad Filter 5 (für härteste Papiergradation). Die Vergrößerung der Aufnahmen der Sonnenoberfläche stellt eine Herausforderung für den Dunkelkammerfreund dar. Die Negative sind selbst mit dem besten Negativentwickler, dem Neofin Doku noch sehr flau und kontrastarm. Der Grund: Bei jedem SW-Film hat jede Wellenlänge einen anderen Grauton. Die Grautonabstufung wird durch verschiedene Wellenlängen, also durch verschiedene Farben erreicht. Bei H hat man aber nur eine einzige Wellenlänge 656 nm zur Verfügung. Bei normaler Entwicklung erscheint nur ein einheitlicher Grauton, ohne Struktur auf dem Filmnegativ. Erst ein superweicher Entwickler, wie z. B. der Neofin Doku bringt ein wenig Struktur ins Negativ. Deshalb muss das MG5-Filter verwendet werden. Bei der Verwendung dieses Filters verdoppelt sich die Belichtungszeit der Papierentwicklung (gilt für MG-Filter 4 und 5). Man kommt dann schnell auf Papierentwicklungszeiten von 30 Sekunden und länger. Öffnet man die Blende des Vergrößerungsgerätes, so werden die
Belichtungszeiten kürzer, aber es machen sich auch die Bildfehler des Vergrösserungsobjektives bemerkbar. Einzige Abhilfe: Man verwendet anstelle der 100W-Vergrößerungslampe eine 250-WLampe. Selbst nach etlichen Testvergrößerungen kann man die Belichtungszeit des Papiers nicht mit einer Belichtungsschaltuhr ermitteln, da jede Aufnahmen einen anderen Grauton hat. Man muss für jede Aufnahme Teststreifen machen. Auch dabei ist noch zusätzlich Abwedeln notwendig. Die Auflösung der Aufnahmen stellt CCDAufnahmen noch weit in den Schatten. Ein vernünftiger Grund, es mal selbst auszuprobieren.
,,Guck mal, KOS: Fast alle Aufnahmen von Ikeya-Zhang sind mit Schmidt-Kameras gemacht." ,,Die Firma Schmidt muss ja ganz gut da stehen; wenn sie so viele Kameras verkauft!"
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Neues aus der Fachgruppe DARK SKY
- Initiative gegen Lichtverschmutzung
Artikel mit dem
Sternwartenprojekt
in Verbindung ge-
bracht. Besonderes
Gewicht erhielt dies-
mal das Treffen
dadurch, dass Bob
Gent von der Inter-
national Dark Sky
Association IDA an
dem Treffen teil-
nahm. In einem
Grußwort stellte er
diese Organisation
Abb. 1:
und ihre Ziele vor.
Einige Teilnehmer des Fachgruppen-Treffens am Vogelsberg, Nach einem Mittag-
vorne in der Mitte Bob Gent
essen im Johannes-
Hof begann dann am
Nachmittag das
Fast schon traditionell fand das Fach- Fachgruppentreffen, zu dem sich 16 Stern-
gruppentreffen wieder zum ITV am freunde eingefunden hatten. Nachdem
Samstag, den 11. Mai, im Johannes-Hof in zunächst die beiden Fachgruppenleiter
Stumpertenrod statt. Vom lokalen Verein (Torsten Güths und ich) über die Aktivi-
Astronomie Feldatal e.V. war ich gebeten täten des vergangenen Jahres berichtet hat-
worden, am Vormittag einen Vortrag über ten, ging Bob Gent auf die unterschiedli-
Lichtverschmutzung zu halten. Damit soll- chen europäischen Aktivitäten ein, so hatte
te lokal auf die Vorzüge des dunklen gerade eine Woche zuvor ein Lichtver-
Himmels am Vogelsberg aufmerksam schmutzungs-Kongress in Italien stattge-
gemacht werden um Unterstützung für das funden.
Sternwartenprojekt vor Ort zu gewinnen. Intensiv wurde das weitere Vorgehen beim
In der Lokalpresse wurde mit einem aus- Projekt ,,Wie viele Sterne sehen wir noch?"
führlichen Aufsatz über den Vortrag berich- diskutiert. Zunächst werden gezielt Stern-
tet und einen Tag später in einem weiteren freunde angesprochen, später soll dieses
Projekt für eine breitere Öffentlichkeit mit umfangreicheren PR-Maßnahmen angegangen werden, woran auch die Initiatorin von ,,astronomie.de", Doris Unbehaun, großes Interesse hat. Das leider sehr geringe Interesse der Sternfreunde an diesem sie essentiell betreffenden Thema will Torsten Güths vor allem dadurch aktivieren, dass er ihnen leicht nutzbare Mustertexte zur Verfügung stellen will. Die zahlreichen Anfragen an die Fachgruppe erhoffen sich von uns leider oft einfache Patentrezepte, wie eine störende Straßenlampe, helle Lichtwerbung oder ein Skybeamer abgestellt werden können. Diese gibt es leider nicht, wie schon ein Blick auf die komplizierte Naturschutz-Gesetzgebung zeigt. Die Komplexität des Themas zeigt auch die Quellensammlung, die ich auf einer CDROM zusammengestellt habe. Ein jeder muss versuchen, zunächst erst einmal vor Ort aktiv zu werden. Weitere Lichtverschmutzung ist durch Projekte zu befürchten, die oft mit dem Begriff Licht-Kunst verbrämt werden. Winfried Kräling hat nach der Veröffentlichung seiner Skybeamer-Karte weitere Meldungen erhalten, die es ihm ermöglichen, seine Karte zu vervollständigen. Zahlreiche weitere Aspekte wurden besprochen, wobei besonders der Erfahrungsaustausch mit Bob Gent fruchtbar war. In kleinerer Gruppe gingen die Diskussionen noch bis in den Abend. Die Fachgruppe will versuchen, auf Tagungen präsent zu sein und das nächste Treffen soll wieder zum kommenden ITV 2003 am Vogelsberg stattfinden.
Dark Skies wünscht Ihnen Ihr Andreas Hänel
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Lichtverschmutzung in der Lichterstadt
2. Europäischer Kongress zum Schutz des nächtlichen Himmels in Luzern
von Andreas Hänel
Fast 50 Vertreter aus vielen europäi-
schen Länder trafen sich am ersten
Septemberwochenende beim 2. Euro-
päischen Kongress zum Schutz des
nächtlichen Himmels im schweizeri-
schen Luzern.
Nachdem der erste Kongress 1998 in
Paris einen starken französischen
Akzent hatte, wurden diesmal fast alle
Vorträge in Englisch gehalten.
Versammlungsort war das Hans-Erni-
Kongresszentrum im Verkehrshaus,
das meistbesuchte Museum der
Schweiz, direkt am Ufer des Vier-
waldstätter Sees gelegen. Veranstalter
war die schweizerische Dark-Sky-
Gruppe, die sich gegen die Licht-
verschmutzung in der Schweiz wen-
det. Gerade richtet die Gruppe ihre
Arbeit gegen den Einsatz von Rail-
beams, das sind von unten beleuchte- Abb. 1:
ten Lichtsäulen, die auf 620 Bahn- Die neue Karte der Skybeamer mit dem Stand
höfen der Schweizerischen Bundes- vom August 2002
bahnen installiert werden sollen, und
erhebliche Lichterglocken erzeugen wer- störende Lichtimmissionen möglichst ver-
den. Nachdem sich anfangs sogar die mieden werden. Ein anderer Vertreter der
Umweltabteilung der Bahnen skeptisch Leuchtenindustrie, Marc Gillet aus Belgien,
über das Projekt geäußert hatte und der erläuterte, wie er genaue Reflektivitäten
Gruppe abstimmende Gespräche angebo- von Straßenbelägen (Asphalt ca. 6 - 8 %)
ten hatte, lehnt die Bahn inzwischen jegli- und den Beitrag des nach oben emittierten
che Kontakte ab und führt ihr Projekt wie Lichtes von Leuchte und Straße bestimmt
geplant durch.
hat. Das Ergebnis, dass die Auswahl der
Zunächst begrüßten Guido Schwarz und Leuchte dabei kaum eine Rolle spielen soll,
Philipp Heck von der schweizerischen rief allerdings erhebliche Kritik hervor, da
Dark-Sky-Gruppe die Teilnehmer, für das im Gegensatz zu den voll abgeschirmten
Verkehrshaus sprach dann der Leiter des Leuchten das bei anderen Leuchten seitlich
IMAX-Theaters, Elmar Elmiger zu den abgestrahlte Licht einen erheblichen Beitrag
Teilnehmern. Der Vertreter der schweizeri- zur Lichtglocke über den Städten liefert.
schen UNESCO-Kommission, Engelbert Mit den schädigenden Einflüssen auf die
Ruoss, ging dann auf die kulturelle Be- nachtaktiven Insekten und die Zugvögel
deutung der Astronomie und die Wichtig- befassten sich die Vorträgen von Prof.
keit der Dunkelheit ein.
Eisenbeis von der Universität Mainz und
David Crawford von der International Dark Prof. Bruderer vom Schweizerischen
Sky Association (IDA) war eigens aus den Ornithologischen Institut.
USA angereist und stellte diese Organi- Im letzten Vortrag zeigte dann Patrik
sation mit inzwischen fast 10.000 Mit- Schellenbauer, dass die Kosten für die
gliedern und ihre Arbeit vor. Ivo Huber, Beleuchtung seit ihrer Erfindung um einen
technischer Direktor eines schweizerischen Faktor 400.000 abgenommen haben!
Leuchtenherstellers und Präsident der Andererseits sind die Kosten für einen
schweizerischen Lichtgesellschaft, ging in ungetrübten Sternhimmel kaum fassbar.
seinem Vortrag auf die Geschichte der Darunter könnte man die Ausgaben für
Beleuchtung und ihre Bedeutung für den astronomische Literatur oder Instrumente,
Menschen ein. Am Beispiel der Licht- aber auch die Kosten für den zeitlichen
lenkung durch Reflektoren zeigte er, wie Freizeitaufwand, z. B. Fahrt zu einer Stern-
Leuchten optimiert werden können, wobei warte, erfassen.
Am Sonntag wurden dann vor allem die Aktivitäten in den europäischen Ländern vorgestellt. Bob Gent von der IDA berichtete über die Arbeiten in den verschiedenen Ländern, die in den folgenden Vorträgen teilweise ausführlicher dargestellt wurden. Italien hat die meisten IDA-Mitglieder und ist damit die größte IDA-Sektion in Europa. Jan Hollan aus Brno hat das erste nationale Gesetz gegen die Lichtverschmutzung im Rahmen eines Umweltgesetzes in der Tschechei wissenschaftlich begleitet. Wie im regionalen Gesetz in der Lombardei sind maximale Leuchtdichten von 1 cd/m2 erlaubt, sofern dadurch die Sicherheit nicht gefährdet wird. Zum Vergleich: In Deutschland entspricht das der unteren Grenze für viele Arten von Straßen. Ferner dürfen Leuchten nicht oberhalb der Horizontalen Licht abstrahlen, damit sind voll abgeschirmte Leuchten vorgeschrieben und Skybeamer automatisch verboten. Auch in Katalonien in Spanien wurde ein Gesetz zur Lichtverschmutzung verabschiedet. Ramon San Martin von der Universidad Politecnica de Cataluna hat im Auftrage des katalanischen Umweltministeriums die Lichtemission der verschiedenen Gemeinden in Katalonien untersucht. Eine relativ dunkle Region im Landesinneren (Montsec) soll besonders geschützt werden, da sie als möglicher Standort für ein größeres Teleskop in Erwägung gezogen wird. Christopher Baddiley stellte dann die Campaign for Dark Skies (CfDS), eine Arbeitsgruppe der British Astronomical Association vor. Diese Gruppe hat 117 ,,Officers" im ganzen Land, die vor Ort die Lichtverschmutzung beobachten und gegebenenfalls aktiv werden, oft mit, manchmal aber auch ohne Erfolg. Pierantonio Cinzano aus Italien stellte dann seine Lichtverschmutzungskarten vor und zeigte, wie stark die sichtbare Grenzhelligkeit reduziert wird. Andreas Hänel von der Fachgruppe Dark Sky der Vereinigung der Sternfreunde ging auf die Normen für die Straßenbeleuchtung und die Lichtimmissionsrichtlinie in Deutschland ein, nach der eine Beleuchtungsstärke über 1 Lux in normalen Wohngebieten als störend angesehen
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Abb. 2: David Crawford von der International Dark-Sky Association.
wird - zum Vergleich: Der winterliche Vollmond hat etwa 1/4 Lux. Und Johan Vandewalle stellte schließlich den Umweltbericht im belgischen Flandern vor, in dem die Lichtverschmutzung und Maßnahmen zu deren Reduktion beschrieben sind. Diese Beispiele aus Europa zeigen, dass durchaus erfolgreich gegen die Lichtverschmutzung vorgegangen werden kann, wobei allerdings noch abzuwarten bleibt, ob und wie sich die Gesetze in den Ländern oder Regionen tatsächlich auswirken. Weitere Themen wurden in Postern angesprochen, wobei Winfried Kräling und Andreas Hänel von der Fachgruppe Dark Sky eine neue aktualisierte Karte der Skybeamer in Deutschland zeigten.
Die meist mit Powerpoint vorgestellten Vorträge sollen gesammelt mit Unterstützung der IDA auf einer CD-ROM veröffentlicht werden. Während der Tagung wird auch eine von den Teilnehmern getragene ,,Deklaration von Luzern" verabschiedet, die die Europäische Gemeinschaft und die europäischen Regierungen auffordert, Maßnahmen zum Schutze des nächtlichen Himmels zu ergreifen. Am letzten Abend konnten die Teilnehmer noch eine Spielart der Lichtverschmutzung erleben. Der 2.132 m hohe Pilatus, einer der Hausberge Luzerns, war in seinem Gipfelbereich von hellen Strahlern angeleuchtet. Verschiedene Gruppen zogen
gegen diese Art der Beleuchtung bis vor das Bundesgericht, das die Beleuchtung genehmigte, allerdings nur unter Auflagen, beispielsweise nur einige Tage im Jahr. Dennoch gibt es immer wieder Versuche, weitere Berggipfel anzustrahlen, was aber die schweizerische Dark-Sky-Gruppe aufmerksam verfolgt. Der Gruppe um Philipp Heck, deren Mitglieder alle ehrenamtlich tätig sind, ist jedenfalls für die erfolgreiche Tagung herzlich zu danken! Die Tagung fand auch das Interesse der Deutschen Presseagentur dpa, dem weiteres Presseinteresse folgte: Hessischer und belgischer Rundfunk fragten Interviews an, auch die Financial Times Deutschland berichtete über die Tagung und die dort behandelte Problematik. Insofern findet das Thema immer wieder öffentliches Interesse, während in der Praxis immer mehr und heller beleuchtet wird, meist ohne Rücksicht auf störende negative Einflüsse. Eine Änderung wird nur erreichbar sein, wenn sich mehr Sternfreunde mit der Problematik beschäftigen und versuchen, vor Ort aktiv zu werden. Häufig wird das Problem gar nicht erkannt und erst, wenn das Problem angesprochen wird, tritt manchmal ein Sinneswandel ein. Insofern wäre es sinnvoll, ein Netzwerk von DarkSky-Interessenten im Lande zu haben, das ähnlich der ,,Campaign for Dark Skies" in England arbeiten könnte. Abschließend sei auch noch einmal an die Teilnahme an der Grenzgrößen-Aktion aus dem VdS-Journal Nr. 8 (1/2002), S. 98 f. erinnert!
Die Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Wechsel in der FG-Leitung Nach einer längeren Zeit der Ruhe steht nun endlich die Wiederbelebung dieser wichtigen FG an [1]. Dank zunächst einmal an den bisherigen FG-Leiter Dr. Jürgen Hamel, der als anerkannter Experte auf diesem Gebiet gilt; insbesondere bekannt durch sein hervorragendes Buch [2]. Leider kann Jürgen Hamel aus Zeitgründen die FG nicht weiter führen, was auch der Grund für den bisherigen Stillstand war. Er ist aber bereit, die FG weiterhin mit Rat und Tat zu unterstützen, z. B. bei der Durchsicht von Manuskripten oder Stellungnahmen zu Projekten. Trotz der reduzierten FG-Aktivität gab es aber
immer wieder Beiträge zum Thema Astronomiegeschichte, allerdings notgedrungen an anderer Stelle im VdS-Journal. Diesen unbefriedigenden Zustand wollen wir nun ändern und gleichzeitig zum verstärkten Publizieren anregen - es muss nicht hochwissenschaftlich sein. Es gibt also wieder eine Rubrik im Journal, die auf Ihre Beiträge wartet! Damit soll aber auch die FG als Ganzes zu neuem Leben erweckt werden. Ich habe mich nach dem Ausscheiden von Jürgen Hamel
VdS-Journal Nr. 10
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bereiterklärt, die FG-Leitung zu übernehmen. Im Gegensatz zu ihm bin ich nicht professionell auf dem Gebiet ,,Geschichte der Astronomie" tätig - aber welcher FGLeiter ist das in seinem Bereich schon? Ich befasse mich aber seit langem mit dem Thema und es gibt überdies viele Überschneidungen zu meinem anderen Gebiet, der Deep-Sky Beobachtung [3]. Ich publiziere dazu regelmäßig in der Rubrik ,,Geschichte" in Interstellarum (siehe z. B. [3, 4]). Somit ist es für mich sehr reizvoll, den neuen Job anzutreten. Ich hoffe, die Sache entwickelt sich, denn dieses äußerst vielfältige Thema hat keinen Dornröschenschlaf verdient! Was Beiträge für das Journal angeht, gehe ich gleich mit gutem Beispiel voran (siehe den folgenden Artikel über die Entdeckung der Marsmonde in diesem Heft).
Inhalt und Ziele der FG Die Geschichte der Astronomie ist ein ungewöhnlich reichhaltiges Fachgebiet, denn sie umfasst die gesamte Breite der astronomischen Disziplinen in ihrer zeitlichen Entwicklung. So hat nahezu jedes
astronomische Objekt eine Geschichte zu erzählen: von Personen, Instrumenten und der Naturkenntnis der Epoche. Entdeckungen und Entdecker faszinieren seit jeher den Wissenschaftler - aber auch den Amateur. So erklärt sich die große Beliebtheit der ,,Geschichte der Astronomie". Es gibt nichts unterhaltsameres als über Personalia zu lesen - harten astrophysikalischen Stoff gibt es überall genug! Natürlich ist die Astronomiegeschichte auch ein ernsthaftes wissenschaftliches Fachgebiet. Uns geht es aber hier - in der Amateurszene - auch um ,,Geschichten". Die Fachgruppe soll eine Plattform für alle sein, die Freude an diesem Thema haben. Wir beantworten Fragen, diskutieren, geben Literaturhinweise und Tipps für interessante Reiseziele (Observatorien, Bibliotheken), helfen bei Artikeln usw. Jeder, der sich irgendwie beteiligen möchte, ist herzlich eingeladen: Ihr Beitrag ist erwünscht! Er muss nicht auf jahrelanger wissenschaftlicher Recherche beruhen - auch einfache Themen sind willkommen. Wer aber systematisch arbeiten möchte, kann z. B. in seiner unmittelbaren Um-
gebung anfangen. Sie werden überrascht sein, was sich alles zu astronomischen Ereignissen oder Personen im Stadtarchiv finden lässt. Die Wissenschaft ist bei den vielen Details überfordert und hier kann der Amateur wichtige Beiträge leisten was generell für alle Fachgruppen gilt. Momentan ist eine Webseite (s. u.) im Aufbau. Ich werde bei Gelegenheit ein erstes Treffen organisieren.
fg-geschichte@vds-astro.de www.vds-astro.de/fg-geschichte
Literaturhinweise [1] Hamel J., 1997: Astronomiegeschichte für
Amateurastronomen, Sterne u. Weltraum 11/1997, 985 [2] Hamel J.,1998: Geschichte der Astronomie, Birkhäuser-Verlag, Basel [3] Steinicke W., 2002: Deep-Sky in Deutschland, Teil 2: Blick über den Tellerrand, VdS-Journal Nr. 8 (I/2002), 74 [4] Steinicke W., 2002: Der NGC und seine Beobachter - Teil 1: Lewis Swift; interstellarum 22, 56; Teil 2: David Peck Todd, interstellarum 24, 2002
Asaph Hall und die Entdeckung
von Wolfgang Steinicke
der Marsmonde
Für das Jahr 2003 erwarten wir eine außergewöhnliche Marsopposition. Mars wird uns am 27. August bis auf 55,76 Mio. km nahe kommen, denn zwei Dinge fallen zeitlich nahezu zusammen: Das Perihel, d. h. der sonnennächste Punkt der Bahn und die Opposition (28.August) - der Planet kulminiert also um Mitternacht; leider relativ südlich im Wassermann. Da Sonne, Erde und Mars dann in einer Linie stehen, wird der Mars also auch der Erde sehr nahe sein. Das bedeutet große Helligkeit (-2,9 mag) und eine große Planetenscheibe (ø 25"). Ein solches Ereignis ist relativ selten (der Abstand war in den letzten 2000 Jahren nie kleiner und wird erst 2287 unterschritten) - und einer besonderen Feier würdig: Die VdS nimmt es als Anlass für den ersten deutschen ,,Astronomietag" (siehe www. astronomietag.de). Was hat dieses Ereignis mit dem amerikanischen Astronomen Asaph Hall (Abb. 1) zu tun? Nun, er konnte etwas ähnlich spektakuläres erleben, denn im Sommer 1877 kam es ebenfalls zu einer extremen Perihelopposition bei einer Entfernung von 56,4 Mill. km. Interessanterweise stand
Abb. 1: Asaph R. Hall (1829-1907) im Alter von 41 Jahren
Mars nur etwa 10 Grad NW der 2003-Position in den Fischen. Was interessierte Hall an Mars, außer dass er hell (-2,8 mag) und groß (ø 24,8") erschien? Die ,,Marskanäle" waren noch nicht ,,entdeckt". Dies ist mit einem Satz erklärt, den Hall selbst zitiert und der die damalige Lehrmeinung wieder-
gibt: ,,Mars has no moons" - also: Zweifel gepaart mit Forscherdrang! Man musste vielleicht nur vernünftig suchen? Was lag also näher als die Marsopposition von 1877 zu nutzen. Bevor ich berichte wie, wo und womit er suchte, hier zunächst ein kurzer Abriss von Hall`s Werdegang [1].
Hall in Harvard und Washington Asaph Hall wurde am 15. Oktober 1829 in Goshun, Connecticut, geboren. Sein Vater war Uhrenfabrikant, die Geschäfte liefen aber leider schlecht. Er starb als Asaph 13 war. Der Sohn wurde Zimmermann, interessierte sich aber mehr für Architektur und befasste sich früh mit Mathematik, was ihn auch mit Astronomie in Berührung brachte. 1856, nunmehr 26, beschloss er Astronom zu werden. Er heiratete die Lehrerin Chloe Angeline Stickney und das Paar zog im gleichen Jahr nach Ann Arbor, Michigan. An der University of Michigan studierte Hall Astronomie bei Prof. Franz Brünnow - leider nur für ein Jahr, dann ging ihnen das Geld aus. Sie siedelten nach Shalersville über und konnten dort über den Winter als Lehrer arbeiten. Hall
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F A C H G R U P P E > G E S C H I C H T E 89
8 $ und Hall blieb bis 1862. Er
berechnete Planetoiden- und
Kometenbahnen unter dem
neuen Direktor George Phillips
Bond (der Vater war 1859
gestorben). Ein Nutznießer war
der bekannte Kometen-
beobachter Horace Parnell Tuttle
[2], seit 1857 in Harvard. Hall
zeigte, dass der von Tuttle ent-
deckte Komet 1858 I (,,Tuttle")
mit Mechain`s Komet 1790 II
identisch war. Leider brachte der
amerikanische Bürgerkrieg (ab
1861) eine Inflation. Hall kam
wieder in Not und brauchte
einen besseren Job. Den bekam
er 1862 am U.S. Naval
Observatory (USNO) in
Washington, damals noch nahe
dem Potomac River angesiedelt
[3]. Direktor war Simon New-
Abb. 2:
comb, eine Kapazität der
Der 26"-Refraktor des U.S. Naval Observatory
Himmelsmechanik und Heraus-
(am Okular sitzt Simon Newcomb)
geber der ,,American Ephe-
meris". Übrigens kam Tuttle (er
bewarb sich um eine Stelle am Harvard war Soldat im Bürgerkrieg) 1884 ebenfalls
College Observatory in Cambridge und zum USNO. 1863 erhielt Hall eine
William Cranch Bond, der erste Direktor Professur für Mathematik und er befasste
(auch aus einer Uhrmacherfamilie stam- sich mit himmelsmechanischen Proble-
mend), stellte ihn ein. Bond`s Sohn George men. Ein Thema war auch Mars und dessen
Phillips war ebenfalls am Observatorium Masse. Diese konnte, wegen fehlendem
tätig und zu diesem Zeitpunkt verreist. Als Trabanten, nur aus den Störungen von Erde
er zurückkehrte wunderte er sich über den und Jupiter berechnet werden. Anfangs
neuen, aber erstaunlich begabten Mitar- beobachtete Hall mit dem 9,6" (f/19) Merz-
beiter. Hall verdiente zunächst magere 3 $ Refraktor [3] und einmal war Präsident
pro Woche, nach einem Jahr wurden daraus Lincoln zu Gast, dem er Mond und
Planeten vorführte. Nach dem Umzug des Observatoriums an die Massachusetts Ave. wurde 1873 der 26"-Clark-Refraktor (f/14,5) installiert [4] (Abb. 2 u. 3).
Der ,,weiße Fleck" In den ersten beiden Jahren blieb der 26Zöller Newcomb und seinem ehrgeizigen (und nicht besonders beliebten) Assistenten Edward Singleton Holden vorbehalten. Hall nutzte aber die seltenen Gelegenheiten und fand am 7. Dezember 1876 einen ,,weißen Fleck" auf Saturn, der für die weitere Entwicklung bedeutsam war. Seit William Herschel (1794) stand in den Lehrbüchern ein Wert von 10h 16m für Saturns Rotation. Mit Hilfe des Flecks berechnete nun Hall 10h 14m 24s. Die Differenz war groß genug, um alsbald zu beträchtlichen Abweichungen zu führen. Hall kamen daraufhin generell Zweifel an ,,gesicherten" Lehrbuchmeinungen - so auch die über Marsmonde! Er studierte die vorhandenen Quellen. Seit William Herschels negativem Resultat (1783) und dem erneuten Versuch seines Sohns John (1830) gab es nur wenig Neues. So hielt z. B. Heinrich Ludwig d`Arrest an der Kopenhagener Sternwarte während der Oppositionen 1862 und 1864 nach Monden Ausschau [5], aber sein Teleskop war zu klein, die Vergrößerung zu gering und er suchte in zu großem Abstand (ca. 70'). Für Hall war klar: Im August 1877 würden sich mit dem großen Refraktor wesentlich bessere Chancen bieten. Einziger Nachteil, die geringe Horizonthöhe von ca. 40 Grad . Er hielt
Abb. 3: Das USNO im Jahre 1878 mit der Kuppel des 26-Zöllers im Hintergrund
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90 F A C H G R U P P E > G E S C H I C H T E
daher den 48"-Reflektor in
Anderson den Mund zu halten.
Melbourne für geeigneter,
Am 17. entdeckte er bei der
schwieg aber. Er wollte den
Beobachtung von Deimos ein
eventuellen Ruhm mit nieman-
weiteres verdächtiges Objekt
den teilen! So war er auch über
(Abb. 6) - es war Phobos!
der Nachricht von Heinrich
Anderson sah das 10,5 mag helle
Peters vom Litchfield Obser-
Objekt auch und diesmal konnte
vatory (Hamilton College)
Hall nicht weiter an sich halten:
beunruhigt, dass die Univer-
Am nächsten Mittag trug er die
sitätssternwarte Wien dabei war,
Beobachtung seiner ,,Mars stars"
einen 27"-Refraktor zu errich-
ins offizielle Beobachtungsbuch
ten. Doch das eigentliche Unheil
ein. Newcomb, gerade in der
lag wesentlich näher: sein Abb. 4:
Mittagspause, kam zufällig her-
Kollege Holden! Er entdeckte Mars und Deimos am 12.8.1877 (modernes Datum) um 2:30 ein und Hall ,,beichtete". Der
in einer Schublade Marsauf- EST (Guide 8). Höhe 41 Grad , Azimut 180 Grad , Helligkeit -2,4 mag, Chef war sehr aufgeregt und man
nahmen von Holden mit dem Größe 23"
beschloss eine gemeinsame
27-Zöller aus dem Jahre 1875,
Beobachtung in der kommenden
die auf eine Suche nach
Nacht. Neben Hall, Anderson und
Monden hindeuteten. Hall fiel
Newcomb waren David Todd [7]
ein Stein vom Herzen, als er
und William Harkness dabei.
erfuhr, dass Henry Draper
Todd notierte: ,,Seeing extremely
Holden im August auf seine
bad: still I saw the companion
Sternwarte in Dobb`s Ferry,
[Deimos] without difficulty.
N.Y. eingeladen hatte. Das war
,Halo` around the planet very
Rettung in letzter Sekunde!
bright, and the satellite was visi-
Einer visuellen Suche mit dem
ble in this halo." Tags darauf ver-
großen Refraktor stand nun
kündete der Superintendent des
nichts mehr im Weg.
Observatoriums, Admiral John
Rogers, offiziell die Entdeckung
Die erfolgreiche Suche
Abb. 5:
(Newcomb wurde kurz darauf
Hall begann am 9. August [6] Mars und Deimos am 16.8.1877 (modernes Datum) um 23:30 sein Nachfolger). Hall konnte die
und suchte die weitere EST (Guide 8). Höhe 31 Grad , Azimut 138 Grad , Helligkeit -2,5 mag, extrem kurze Umlaufszeit von
Umgebung des Mars ab (er Größe 24" (der helle Stern ist BD -10 Grad 6127; 5,1 mag)
Phobos (nur 1/3 der Marsrota-
benutzte meist eine 400fache
tion) kaum glauben und er ver-
Vergrösserung), fand aber nur
mutete zunächst noch 2 bis 3 wei-
schwache Sterne. In der Folge-
tere innere Monde, die ihn zu nar-
nacht zog er den Kreis enger
ren schienen. Am 21. August
und versuchte den Planeten
stand aber fest: Mars hat zwei
knapp aus dem Feld zu halten
Monde (zur Geschichte s. auch
- der Strahlenkranz war trotz-
[8] - [12]).
dem gewaltig. Zudem wurde
das Seeing schlecht und er
Nachwehen
wollte aufgeben. Seine Frau
Hall bemühte sich zu diesem
Angeline ermutigte ihn weiter-
Zeitpunkt einen gewaltigen
zumachen und er probierte es
Schock zu verdauen: Newcomb
am 11. August erneut. Es war
hatte sich erdreistet in der New
gegen 2:30 Uhr morgens (nach Abb. 6:
York Times vom 20. die Ent-
Kalender bereits der 12.; der Mars und Phobos am 18.8.1877 (modernes Datum) um 0:30 deckung als seine eigene hinzu-
Astronomen-Tag ging damals EST (Guide 8). Höhe 37 Grad , Azimut 156 Grad , Helligkeit -2,5 mag, stellen und schrieb über Hall,
von Mittag-Mittag): Hall ent- Größe 24"
dass dieser die Monde erst akzep-
deckte ,,a faint star near Mars",
tiert hätte, nachdem er
östlich (,,following") und ein wenig nörd- Entscheidung bringen. Er fand das 11,6 [Newcomb] die Perioden bestimmt habe.
lich des Planeten (Abb. 4) - dann rollten mag helle Objekt wieder (Abb. 5) und es Es kam noch dicker: Holden, mittlerweile
Nebelschwaden vom Potomac aus dem bewegte sich auf der östlichen Seite ein- über die Lage im Bilde, berichtete Ende
Süden heran. Das Wetter blieb schlecht und deutig mit dem Planeten - ohne Zweifel ein August ungestüm, dass er mit Draper`s
der Himmel klarte erst am 15. gegen 23 Marsmond: Deimos war entdeckt! Er weih- 28"-Reflektor drei weitere Monde gefun-
Uhr nach einem Gewitter wieder auf. Hall te seinen Nachtassistenten George den habe. Hall berechnete die Bahnen sei-
hatte sich in der Sternwarte einquartiert Anderson ein und beide verfolgten den ner und Holden`s Monde und kam zu
und versuchte jede Gelegenheit zu nutzen, Trabanten bis gegen 3 Uhr. In der (berech- einem eindeutigen Ergebnis: Seine
aber die Luft war in dieser Nacht noch zu tigten!) Angst, jemand könnte ihm die Trabanten waren real, einer von Holden`s
unruhig. Der 16. August sollte die Butter vom Brot nehmen, beschwor Hall war Deimos, zwei weitere nur schwache
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Feldsterne. Holden legte nach und ,,fand" am 24. September (zurück am USNO) mit dem 26-Zöller wieder einen Marsmond. Hall rechnete nach und erklärte empört, dass dessen ,,Bahn" eindeutig die Keplerschen Gesetze verletze! Er schrieb zornig an Edward Pickering (Direktor des Harvard Observatory), dass doch demnächst jeder seine eigenen Monde verifizieren solle. Die Fachwelt stand auf Hall`s Seite und Holden wurde zur Lachnummer! Die Konfrontation zwischen Hall und Newcomb blieb und Hall - mittlerweile eine Berühmtheit - sprach noch 1904 verbittert über ihn als jemand, der ,,gierig nach Geld und Ruhm" sei. Die Marsmonde wurden später selbst mit 9-Zöllern beobachtet und man fragte sich, warum sie nicht schon eher gefunden worden seien. Am Rande bemerkt: Hall wagte am 7. Februar 1886 mit dem 27-Zöller einen Abschiedsblick auf die epochale Supernova S And (1885) in M 31. Sie war nur noch 16 mag hell und er war der letzte, der sie sah, bevor sie für immer verschwand. Hall genoss große Anerkennung und beeinflusste eine ganze Generation junger Astronomen, wie etwa Edward Emerson
Barnard [13]. 1891 hatte er mit 62 das Pensionsalter der Navy erreicht, verließ das Observatorium und zog zurück nach Connecticut. Fünf Jahre später wurde Hall noch ehrenhalber Professor für Astronomie in Harvard. Er starb am 22. November 1907 im Alter von 78 in Annapolis, Maryland. Die Marsmonde sind heute detailliert untersucht [14]. Ihre Namen Deimos und Phobos stammen übrigens von Henry Madan, Hausmeister am Eaton College in England. Hall, dem die Namensgebung zustand, akzeptierte dessen Vorschlag sind doch ,,Angst" und ,,Schrecken" (nach Homer`s Illias) die gefürchteten Gesellen des Kriegsgottes Mars. Übrigens war es Madan`s Großnichte Ventia Burnell, die 1930 im Alter von 11 Jahren(!) ebenfalls einen bedeutenden Vorschlag machte [15]: Der von Clyde Tombaugh entdeckte 9. Planet solle ,,Pluto" heißen!
Literaturhinweise [1] Nachruf: Asaph Hall, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 68, 243 (1908) [2] Yeomans, D. K., 1991: Comets, John Wiley & Sons, New York [3] Dick, J. S., 1980: How the U.S. Naval Observatory Began 1830-65,
Sky & Telescope 12/1980, 466 [4] Rhynsburger, R. W., 1973: Historic
Refractor`s 100th Anniversary, Sky & Telescope 10/1973, 208 [5] d`Arrest, H. L., 1865 : Astron. Nachr. 64, 74 [6] Hall, A., 1878: The Discovery of the Satellites of Mars, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 38, 205 [7] Steinicke, W., 2002: David Peck Todd, Interstellarum 24 [8] Gingerich, O., 1970: Journal for the History of Astronomy 1, 109-115 [9] Ashbrook, J., 1977: Asaph Hall finds the Moons of Mars, Sky & Telescope 7/1977, 20 (s. auch: Ashbrook, J., 1984: The Astronomical Scrapbook, Sky Publ. Corp.) [10] Gingerich, O., Pascu, D., 1978: The Satellites of Mars, Vistas in Astronomy 22 [11] Dick, J. S., 1988: Discovery of the Moons of Mars, Sky & Telescope 9/1988, 242 [12] Sheehan, W., 1996: The Planet Mars: A History of Observation and Discovery, Univ. of Arizona Press [13] Sheehan, W., 1995: The Immortial Fire Within, Cambridge University Press [14] SuW-Special 7, 2002: Monde, 48 [15] Moore, P., 1984: The Naming of Pluto, Sky & Telescope 11/1984, 400
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M wie Messier
von Thorsten 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 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 einige 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 achten Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Andreas Dumm, Günter Igel, Dirk Panczyk, Gerhard Scheerle und Gerhard Stropek. Vielen Dank den Zusendern! In Tabelle 1 sind die nächsten Objekte in dieser Rubrik aufgeführt. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungs-
eindrücke und Bilder zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte", zu! Einsendeschluss für die Objekte des nächsten Heftes (Nr. 11) II / 2003, ist der 18. Januar 2003. 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 Word97 oder älter, (Typ doc, txt, wpd) wäre gut.
Torsten Güths Am Pfahlgraben 45 D-61239 Ober Mörlen - Langenhain oder: torstengueths@ipfb.net (möglichst maximal 300 KB Dateigröße)
9
II / 2003
10
III / 2003
11
I / 2004
12
II / 2004
13
III / 2004
M 51, CVn M 5, Ser M 32, And M 95, Leo M 4, Sco
M 63, CVn M 10, Oph M 33, Tri M 96, Leo M 62, Sco
M 101, UMa M 12, Oph M 110, And M 105, Leo M 80, Sco
Tabelle 1: Die Projekt-Objekte für die kommenden Ausgaben des VdS-Journals.
M 36, NGC 1960, Fuhrmann (Auriga)
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
4100 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 14 Lichtjahre
Anzahl Sterne:
60 Sterne mit
zusammen 8000-
facher Sonnen-
leuchtkraft
Hellster Stern:
8.9 mag
Scheinbare Helligkeit: 6.0 mag
Winkelausdehnung: 12'
Koordinaten:
RA: 05h 36m
Dekl.: 34 Grad 08'
Historisches:
Der italienische Astronom Giovanni
Batista Hodierna zeichnete diesen offenen
Sternhaufen erstmals vor 1654 auf. Der
französische Astronom Le Gentil entdeck-
te ihn unabhängig davon im Jahre 1749.
Messier nahm ihn im Jahre 1764 in seiner
Liste auf.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Nur unter besten Sichtbedingungen gerade noch erkennbar. (Gerhard Scheerle)
8 x 50 Sucher: M 36 wirkt in meinem Sucher auf den
VdS-Journal Nr. 10
ersten Blick wie ein Kugelsternhaufen. Ein kreisrunder, granuliert wirkender Nebel mit deutlicher Konzentration zum Mittelpunkt und einem Durchmesser von ca. 15'. (Gerhard Stropek)
Fernglas 8 x 56:
Sehr helle und kom-
pakte, körnige, dif-
fuse Fläche von 6.0
mag und 0.2 Grad
Größe. So auffällig,
dass man sie bei
einem Himmels-
spaziergang ohne
weiteres selbst ent-
decken
kann.
(Gerhard Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein wunderschöner Sternhaufen. In einem Feld von 22' Durchmesser sind 56 Einzelsterne 8.6
Abb. 1: M 36 im Sternbild Auriga (Fuhrmann), aufgenommen von Bernd Reitemeier mit einem 101 / 540 mm Refraktor, 18 Minuten belichtet auf Pro Gold 400 Farbnegativfilm.
S E R V I C E 93
bis 11.8 mag zu zählen, worunter sich viele hellere Einzelsterne befinden. Der Sternhaufen ist aber noch nicht aufzulösen, denn er ist mit einer sehr flockigen diffusen Aufhellung erfüllt. (Gerhard Scheerle)
20 cm Öffnung: Im 8-Zöller bei 35x bilden ca. 20 schwächere weiße Sterne einen lockeren Haufen, der von weiteren 8 hellen Einzelsternen dominiert wird. Schönster Eindruck bei
75x. (Gerhard Stropek)
40 cm Öffnung: Ein prachtvoller Sternhaufen! In einem Feld von 23` stehen 214 (!) Einzelsterne 9.0 bis 14.4 mag, zum Zentrum deutlich konzentriert. Gesamthelligkeit 5.8 mag. (Gerhard Scheerle)
Fotografie: M 36 stellt ein lohnenswertes Objekt für Brennweiten ab 135 mm dar. Ab dieser
Brennweite können wir ihn bereits auflösen und seine wahre Natur aufzeigen. Mit 35 mm-Kameras wirkt er am Besten bei rund 750 mm Brennweite. Er steht dann isoliert vom Umfeld mit voll aufgelöster Sternenpracht da. Auch unter mäßig dunklen Himmel können wir ihn ablichten. Bei Blende 5 mit einem ISO-200 bis 400Film reichen 10 Minuten Belichtungszeit aus.
M 37, NGC 2099, Fuhrmann (Auriga)
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
4300 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 25 Lichtjahre
Anzahl Sterne:
150 Sterne mit
zusammen 2500-
facher
Sonnenleuchtkraft
Hellster Stern:
9.2 mag
Scheinbare Helligkeit: 5.6 mag
Winkelausdehnung: 20'
Koordinaten:
RA: 05h 52m
Dekl.: 32 Grad 33'
Historisches: Der italienische Astronom Giovanni Batista Hodierna zeichnete diesen offenen Sternhaufen erstmals vor 1654 auf. Le Gentil übersah ihn bei seinen Wiederentdeckungen von M 36 und M 38. Messier fand ihn im September 1764 und nahm ihn in seiner Liste auf.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Als 5.6 mag helle (und damit sehr schwache) kleine diffuse Fläche erkennbar. (Gerhard Scheerle)
8 x 50 Sucher: Ein helles, nebliges, rundes Scheibchen mit deutlicher Konzentration zum Mittelpunkt von knapp Vollmondgröße zeigt sich im 8 x 50 Sucher. Keine Einzelsterne. (Gerhard Stropek)
Fernglas 8 x 56: Eine 5.8 mag helle und 0.3 Grad große, sehr helle diffuse Fläche ohne jegliche Einzelsterne. So auffällig, dass man sie bei einem Himmelsspaziergang ohne weiteres selbst entdecken kann. (Gerhard Scheerle)
Abb. 2: M 37 im Sternbild Auriga (Fuhrmann), aufgenommen von Peter Riepe und Bernd Brinkmann mit einer Flat-Field-Camera 1:4 / 760 mm und GG 475 - Gelbfilter, 4 Minuten belichtet auf Kodak 103 a-E 35 mm-Film.
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11 cm Öffnung: Ein sehr reicher und wahrhaft prachtvoller Sternhaufen! 124 Einzelsterne von 9.8 bis 12.0 mag sind in einem Feld von 28` zu zählen, darunter ein Einzelstern von 9.8 mag im Zentrum, übrige Einzelsterne ab 10.6 mag. Mit einer großen diffusen Fläche in der Mitte; der Sternhaufen ist also nicht aufgelöst. Gesamthelligkeit ist 6.0 mag. (Gerhard Scheerle)
20 cm Öffnung: Im 8-Zöller bei 35 x bilden ca. 100 relativ schwache weiße Sterne mit auffallend gleicher Helligkeit einen etwas unregelmäßigen Sternhaufen. M 37 ist deutlich dichter als M 38 und läuft sanft aus. Im Mittelpunkt des Haufens ist ein markanter orangefarbener Stern zu erkennen. Bei
75x wenig eindrucksvoll, da nur der innere Bereich zu sehen ist. (Gerhard Stropek) Ein umwerfender Anblick! In einem Feld von 24` sind etwa 200 Einzelsterne ab 9.8 mag zu sehen (1 Einzelstern 9.8 mag (orange!), 3 Einzelsterne 10.1 bis 10.5 mag, übrige Einzelsterne ab 11.0 mag, allein etwa 100 Einzelsterne bis 12.0 mag). (Gerhard Scheerle)
40 cm Öffnung: Ein Meer von Sternen! In einem 30' großen Feld sind vielleicht 450(!) Einzelsterne 9.6 bis 14.4 mag zu sehen (Ein Einzelstern 9.6 mag im Zentrum und deutlich orange, übrige Einzelsterne ab 10.4 mag). Bereits im 10' großen Innenbereich zähle ich grob 240 Einzelsterne, weiter zähle ich aber nicht. Nur mäßig zum
Zentrum konzentriert und recht gleichmäßig verteilt, eben ein Meer von Sternen.... Gesamthelligkeit 5.6 mag. Absolut grandios! (Gerhard Scheerle)
Fotografie: Das enorme Sternengewimmel von M 37 bedarf doch schon den Einsatz von längeren Brennweiten ab 300 mm, um ihn gut aufzulösen und seine wahre Natur aufzeigen. Mit 35 mm-Kameras wirkt er am Besten bei rund 750 mm Brennweite. Er steht dann isoliert vom Umfeld mit voll aufgelöster Sternenpracht da. Auch unter mäßig dunklem Himmel können wir ihn ablichten. Bei Blende 5 mit einem ISO200 bis 400-Film reichen 15 m Belichtungszeit aus.
M 38, NGC 1912, Fuhrmann (Auriga)
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
4100 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 25 Lichtjahre
Anzahl Sterne:
100 Sterne mit
zusammen 2800-
facher
Sonnenleuchtkraft
Hellster Stern:
9.5 mag
Scheinbare Helligkeit: 6.4 mag
Winkelausdehnung: 21'
Koordinaten:
RA: 05h 29m
Dekl.: 35 Grad 50'
Historisches: Der italienische Astronom Giovanni Batista Hodierna zeichnete diesen offenen Sternhaufen erstmals vor 1654 auf. Der französische Astronom Le Gentil entdeckte ihn unabhängig davon im Jahre 1749. Messier nahm ihn im Jahre 1764 in seiner Liste auf.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar, weil zu flächig und zu schwach. (Gerhard Scheerle)
8 x 50 Sucher: Im meinem Sucher zeigt sich ein nicht zu übersehender heller gesprenkelter Nebelfleck in Vollmondgröße. Ein Stern im Nordosten des Haufens sticht bereits deutlich hervor. (Gerhard Stropek)
VdS-Journal Nr. 10
Abb. 3: M 38 (Bildmitte) im Sternbild Auriga (Fuhrmann), aufgenommen von Bernd Koch mit einer Schmidt-Kamera 140 / 140 / 225 mm, 10 Minuten belichtet auf Fujichrome RD 100 Farbdiafilm. Der kleinere Sternhaufen südlich von M 38 ist NGC 1907.
Fernglas 8 x 56: Eine große und relativ flächenschwache diffuse Fläche mit einem Einzelstern von 8.4 mag im Osten. Die Gesamthelligkeit ist 6.4 mag, die Größe 0.4 Grad . Dennoch ist er so auffällig, dass man den Sternhaufen bei einem Himmelsspaziergang selbst entdecken kann. (Gerhard Scheerle)
11 cm Öffnung: 72 Einzelsterne 8.4 bis 11.8 mag stehen in einem 22' großen Feld und sind mit einer hellen, flockigen, diffusen Fläche erfüllt
(Ein Einzelstern 8.4 mag im Nordosten, übrige Einzelsterne ab 9.8 mag, viele schwache Einzelsterne). Er ist in verschiedene Sterngrüppchen untergliedert. Gesamthelligkeit 6.6 mag. (Gerhard Scheerle)
20 cm Öffnung: Im 8 Zoll-SC zeigt sich bei 35x ein kreisrunder lockerer Verbund von ca. 80 durchweg weißen Sternen. Höhere Vergrösserung zerstört den Anblick. In südwestlicher Richtung schließt sich an den Haufen ein Henkel von Sternen an. An dessen
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Scheitelpunkt ist ein sehr kleiner kreisrunder Nebel zu erkennen, der bei 150x in ca. 20 einzelne Sterne zerfällt. (Gerhard Stropek) Ein prächtiger Sternhaufen mit etwa 120 Einzelsternen ab 8 mag. (Gerhard Scheerle)
40 cm Öffnung: Ein herrlicher Sternhaufen! In einem 22' großen Feld sind 208 (!) Einzelsterne 9.8 bis 14.4 mag zu zählen, außerdem steht ein
Stern 8.4 mag am Ostrand. Der Sternhaufen erscheint zum Zentrum wenig konzentriert und ist in mehrere Sterngrüppchen und Sternreihen untergliedert. Im Zentrum sitzt ein leicht rötlicher Stern von 9.8 mag (ähnlich wie in M 37). Die Gesamthelligkeit beträgt 6.4 mag. (Gerhard Scheerle)
Fotografie: M 38 stellt ein lohnenswertes Objekt für
Objektive langbrennweitiger als 135 mm dar. Ab dieser Brennweite können wir ihn bereits auflösen und seine wahre Natur aufzeigen. Mit 35 mm-Kameras wirkt er am Besten bei rund 750 mm Brennweite. Er steht dann isoliert vom Umfeld mit voll aufgelöster Sternenpracht da. Auch unter mäßig dunklem Himmel können wir ihn fotografieren. Bei Blende 5 mit einem ISO-200 bis - 400-Film reichen 10 Minuten Belichtungszeit aus.
M 45, Plejaden, Stier (Taurus)
Objekttyp:
Entfernung: Reale Ausdehnung: Anzahl Sterne:
Offener Sternhaufen 410 Lichtjahre 20 Lichtjahre 300 Sterne mit zusammen 4800facher Sonnenleuchtkraft
Hellster Stern:
2.9 mag
Scheinbare Helligkeit: 1.2 mag
Winkelausdehnung: 110'
Koordinaten:
RA: 03h 47m
Dekl.: 24 Grad 07'
Historisches: Dieser Offene Sternhaufen wird meistens
Plejaden oder Siebengestirn genannt und ist vermutlich so lange bekannt, wie der Mensch den gestirnten Himmel beobachtet. In Mesopotamischer und Babylonischer Geschichtsschreibung tauchen die Plejaden auf und man findet in anderen antiken literarischen Werken den Hinweis auf die Sieben Schwestern, Sieben Sterne
Abb. 4: M 45 (Plejaden) mit Staubnebeln im Sternbild Taurus (Stier), aufgenommen von Bernd Flach-Wilken mit Flat-Field-Camera 1:3,2 / 940 mm, 25 Minuten belichtet auf Kodak TP 6415 (hyp.) Film.
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oder Plejaden. Messier nahm dieses Objekt im Jahre 1769 in sein Werk auf.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Die Plejaden sind ein so auffälliger Sternhaufen, dass sie bei der Betrachtung des Himmels sofort ins Auge stechen. In einer 1.5 Grad großen diffusen Fläche sind mit scharfen Augen normalerweise 6 Einzelsterne zu erkennen, unter besten Bedingungen sogar 11 Sterne! Die Gesamthelligkeit beträgt 1.0 mag. (Gerhard Scheerle) Selbst bei schlechtem Himmel um 4 mag sichtbar, bei Bedingungen ab 5 mag ist ein heller, länglicher Nebel zu sehen, der sich nach Westen hin etwas verbreitert. Ich selbst kann 6 Sterne darin eindeutig erkennen, manche Menschen sollen bei guten Bedingungen 7 Sterne sehen können. (Günter Igel) Auffallend als recht großer Nebel, der beim genaueren Hinsehen eine Ansammlung von 6 Sternen ist. (Andreas Dumm)
Fernglas 8 x 56: Ein wundervoller Sternhaufen, der gerade mit dem Fernglas seine größte Pracht entfaltet. Die Gesamthelligkeit beträgt 1.0 mag. In einem Feld von 1.6 Grad Durchmesser sind bereits 54 Einzelsterne 3.0 bis 9.2 mag erkennbar, darunter viele helle Sterne. Der hellste Stern Alkyone zeigt sich bei genauer Betrachtung als Vierfachstern, und im Zentrum der Plejaden sieht man einen Doppelstern. Der Sternhaufen scheint allgemein mit einer gleichmäßigen diffusen Aufhellung erfüllt, wobei es sich aber wohl nicht um die Plejadennebel handelt, denn der Meropenebel (NGC 1435) als hellster Nebelteil hebt sich nur bei besten Sichtbedingungen ab, dann aber in der von Fotografien her bekannten Form südlich von Merope. (Gerhard Scheerle) Etwa 20 Sterne sind zu erkennen. Ihre Anordnung erinnert ein wenig an den kleinen Wagen. (Andreas Dumm)
Fernglas 16 x 70: Die Plejaden sind ein typisches Fernglasobjekt. Bei meinem 16 x 70 füllen sie etwa das halbe Gesichtsfeld von 4 Grad aus. Ein wunderschöner Anblick! Vor leicht diffusem Hintergrund sind um die 100 Sterne und Sternchen zu erkennen. Auffallend ist eine kleine Sternenkette im Süden, die wie eine Art ,,Nabelschnur" aus
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den Plejaden herausragt. Im Westen von Alkyone ist ein schönes Sterndreieck. Die typischen Reflexionsnebel sind ohne Filter nur diffus angedeutet, aber nicht wirklich zu sehen. (Günter Igel)
9 cm Öffnung: Im Vergleich zum Anblick im Fernglas sowohl im Neun-Zoll-Maksutov als auch im 90 mm-Meade ETX eher enttäuschend! Der gesamte Sternhaufen geht beim ETX nicht vollkommen in das Gesichtsfeld des 40er Okulars und beim Mak schon gar nicht. Man kann also nur Teilbereiche der Plejaden betrachten, so dass man auf den überaus ästhetischen Anblick im Fernglas verzichten muss. Allerdings sind mit UHC-Filter die Nebel etwas besser zu sehen, vor allem um Alkyone. Da es sich aber um Reflexions-nebel handelt, dürfte dies wohl nur auf den verdunkelten Himmelshintergrund zurückzuführen sein. (Günter Igel)
11 cm Öffnung: Ein wahrhaft brillanter Sternhaufen mit vielen hellen blauen Sternen. In einem Feld von 1.8 Grad Durchmesser sind 126 Einzelsterne 3.0 bis 11.4 mag zu zählen, darunter sechs sehr helle Sterne 3.0 bis 4.4 mag. Der Sternhaufen ist so groß, dass er auch bei V = 45 x nicht ins Gesichtsfeld passt. Die Gesamthelligkeit beträgt 1.4 mag. (Gerhard Scheerle)
22 cm Öffnung: Im Teleskop ist der offene Sternhaufen schon bei niedrigster Vergrößerung (33 x) zu groß, um noch im Ganzen gesehen zu werden. Dadurch verliert er viel an seinem Reiz. Der Gesamteindruck geht verloren. (Andreas Dumm)
33 cm Öffnung: Bei 50facher Vergrößerung ist das Gesichtsfeld leider etwas zu klein; im 7 x 50-Sucher wesentlich schöner. Im Teleskop: Halos um die hellsten Sterne, sowie diffuse Nebelmaterie südlich von Merope sind deutlich sichtbar. Prachtvoll! (Dirk Panczyk)
40 cm Öffnung: Die Plejaden sind so groß, dass sie nur ausschnittsweise ins Bildfeld passen. Die Sterne stehen so locker, dass kein Sternhaufen-Effekt mehr vorhanden ist. Allein die Fülle sehr heller Sterne auf relativ engem Raum fasziniert. Es sind mehrere Doppelsterne bequem beobachtbar: Alkyone (4 Sterne), ein Sternpaar im
Zentrum (03h 46.3m, +24 Grad 11') sowie der nördlichste Stern der ,,Leiter" (= Sternkette südlich von Alkyone) (03h 47.41m, +23 Grad 54.9'). Von den Plejadennebeln ist nur der Meropenebel (NGC 1435) als schwache Aufhellung erkennbar, aber nur mit einem Deep-Sky-Filter. (Gerhard Scheerle)
Fotografie: Für M 45 kommen die kurzbrennweitigen Kameraoptiken zum Zuge. Ab 28 mm erkennen wir bereits die einzelnen Mitglieder und bis 600 mm Brennweite können wir ihn noch schön isoliert vom Umfeld ablichten. Darüber wird es schon eng und ab 1.000 mm werden allerdings nur noch Ausschnitte der Plejaden erkennbar. Die blauen Reflexionsnebel, die M 45 einhüllen, erfordern einen blauempfindlichen Film. Der beliebte Elite 200 Diafilm geht aber auch gut, wenn der Himmel dunkel genug ist und wir voll ausbelichten können. Bereits wenige Sekunden Belichtungszeit reichen allerdings in der fortgeschrittenen Dämmerung für die Abbildung der helleren Sterne aus.
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2002 NY40 lässt grüßen ...
Am 18. August 2002 gegen 8:00 UT ist der erst am 14. Juli 2002 entdeckte etwa 700 m durchmessende Kleinplanet 2002 NY40 an der Erde vorbei gezogen. Und das extrem dicht, nur in etwas mehr als der mittleren Entfernung des Mondes von der Erde. So dicht, dass seine Bewegung vor dem Sternenhintergrund mit dem Auge am Okular des Teleskops direkt zu verfolgen war. Einige Beobachter beschreiben das Erleben dieser ,,kosmischen Dynamik" als sehr tief und bewegend, ,,... das Schönste seit der letzten Sonnenfinsternis!"
Das ,,Near-Earth Object" (NEO) wurde heller als 10. Größenklasse und war so auch mit kleinen Teleskopen erfassbar. Ein Feldstecher reichte wegen der meist hohen Sterndichte im Hintergrund seiner Bahn dazu aber nicht aus. Die VdS verschickte am 10. August das Schnellzirkular Nr. 5, in dem die Mitglieder u. a. über die Bahn dieses kosmischen Felsbrockens informiert wurden.
Hier nun eine kleine Sammlung aus den bei der Redaktion eingegangenen Beobachtungen. Viel Spaß beim Lesen und Ansehen.
Ihr Werner E. Celnik
VdS-Journal Nr. 10
Abb. 1 (oben): 2002 NY40 am 17.8.2002 um 21:30:15 UT. Markus Griesser in Winterthur belichtete die Kleinplanetenspur 60 Sekunden mit einer AP8p CCD-Kamera an einem 40-cm-Hypergraphen bei f/5,8.
Abb. 2 (links): 2002 NY40 am 15.8.2002 von 1:40:26 bis 2:34:14 UT. Bernd Thinius in Potsdam setzte die Kleinplanetenspur aus 50 Einzelbildern zusammen, die er je 45 Sekunden mit einer CB245 CCD-Kamera an einem 8" SC-Teleskop bei f/6.3 belichtete.
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Abb. 4: 2002 NY40 am 17.8.2002 um 22:20 Uhr. Reinhard Hinterreiter in Traunwalchen belichtete die Kleinplanetenspur 120 Sekunden mit einer Pictor 416XTE CCD-Kamera an einem 10" SC-Teleskop bei f/6.3.
Abb. 3: 2002 NY40 zieht am 17.8.2002 an M 71 vorbei. Christian Harder belichtete die Kleinplanetenspur in Fintel von 21:47 - 21:54 UT an einem 100 / 540-mm-Refraktor 7 Minuten lang auf TMax-400 S/W-Film.
Abb. 5: 2002 NY40 am 17.8.2002 um 22:32:55 und 22:38:31 Uhr, Giovanni Caronti aus Ettlingen fotografierte mit einer Pictor 416 xt CCD-Kamera an einem LX 200 Teleskop (f/10), reduziert auf f/3.3 (Brennweite 825 mm), das Gesichtfeld beträgt ca. 29 Bogenminuten, die Belichtungszeit 120 Sekunden. Bildbearbeitung mit Darks und Flats mit AstroArt, kleine Korrekturen mit PhotoShop.
Abb. 6 (oben): 2002 NY40 am 17.8.2002 um 23:12:40 UT (Belichtungsbeginn). Erich Meyer und Erwin Obermair in Davidschlag belichteten 30 Sekunden mit einem 60 cm-f/3.3Spiegel und ST-6 CCD, Nachführung auf den Kleinplaneten.
Abb. 7 (rechts): 2002 NY40 am 17.8.2002. Stefan Binnewies und Jens Moser belichteten an einem 105-mm-APO-Refraktor bei f/6 40 Minuten lang auf Ektachrome 200 prof. Farbdiafilm (6x6, Push-1-Entwicklung). Der Aufnahmeort liegt in der Eifel.
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Abb. 8: 2002 NY40 am 17./18.8.2002. Andreas Vogel und Sandra Erdmann fotografierten die Reihenaufnahme an der Sternwarte Langwedel an einem 14" SC-Teleskop von Heinz Struckmann mit einer ST-8 CCD-Kamera. Sie belichteten jeweils 5 Sekunden. Die Lücke entstand durch eine Dunkelbildaufnahme.
Abb. 9: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 0:42:42 UT. Helmut Denzau in Heisingen belichtete 20 Sekunden mit 14" SC-Teleskop bei 1.946 mm Brennweite und ST-6B CCD-Kamera. Er führte dabei auf den Kleinplaneten nach.
Abb. 10: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 0:48 UT. Frank Andreas (Sternwarte Crimmitschau) belichtete die Kleinplanetenspur 30 Sekunden mit einer ST-7 CCD-Kamera (2 x 2 -Binning) an einem 20 cm-Newton-Teleskop f/4.
Abb. 11: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 1:27 UT. Andre Knöfel und Thomas Payer beobachteten in Essen an einem 32 cm f/5.7Newton und ST-6 CCD, sie belichteten diese Kleinplanetenspur 60 Sekunden lang.
VdS-Journal Nr. 10
Abb. 12: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 1:38 Uhr. Die Aufnahme im Sternbild Vulpecula (Füchschen) hat Peter Schramm (Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins) mit einer Digitalkamera (Olympus E10) aufgenommen. Er belichtete 30 Sekunden bei automatisch gewählter ISO-Einstellung. Die Kamera hat er ans Okular gehalten. Aufnahmeinstrument war das 600 mm-Teleskop (mit 80 mm-Okular) auf dem Kleinen Feldberg im Taunus.
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Abb. 13: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 1:38, 1:39 und 1:41 UT. Jörg Kopplin belichtete drei Einzelaufnahmen je 45 Sekunden lang mit einem 8"-SC-Teleskop bei f/3.5 und einer CCDKamera vom Typ StarlightExpress MX7C (mit IR-Sperrfilter) und fügte sie zu einem S/W-Komposit zusammen. Aufnahmeort war Altenburg (50 Grad 59' 06" N, 12 Grad 25' 12" E). Die visuelle Grenzgröße betrug lediglich 4 mag. Bildbearbeitung mit MaxIm DL und AstroArt.
Abb. 14: 2002 NY40 am 18.8.2002 um 2:30:00 / 2:30:36 / 2:31:11 / 2:31:45 / 2:32:20, jeweils UT. Andre Knöfel und Thomas Payer beobachteten in Essen an einem 32 cm-f/5.7-Newton und ST-6 CCD, sie belichteten ca. 0.5 Sekunden je Einzelbild und fertigten dieses Summenbild aus 5 Einzelaufnahmen an.
Beobachtung des Asteroiden 2002 NY40 am 18.8.2002, 00:44 - 00:51
von Herbert Burkhard
Start: 00:44, Belichtungszeit: 4 Sekunden, ohne Autoguiding. So die Daten der Aufnahme in Abbildung 1.
Instrument: LX200 10" + Foc. Red. f/6.3, kein Filter. CCD-Kamera: Starlight-Xpress MX916, 2 x 2 Binning; Pixel: 11.6 x 11.2 µm2
( ~ 3" x 3" ) Ort: Darmstadt-Eberstadt geogr. Breite: 49 Grad 52' 12" geogr. Länge: -08 Grad 39' 11"
Kommentar zum Bild selbst: Erste Detektion des Asteroiden NY40 (Norden ist oben, Osten links). StartKoordinaten: RA: 19h 46m 51.203s, Dekl.: +20 Grad 47' 47.48" (kurzer roter Pfeil), Winkel: 296.713344 Grad , 20.796522 Grad . Die Größe des im Bild dargestellten Himmelsausschnitts beträgt 14' x 19'. Die Projektion der Bahn des Asteroiden 2002 NY40 auf die Bildebene wird durch die jeweils 30 Sekunden dauernden Belichtungen der 6 Spurstücke im Bild dargestellt. Die Unterbrechungen rühren von der jeweiligen Dauer für die Abspeicherung der 8 Einzelaufnahmen her. Zum Schluss wurden alle Aufnahmen aufaddiert zu dem vorliegenden Bild. Die scheinbare Winkel-Geschwindigkeit, mit der der Asteroid durch das Gesichtsfeld zieht beträgt Vs = 3' 17" (+- 6") / Minute (Mittelwert aus den 6 Spurstücken).
Der Anfang des ersten 30-sekündigen Spurstücks hat die Koordinaten RA: 19h
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46m 41.616s, Dekl.: +20 Grad 49' 38.99" (296.673400 Grad , +20.827498 Grad ), das Ende des 6. Spurstücks hat die Koordinaten: RA: 19h 45m 45.0s, Dekl.: +21 Grad 00' 37.24" (296.437500 Grad , 21.010344 Grad ). Der zentrale (hellste, 8.56 mag) Stern im Bild ist TYC 1627-2754-1 (= HIP 97288 = SAO 87693) (Koordinaten RA: 19h 46m 19.404s, Dekl.: +20 Grad 55' 35.26"). Die Astrometrie wurde mit `AstroArt` und dem darin enthaltenen GSC-Katalog vorgenommen (Epoche des Datums). Das Objekt (GSC 1627-2685, 13.13 mag) unmittelbar hinter dem Ende (in Verlängerung nach rechts) des zweiten Spurstücks (roter Pfeil von oben) hat die Koordinaten 19h 46m 24.11s, +20 Grad 53' 03.77". Der Asteroid sollte sich, berechnet mit den in Tabelle 1 angegebenen Bahnelementen, diesem Stern auf einer weiter südlich verlaufenden Bahn bis auf ca. 10" nähern (nachdem er vorher den Stern TYC 1627-2867-1 (roter Pfeil von unten) mit den Koordinaten 19h 46m 27.797s, +20 Grad 52` 07.18" (11.84 mag) bedeckt haben sollte: < 2", was aber nicht beobachtet wurde). Tatsächlich ist der Winkelabstand des Sterns GSC 1627-2685 auf der CCDAufnahme (roter Pfeil von oben) aber geringer als 1 Pixel, also 3" von der Asteroidenbahn. Der mit Hilfe von `SkyMap Pro 8` bestimmte Zeitpunkt sollte 0:48:24 sein. Aus den Beobachtungen
Elemente aus Zeitraum vor Annäherung 2002 NY40 Orbital Elements (Verwendung in `SkyMap Pro 8`)
Elemente aus Zeitraum nach Annäherung NEO-DYS Parameter (6.9.2002)
T:
2002, Juli 15
JD:
2452497.5 (Epoche)
M:
332.261 Grad
341.555 Grad 11.8.02, 12h
341.566906 Grad 18.8.
a:
2,03972 AU
2,0398 AU
e:
0.710135
0.710154
w:
268.279 Grad
268.281 Grad
W:
146,858 Grad
146.856 Grad
i:
5.772 Grad
5.772 Grad
Tabelle 1 Bahnelemente von 2002 NY40.
geht aber ein etwas anderer Zeitpunkt hervor. Dieser liegt ca. 2 Minuten früher. Leider habe ich die Zeit in der Hektik der Messungen nur recht ungenau bestimmt. Möglicherweise decken sich aber diese Ergebnisse mit denen anderer Beobachter. Interessanterweise reicht aber z. B. eine Variation der Exzentrizität e vom Wert 0.710135 auf den Wert 0.7101349 (d. h. um 1 x 10-7), um die berechnete Bahn mit der beobachteten in Übereinstimmung zu bringen. Das bedeutet aber, dass man mit extrem hoher Genauigkeit rechnen muss, um verlässliche Vorhersagen machen zu können, zumal die anderen Bahnparameter ähnlichen Einfluss haben. Man kann also
hier mit der Rechnung recht zufrieden sein. Mit Hilfe der neuesten (6.9.2002) NEODys-Bahnparameter (Epoche 11.8.2002, rechte Spalte in Tab. 1) ergibt sich eine Bahn, die wesentlich besser zu den Beobachtungen passt. Der Stern GSC 1627-2685 (roter Pfeil von oben) wird hinreichend nahe passiert und gleichzeitig verschiebt sich der Zeitpunkt der Annäherung auf 00:46:44. Dies ist mit den Beobachtungen gut verträglich.
Bestimmung und Auswertung der scheinbaren Geschwindigkeit von 2002 NY40
- Beobachtung in vier aufeinander folgenden Nächten
von Hans-Günter Diederich
Planetoiden lassen sich auf verschiedene Weise beobachten und diese Beobachtungen auswerten: suchen, entdecken, identifizieren, Position messen (Astrometrie), photometrieren (Rotationslichtkurven), Bahnelemente bestimmen, mit Mehrfachbelichtung als Punktspur bzw. Strichspur darstellen, eine Animation erzeugen [1] und vielleicht noch mehr. Der nahe Vorbeiflug von 2002 NY40 war die Gelegenheit einmal die Geschwindigkeit, nicht die Bahn - sondern die sichtbare, die scheinbare Geschwindigkeit, auszuwerten und mich überraschen zu lassen, was dabei dann herauskommen würde. Natürlich ließe sich das auch ohne Teleskop mit den vom MPC herausgegebe-
VdS-Journal Nr. 10
nen Werten bewerkstelligen, aber es sollten ausschließlich eigene Aufnahmen Verwendung finden, um den Erlebniswert zu steigern. An vier aufeinanderfolgenden Nächten nahm ich mehrere Bildserien mit einem 7" Mak und der ST-7 auf. Die Einzelbilder wurden zu Punktspurbildern kombiniert, wobei die
Abb. 1: Punktspuraufnahme, beschriftet mit Zeit und Pixelkoordinaten
B E O B A C H T E R F O R U M 103
Sekunden war bereits
zu lang, als 2002
NY40 aus nächster
Nähe auf die Erde
zuraste!
Abbildung 1 wurde
aus mehreren im
gleichen zeitlichen
Abstand aufgenom-
menen Einzelbildern
als ,,Mehrfachbe-
lichtungs"-Auf-
nahme kombiniert.
Der
Planetoid
bewegte sich von
rechts nach links. An
seiner ersten und
letzten Position sind
Datum und Uhrzeit
Abb. 2:
in UTC sowie die
Montage zweier Punktspurbilder: Die scheinbare
Pixelkoordinaten
Geschwindigkeit nimmt zu!
angeschrieben. Die
Schrittweite beträgt
12,5 Sekunden. Da
,,Punkte" in der letzten Nacht als Folge konnte man in der Tat am Monitor der
von Bewegungsunschärfe deutlich elon- Bewegung zuschauen.
giert wurden. Eine Belichtungszeit von 2 Im Bildbearbeitungsprogramm werden die
,,Pixelkoordinaten" für jeden Bildpunkt ausgegeben, auf den man den Mauszeiger setzt. Daraus errechnet sich der Abstand, am einfachsten mit einer Tabellenkalkulation. Das geht schneller und ermöglicht anschließend noch weitere Rechenschritte. Die Geschwindigkeit ist Abstand der beiden punktförmigen Abbildungen des Planetoiden durch die Zeit, welche das Objekt benötigte, um von der ersten zu der zweiten Position zu gelangen. Und diese Zeit wird dem FITSHeader der im .fit-Format gespeicherten Einzelaufnahme entnommen. Alles gelangt über die Zwischenablage schnell und schreibfehlerfrei in die Tabellenkalkulation. Das Ergebnis ist dann die ,,Pixelgeschwindigkeit" (Pixel pro Sekunde). Da in allen vier Nächten dasselbe Teleskop und dieselbe CCD-Kamera zum Einsatz kamen, blieb der Abbildungsmaßstab erhalten. Die Werte der Pixelgeschwindigkeit konnten somit ohne Umrechnung problemlos miteinander verglichen werden. Da die Bildbreite mit ca. 8 Bogenminuten bekannt war, konnte die scheinbare Geschwindigkeit auch in Bogenminuten
URL www.teleskop-service.de Mail info@teleskop-service.de
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pro Minute bestimmt werden: es ergab sich ein Wert von 4,3' / m. Der aus der Ephemeride vom MPC für den Odenwald berechnete Wert beträgt 4,25' / m. Das war ja gar nicht so weit auseinander. Die aus den eigenen Aufnahmen bestimmten Pixelgeschwindigkeiten sind in der Tabelle 1 für alle vier Nächte zusammengestellt. Es ist zu erkennen, dass - nicht unerwartet - in der letzten Nacht die scheinbare Geschwindigkeit immer schneller zunimmt. In der Abbildung 2 habe ich versucht, dies augefällig zu visualisieren. Zwei zeitlich aufeinander folgende Mehrfachbilder wurden untereinander montiert und jeweils eine Abbildung des Planetoiden aus beiden Bildern durch eine Linie verbunden. Aus der sich ändernden Neigung dieser Verbindungslinie ist die Veränderung der scheinbaren Geschwindigkeit von 2002 NY40 deutlich zu erkennen. Die Größe dieses Effektes überraschte mich. Spätestens jetzt war es erforderlich, die Geschwindigkeitswerte der gesamten Nacht in einem Diagramm darzustellen (Abb. 3). Das Diagramm in Abbildung 3 lässt die immer schneller steigende Geschwindigkeit erkennen. Eine Aufnahmepause wurde von Hand mit den roten Kurvenstücken ergänzt. War diese Zunahme der scheinbaren Geschwindigkeit die Folge der Anziehungskraft der Erde? Oder nur ein Projektionseffekt? Zur Lösung nahm ich einfach an, dass sich die Bahngeschwindigkeit von 2002 NY40 beim Vorbeiflug an der Erde nicht ändert.
Datum / UTC 2002.08.14 2002.08.14 2002.08.16 2002.08.16 2002.08.16 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18 2002.08.18
Zeit / UTC 21:47:28 21:57:11 00:35:19 23:46:35 23:59:55 00:28:40 00:33:30 00:36:02 00:38:46 01:18:01 01:20:04 01:32:00 01:43:31
Geschwindigkeit (Pixel / s) 0,04 0,04 0,08 0,22 0,22 2,27 2,27 2,29 2,28 2,51 2,56 2,60 2,69
Tabelle 1: Die aus den eigenen Aufnahmen bestimmten Pixelgeschwindigkeiten für alle vier Nächte
Mit etwas Geometrie und der Tabellenkalkulation entstand auf die Schnelle der in Abbildung 4 dargestellte Kurvenverlauf. Der Vergleich dieses Modells mit der gemessenen Kurve zeigt, dass sich 2002 NY40 noch ein weites Stück von seiner größten Annäherung an die Erde entfernt befindet. Die Geschwindigkeitszunahme ist ungebrochen und noch nicht ,,umgekippt", um später dann (von mir nicht mehr beobachtet) beim kleinsten Abstand zur Erde (,,querab") im Maximum der scheinbaren Geschwindigkeit ein Minimum zu durchlaufen. Aus der Beobachtung eines Planetoiden im engen Vorbeiflug an der Erde lässt sich einiges an
Ergebnissen herausholen. Werden alle sich dem Sternfreund bietenden Möglichkeiten eingesetzt, ergibt sich ein multimediales Ereignis, das man so schnell nicht wieder vergisst. Schließlich bekommen wir nicht jeden Tag einen solchen Besuch.
Literaturhinweise: [1] http://members.aol.com/hgdPHA/2000
QW7_ anim.gif
Abb. 3: Entwicklung der scheinbaren Geschwindigkeit in der letzten Nacht (rote Kurvenstücke zum Füllen einer Beobachtungslücke nachträglich eingezeichnet)
Abb.4 Modell der scheinbaren Geschwindigkeit (unter der Annahme einer konstanten Bahngeschwindigkeit von 2002 NY40)
VdS-Journal Nr. 10
B E O B A C H T E R F O R U M 105
Der Mond und die ,,X"-Files
von Frank Wagner
In der Ausgabe Nr. 8 des VdSJournals (I/2002) wurde das Schattenkreuz beim Krater Apollonius vorgestellt.
Während ich den Bericht las, fing ich an zu grübeln. Ich hatte doch auch mal ein ,,X" auf einem meiner Bilder gesehen, bei meinen Mondbeobachtungen bin ich mehrmals über ein ,,X" gestolpert. An Hand der Bilder und einer Mondkarte bzw. einem Mondatlas wollte ich die Krater, die für dieses Phänomen verantwortlich waren, identifizieren.
Da ein Teil der Bilder überbelichtet ist, habe ich mir per Kopierer eine Vergrösserung für die Beschriftung angefertigt, auf der ich erkannte Krater benennen konnte. Da das ,,X" bei ca. 1 Grad Ost und 27 Grad Süd liegt, kamen nur die Ränder der Krater Blanchinus, Purbach und La Caille in Frage. Die Aufnahmen entstanden jeweils ca. 15 bzw. 17 Stunden vor dem Ersten Viertel. Also sollte es möglich sein, dieses ,,X" öfter zu beobachten.
Abb. 1: Mondterminator am 15.11.1999 um 17:10 UT, aufgenommen von Frank Wagner mit 8" SC-Teleskop und 32 mm-Plössl-Okular auf Kodak TP 2415.
Ein weiteres ,,X" fand ich in der Nähe des Kraters Fra Mauro. Diesmal stand der Mond kurz vor dem oder genau im Letzten Viertel. Die genauen Aufnahmedaten liegen leider nicht vor. Die Koordinaten gebe ich mit 5 Grad Süd und 15 Grad West an. Es handelt sich um die Hochebene nordwestlich des Kraters Fra Mauro. Man könnte meinen, der Mond wollte den Astronauten der Apollo-Missionen 13 und 14 sagen: ,,Hallo, hier müsst ihr landen!" Auch hier kann man, so das Wetter es zulässt, öfter bei einer Beobachtung sein Glück versuchen.
Abb. 2: Mond-,,X" am Terminator im Fra Mauro Gebiet, aufgenommen von Frank Wagner mit 8" SC-Teleskop mit Okularprojektion.
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Bericht eines ,,Neulings"
von Stefan Schmidt
Immer wieder, insbesondere aber im VdSJournal Nr. 8 (I/2002), wurde bemängelt, dass es zuwenig Berichte von und für Einsteiger in die Astronomie gibt. Deshalb hier nun dieser Artikel. Ich bin 21 Jahre alt und beschäftige mich seit rund sieben Jahren mit Astronomie und habe wie viele andere auch, mit einem billigem 2"-Kaufhausfernrohr angefangen. An gute Bilder oder eine stabile Montierung war da natürlich nicht zu denken. Ein stabiles Fotostativ und eine selbstgebastelte Kupplung sorgten da schon für deutliche Verbesserungen, zumal mein Schwerpunkt auf der visuellen und nicht der fotografischen Beobachtung liegt. Mein Beobachtungsort liegt im Sauerland, leider Tal-Lage und am Rand einer 20.000 Einwohner zählenden Kleinstadt. Die besten Ergebnisse aus diesem lichtverschmutzten Umfeld waren 5.6 mag mit bloßem Auge und 10.4 mag mit dem Fernrohr. Meine Beobachtungen beschränkten sich damals auf offene Sternhaufen und die Planeten. Und auch wenn die Beobachtungserfolge eher dürftig waren, so habe ich mit dem billigem Fernrohr etwas (wie ich finde) sehr wichtiges gelernt, nämlich die Methode des ,,Star-hopping". Es gibt immer irgendwelche einfachen geometrischen Figuren wie Dreiecke, Bögen oder Rechtecke um von einem hellen Stern zum gewünschten Objekt zu kommen. Und wenn man mit einer Figur nicht weiter kommt, so nimmt man halt mehrere. Diese Methode hat außerdem den Vorteil, dass man sich den Himmel genau anschauen muss und ihn auf diese Weise viel besser kennen lernt als mit einem computergesteuerten Teleskop. Ein erschüttendes Erlebnis auf dem ITV 2001 zeigte mir, dass ich auf dem richtigen Weg bin. Ohne Fernrohr oder Sternkarten angereist, überließ mir ein Düsseldorfer Sternfreund sein 8"-Dobson zur Beobachtung. Das war für mich das erste Mal, dass ich mit so viel Öffnung beobachtete. Neben mir stand jemand mit einem computergesteuerten 8"-Schmidt-Cassegrain. Wir versuchten beide, M 51 zu finden, was mir auch gelang. Und während ich mich nach einiger Zeit an M 81 / M 82 und schließlich auch noch M 108 und M 97 labte, ohne Karte als Hilfsmittel(!), hatte der Sternfreund neben mir es trotz Computerunterstützung noch nicht ge-
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schafft M 51 aufzutreiben. Ich musste ihm schließlich das Objekt einstellen. Technik ist halt nicht alles, man muss damit auch umgehen können! Und einige Grundkenntnisse am Himmel sind immer zu gebrauchen. Ich habe einige Stunden damit zugebracht, nur die Sternbilder und ihre Lage am Himmel zu beobachten. Auch schwache Sternbilder wie die Fische oder der Wassermann sind dann bei nicht so guten Bedingungen immer noch zu finden. Der Führerschein und der Erwerb eines 4"f/10-Refraktors von Vixen aus einem Notverkauf haben mir dann jedoch ganz andere Möglichkeiten gegeben. Zum Beobachten fahre ich nun immer 10 km aus der Stadt auf unseren Hausberg. Die Tatsache, dass ich dort von 500 m ü. NN statt nur 250 m ü. NN beobachte, hat sich schon in einigen nebeligen Nächten bezahlt gemacht. Und da die Lichtverschmutzung aus der Nachbarschaft ebenfalls fehlt, lohnt es sich, erst alles ins Auto zu packen um zu meinem Beobachtungsplatz zu kommen. Hier oben werde ich dann mit durchschnittlich 5.5 - 5.6 mag im Zenit belohnt. Der beste Wert lag übrigens mal bei 6.3 mag im Zenit. Ich denke ich kann zufrieden sein. Mit dem 4"Refraktor nehme ich hemmungslos alles aufs Korn was sich anbietet, egal ob offener Sternhaufen oder Planetarischer Nebel. Aus der Galaxie NGC 3593 (5' x 2' bei 11.8 mag laut Guide 7.0) war trotz guter Bedingungen natürlich nicht mehr allzu viel heraus zu holen, aber ich habe ja auch nur mit 4" beobachtet. Eine kleine Leidenschaft scheint sich aber doch zu bilden, nämlich offene Sternhaufen jenseits von M oder gar NGC auf-
,,Hallo ... Mistel MOS. Blingen Essen aus China-Lestaulant. Mistel KOS Mis
mitblingen übelsetzen Betliebsableitung fül gloße ChinaLeflektol!!!"
zustöbern. Die Tatsache, dass diese Sternhaufen keine M- Nummer tragen, heißt ja nicht automatisch, dass sie deshalb kleiner oder schwächer sein müssen als vergleichbare Sternhaufen mit M-Nummer, nur liegen sie meist etwas ab vom Schuss und werden deshalb nicht aufgesucht (s. o.). Dabei ist ein Trumpler- oder ein BaselSternhaufen durchaus interessant. Auch wenn die Messier Objekte die Paradeobjekte für diverse Objekttypen sind, so finde ich es doch wesentlich spannender ein möglicherweise kleineres und etwas schwächeres Objekt aufzustöbern und zu beobachten. Aber auch die Planeten bereiten mir jede Menge Vergnügen - dank meines kleinen billigen Kaufhausteleskops. Ich habe mir angewöhnt, jede erdenkliche Kombination von Okularen und Filtern am 4"-Refraktor auszuprobieren, auch die billigen Okulare des Kaufhausteleskops, der schmale Geldbeutel lässt halt nicht mehr zu! Und während zwei Okulare ein dem Preis entsprechendes Bild erzeugen, bringt das 4mm-Okular am großen Fernrohr nicht nur eine Vergrößerung von 250x, sondern auch ein durchaus akzeptables Bild. Saturn kann so schön sein! Egal ob CassiniTeilung, unterschiedliche Ringhelligkeiten oder der Ringschatten auf der Planetenoberfläche, alles kein Problem mit etwas Experimentierfreude. Als abschließender Rat an alle Einsteiger kann man vielleicht sagen, dass man sich als Neuling um Kontakte zu erfahrenen Sternfreunden kümmern sollte, über die VdS ist dies ja kein Problem. Und etwas Geduld sowohl beim Beobachten als auch dem ganzen Drumherum ist ebenfalls förderlich um unser Hobby voll auszukosten.
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Superstarcluster M82 A mit 135mm-Kleinbildobjektiv nachgewiesen
von Hans-Günter Diederich
Ein H-Filter wirkt in der Deepsky-
nimmt gezielt ein IR-Bild auf, dann
Fotografie Wunder. Zwar kann es
wird stattdessen das sichtbare Licht
bei der visuellen Beobachtung nicht
von der Belichtung ausgeschlossen.
eingesetzt werden, mit ihm sind
Sind Adapter, Kamera und Klein-
aber selbst bei hellem Mondschein
bildobjektiv vorhanden, sollte man
CCD-Aufnahmen von Emissions-
zuhause unbedingt ein weiter ent-
nebeln möglich, insbesondere auch
ferntes Objekt aufnehmen und sich
dann, wenn als Optik kein Teleskop
den Fokuspunkt auf der Entfer-
sondern ein handelsübliches
nungsskala mit einem weißen Filz-
Kleinbildobjektiv verwendet wird.
schreiber markieren. Insbesondere
Es lohnt sich hiermit zu experimen-
bei Zoomobjektiven kann es bei län-
tieren. Viele dieser Objekte sind für
geren Brennweiten passieren, das
ein langbrennweitiges Teleskop viel
der Fokus nicht zu erreichen ist (mit
zu groß. Kleinbildobjektiv mit
IR-Sperrfilter testen). So vorbereitet
CCD-Kamera ist hier die erste
steht einem astronomischen ,,first
Wahl.
light" nichts mehr im Wege. Und
Ein anderer Einsatzbereich ergibt
nun wieder zurück zu M 82.
sich beim Photometrieren von
Der Vergleich beider Aufnahmen
Mirasternen im Maximum, die hier
(mit IR-Sperrfilter und mit H-
so hell werden, dass sich im kleinen
Filter) war dann wieder einmal eine
Gesichtsfeld des Teleskops keiner Abb. 1:
der unerwarteten und positiven
der geeigneten annähernd ebenso Starburst-Galaxie M 82 mit Superstarcluster M 82 A, Überraschungen, die alle sonstigen
hellen Vergleichssterne findet. Mit C, E und F, unten mit großem Teleskop, oben M 82 A Mühen und wetterbedingten Fehl-
einem 50-mm-Kleinbildobjektiv ist mit einem 135 mm-Kleinbildobjektiv aufgenommen schläge vergessen lassen: Während
das aber auch bei kleiner Chipfläche (Details im Text).
auf der ,,ungefilterten" Aufnahme
kein Problem mehr.
der zentrale Dunkelstreifen der
Aus Überlegungen dieser Art und nach ist aber ein sehr praktisches Merkmal die- Galaxie so eben zu erkennen ist, dominiert
ersten Deepsky-Erfahrungen bei Vollmond ser CCD-Kamera. Die Verbindung zwi- im H-Bild eine sehr helle Punktquelle.
kam ich im Sommer 2002 auf die Idee, mit schen Kleinbildobjektiv und Kamera wird Die Überprüfung der Position ergab als
einem 135-mm-Zoomobjektiv eine bis auf durch einen Adapter hergestellt, der ein Quelle der H-Emission das Super-
das IR-Sperrfilter ,,ungefilterte" CCD- 1,25"-Filtergewinde trägt. Verfügt das starcluster (SSC) M 82 A, in dem massive
Aufnahme von der ,,Starburst-Galaxie" M zuerst eingeschraubte Filter ebenso über Sternbildung stattfindet. SSC werden als
82 durchzuführen und in der folgenden ein Filtergewinde, kann ein zweites Filter frühe Vorstufen späterer Kugelsternhaufen
Nacht mit einem H-Filter zu wiederho- eingeschraubt werden. Für Farbaufnahmen angesehen und sind auch für die Fach-
len. Kleinbildobjektiv und die ST-7 befan- ist das von Bedeutung, weil viele RGB- astronomie von großem Interesse.
den sich huckepack (piggy-back) auf Filter im Infraroten (IR) wieder ,,aufma- Der untere Teil der Abbildung zeigt eine
einem azimutal montierten und nicht nach- chen". Und viele CCD-Chips, so auch der mit dem 12-Zoll-SCT gewonnene ungefil-
geführten Teleskop. Es handelte sich also meiner Kamera, sind im auch im nahen IR terte CCD-Aufnahme (12"-SCT, ST-8,
um einfachste Verhältnisse. Ich war neu- noch empfindlich. Das kann einen Integrationszeit 400 Sekunden), in der
gierig, welcher Unterschied sich aufgrund Farbstich verursachen. Und selbst bei neben M 82 A noch drei weitere, allerdings
des H-Filters bei dieser unzureichend Schwarz-Weiß-Aufnahmen stört das, denn schwächere SSC markiert sind. Darüber
kurzen und dem Objekt völlig unangemes- ein Kleinbildobjektiv ist ja ein Refraktor wurden die passenden Ausschnitte der
senen Brennweite ergeben würde, wenn da mit vielen Einzellinsen und im Visuellen Kleinbild-CCD-Aufnahmen (elektronisch
überhaupt etwas zu sehen sein sollte. Also korrigiert, aber keinesfalls im nahen IR. vergrößert) eingeklebt. Beide entstanden
ein durch und durch ,,experimenteller Manche Objektive weisen eine zweite mit einem 135-mm-Zoomobjektiv bei
Ansatz".
Entfernungsskala für IR-Aufnahmen auf. f/3.5 und mit einer ST-7. Die Integra-
Den Leser muss ich allerdings warnen: Er Daran kann man ersehen, dass die tionszeit betrug jeweils 1200 Sekunden.
wird kein ,,hübsches Bild" zu sehen Fokuseinstellungen für beide Wellen- Wenn bei solch extremen Objekten zwar
bekommen. Und wer sich hiervon nicht längenbereiche erheblich voneinander keine ,,hübschen Bilder" mit Kleinbild-
abschrecken lässt, es vielleicht selber ein- abweichen. Da gleichzeitiges Fokussieren objektiv zu erwarten sind, so lassen sich
mal versuchen will, dem möchte ich noch im Visuellen und im IR nicht möglich ist, dennoch interessante extragalaktische
einige Anmerkungen zur Technik mit auf ergeben sich Lichthöfe um Sterne, die Strukturen erforschen. Es muss nicht
den Weg geben.
stören. Folglich wird mit einem IR- immer ,,große Öffnung" sein.
Die ST-7 verfügt auf der Seite über ein Sperrfilter das IR weggefiltert, und das
Fotogewinde, dieses fällt nicht sofort auf, Problem ist gelöst. Es sei denn, man
VdS-Journal Nr. 10
Leoniden-Meteorschauer über dem Gornergrat
von Otto Guthier
Die Leoniden zählen zu den spektakulärsten Meteorströmen, die bisher beobachtet wurden. Verursacher dieser Meteorschauer, die bis zu regelrechten Stürmen auftreten können, ist der Komet 55P/ Tempel-Tuttle, der eine Umlaufzeit von 33 Jahren besitzt.
Nach dem legendären Sturm 1966 in den USA war mit der Wiederkehr des Kometen im Jahre 1999 wieder mit einem erheblichen Anstieg der Meteore zu rechnen. Berechnungen sagten sowohl für 1998 als auch für 1999 eine starke Aktivität voraus, dessen Maximum von Europa aus sichtbar sein sollte. Im Folgenden geben wir Beobachtungserfahrungen und Eindrücke wider, die von Sternfreunden aus Deutschland, der Schweiz und Norwegen stammen.
Die Leoniden 1998 Eine Gruppe von 15 Sternfreunde wählten für die Beobachtungskampagne 1998 einen relativ bequem zu erreichenden Beobachtungsplatz im Hochgebirge. Vom 14. bis 19. November 1998 wählten die Exkursionsteilnehmer den 3.150 Meter hoch gelegenen Gornergrat / Schweiz, der gute Aussichten für die Beobachtung des für die Nacht vom 17. auf den 18. November vorhergesagten LeonidenMeteorschauer bieten würde. Die Prognose lag bei 5000 bis 10000 Sternschnuppen pro Stunde. Die besten Beobachtungsbedingungen des nur wenige Stunden aktiven ,,Sturms" wurden für Ostasien (Mongolei) vorhergesagt. In Europa sollte man nur den Abstieg vom Maximum beobachten können. Das Wetter war in den ersten Nächten alles
andere als erfreulich. Insgesamt fielen in den ersten beiden Tagen rund 30 cm Neuschnee und die Aussichten sahen keine wesentliche Besserung vor. Auch am dritten Tag, dem 16. November, besserten sich die Wetterverhältnisse nicht. Groß war dann allerdings die Begeisterung unter den Sternfreunden, als es gegen 20 Uhr plötzlich aufklarte. Rasch wurden die mitgeführten Instrumente aufgestellt und in Position gebracht. Gegen 23 Uhr verzogen sich die letzten Wolken und der Blick auf den atemberaubenden Wintersternhimmel im Hochgebirge wurde endlich frei. Da das Maximum erst für die darauffolgende Nacht erwartet wurde, ließ man sich mit den Vorbereitungen und dem Aufstellen der Kameras Zeit. Kurz vor Mitternacht sollte der Radiant über dem Horizont erscheinen. Bereits wenige Minuten nach
1998 und 1999
Abb. 1: Abendstimmung über dem Matterhorn, Aufnahme Otto Guthier.
23:00 Uhr wurden die ersten Leoniden gesichtet, darunter bereits eindrucksvolle, sehr helle Meteore, die teilweise minutenlang sichtbare Leuchtspuren hinterließen. Eigentlich hatten wir so helle Sternschnuppen nicht erwartet. Zwischen 0:00 und 1:00 Uhr wurden dann bereits 109 Meteore von der Gruppe gezählt. Diese hohe Anzahl überraschte uns ebenso und gab Anlass zur Hoffnung auf eine hohe Fallrate in der nächsten Nacht, dem zu erwartenden Maximum. Auch die noch fehlenden Sternfreunde wurden aus ihren Betten im nahe gelegenen Kulmhotel geholt um dieses spektakuläre Ereignis nicht zu verschlafen. Trotz der Kälte von fast -20 Grad C versammelten wir uns komplett auf dem Plateau um über der Gletscherwelt die Sternschnuppen zu ,,empfangen".
Die Zahl der Sternschnuppen ließ nicht nach, und zwischen 1:45 und 2:45 Uhr wurden 418 Meteore, darunter sehr helle Boliden und Feuerkugeln, registriert. Die Zählung erfolgte dabei nicht wie unter Meteorbeobachtern üblich, sondern alle gesichteten Meteore und Feuerkugeln wurden ,,angezählt". Diese unorthodoxe und nicht ganz korrekte Zählweise störte uns nicht, sondern führte zu einem richtigen Gruppenerlebnis: Wer würde die nächste Sternschnuppe erhaschen? In der folgenden Stunde konnten bereits 530 größtenteils helle Meteore beobachtet werden. Der Anstieg setzte sich vehement fort, und eine Stunde später hatte sich der Leonidenschauer zu einem wahren Sturm entwickelt. Jeder Blick zum Himmel wurde mit einem oder mehreren Boliden belohnt. Mit beginnender Dämmerung gegen 6:45
Uhr wurden die Beobachtungen beendet, obwohl das Feuerwerk mit hellen Boliden weiterhin anhielt. Die Farben der Boliden reichten von einem Dunkelgrün, über türkis hin zu bläulichen und violetten Farben. Einige hatten einen gelben bis rötlichen Farbton. Viele zeigten ein Nachleuchten der Spur von wenigen Sekunden bis zu einer halben Stunde. Beeindruckend waren die Feuerkugeln, die die schneebedeckte Bergwelt in ein kurzzeitiges, gleißendes Licht tauchten und Schatten warfen. Für die Sternfreunde, die bis in die Morgenstunden des 17. November ausharrten, hinterließ der Meteorsturm ein beeindruckendes Erlebnis. Zu diesem Zeitpunkt war uns allen nicht bewusst, das dieses seltene Naturschauspiel rund 16 Stunden früher wie vorhergesagt eintrat und wir Zeuge der Feuerkugelnacht wurden.
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Abb. 2: Feuerkugel über dem Matterhorn, Aufnahme mit 50 mm-Objektiv von Roland Eberle.
Die darauffolgende Nacht brachte bei besten Sichtverhältnissen nur noch Sternschnuppen von weniger als 40 Stück pro Stunde. In den Morgenstunden des 18. November ebbte die Aktivität vollkommen ab. Für uns alle hinterließ das natürliche Feuerwerk tiefe Eindrücke, die wir nie vergessen werden.
Leoniden 1999 Auch für 1999 wurden wieder hohe Leoniden - Raten prognostiziert. Die Fachastronomen konnten ihre Berechnungen und Modelle anhand der Feuerkugelnacht des Vorjahres präzisieren und sagten für 1999 einen ähnlich starken Meteorschauer für die Nacht vom 17. auf den 18. November 1999 voraus. Das Maxi-
Abb. 3: Leuchtspur eines Leoniden durch das Sternbild Orion, Aufnahme von Peter Novotny.
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Teilnehmer der Leoniden-Exkursion 1998
auf dem Gornergrat:
S. Eisenhauer, J. Juchnowitsch, R. Eberle, P. Novotny, S. Otto, Dr. Axel Thomas, Dr. E. Brodkorb, B. Flach-Wilken, V. Wendel,
H. G. Diedrich, O. Guthier, F. Brenner,W. Wildmann,
H. Schick, M. Kohl
mum sollte kurz nach zwei Uhr am 18. November mit einer Fallrate von über 1000 Stück pro Stunde eintreten. Allerdings sollten deutlicher weniger Feuerkugeln als im Vorjahr zu sehen sein. Durch das beeindruckende Schauspiel des Vorjahres ermutigt, fanden erneut Sternfreunde den Weg in die Schweizer Alpen. Die Teilnehmer/innen kamen sogar aus der Schweiz und aus Norwegen. Insgesamt 18 Sternfreunde nahmen an der Exkursion teil, die vom 12. bis 19. November 1999 dauerte. Das 43-BettenHotel war fest in der Hand von AmateurAstronomen!
In den ersten Nächten hatten wir tolle Bedingungen. Erst mit dem Herannahen der Leonidennacht zogen Wolken auf. Mit Spannung wurde die eigentliche Nacht
erwartet. In den Abendstunden und in der frühen Nacht war es total bewölkt. Erst gegen 1 Uhr klarte es auf und durch Wolkenlücken konnten wir die ersten Leoniden erhaschen. In unserem Beobachtungsbuch hatten wir damals folgenden Wortlaut festgehalten: ,,Gegen 2:00 Uhr begann eine nennenswerte Aktivität, die kurz vor 3:00 Uhr stark wurde. Zwischen 3:00 und 3:30 Uhr setzte dann eine sehr starke Aktivität (deutlich stärker als im Vorjahr) ein. Teilweise waren 2 bis 3 Meteore pro Sekunde zu beobachten. Nach Schätzungen und Aufzeichnungen von Hans-Günther Diederich ergab sich eine Fallrate von über 1000 Meteoren pro Stunde."
Die Beobachtungen wurden durch Wolkenfetzen und gelegentlichem Schneesturm immer wieder unterbrochen bzw. gestört. Dennoch war auch diese Leonidennacht wieder ein besonders eindrucksvolles Erlebnis. Allerdings konnten in diesem Jahr deutlich weniger Boliden und Feuerkugeln beobachtet werden.
Abb. 4 (oben): Helle Feuerkugel nahe Sirius am 17.11. 1998 um 2:00 MEZ, 10 Minuten belichtet mit Objektiv 1:2 / 50 mm auf Pro Gold 400, Aufnahme von Peter Novotny.
Abb. 5 (links): Nachleuchtspur einer hellen Feuerkugel. Aufnahme O. Guthier.
Teilnehmer der Leoniden-Exkursion 1999
auf dem Gornergrat:
Dr. B. und A. Sedemund, M. Kohl, W. Wildmann, Dr. S. Binnewies, F. Wierny, H. Simon, F. Brenner, P. Novotny, R. Eberle, Dr. A. Thomas, B. Flach-Wilken, H.G. Diederich, M. Kunze, R. Mannoff, U. Reimann, S. Eisenhauer, J. Juchnowitsch, Dr. E. Brotkorb, O. Guthier, P. Hagen
Abb. 6: Die Teilnehmer der Leonidenexkursion von 1999.
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Richtung Südost - (nicht nur) der Sternschnuppen wegen Leoniden 2001
von Werner E. Celnik, Bernd Flach-Wilken, Otto Guthier und Axel Thomas
138 Grad 11' Ost, 21 Grad 46' Süd, 1:11 Ortszeit am 19.11.2001 (entspricht 16:41 MEZ am 18. in Europa). Und es sind 32 Grad C. Es ist eine gute Stunde nach Mitternacht und wir stehen im T-Shirt unter einem klaren, wunderbaren Sternhimmel im roten Sand des australischen Outback. Die kleine aber stabile GP-Montierung ist mit vier schweren Mittelformat-Kameras und einem federleichten kleinen Nachführteleskop bestückt. Jeder von uns hat außerdem je ein Fotostativ aufgestellt, auf dem jeweils eine weitere Kamera mit lichtstarkem Objektiv und hochempfindlichem Film nach oben schaut. Es war gar nicht so einfach, die Montierung auf den Himmelssüdpol auszurichten. Die Sterne im Sternbild Octans in Polnähe sind so schwach, dass man sie erst nach Ende der astronomischen Dämmerung überhaupt erkennt. Nach dem köstlichen Abendessen, das Otto und Axel im ,,Glutofen Autoküche" gezaubert hatten (außen 46 Grad C, dazu innen der zweiflammige Gasherd, bei geschlossenen Türen, der Fliegen und ,,dicken Brummer" wegen...), und erfolgreicher Aufstellung und Ausrichtung der Montierung (Abb. 1) hatten wir uns noch für einige Stunden aufs Ohr gelegt. Der Mond ging eh erst spät unter. So richtig
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Abb. 1: 18.11.2001, Vorbereitungen zur Leoniden- und Deep-Sky-Fotografie im australischen Outback: Bernd baut die GP-Montierung mit dem von Axel gebauten Holzstativ auf. Otto bereitet gleichzeitig im Buschcamper das Abendessen zu.
schlafen konnte jedoch keiner von uns, denn die Spannung war groß: Werden wir Leoniden sehen? Und wie viele? Und wie hell werden sie sein? Die Spannung löst sich spontan, als gegen 1 Uhr Ortszeit die ersten LeonidenMeteore über uns hinweg sausen. Da, schon wieder einer! Hell sind sie, und lang! Der dritte wird mit einer Spurlänge von ca. 140 Grad der längste dieser Nacht sein. Er zieht vom Ost-Horizont halbhoch über uns hinweg bis fast zum West-Horizont. Wir stehen nur da und staunen... Wie gelborange brennende Streichhölzer ziehen die Meteore am Himmel entlang, in Komplementärfarben leuchtet die mit feinen Strukturen durchsetzte Rauchspur nach. Manchmal in Sekundenabständen tauchen neue Meteore auf. Oftmals weit im Westen, obwohl der Kopf des Sternbildes Löwe gerade erst aufgegangen ist (Abb. 2 und 3). Zuweilen explodiert einer der Meteore lautlos und taucht die Landschaft und uns in ein seltsames Licht.
Die Experten haben recht behalten. Es hat sich gelohnt, den weiten Weg hierher zurückzulegen. Denn nur hier bei diesen pazifischen Längengraden ist dieses Phänomen in diesem Jahr zu beobachten. Wie auch in der Mongolei oder in Korea. Wir aber wollten dieses unvergleichliche Erlebnis mit dem Reiz des Outbacks verknüpfen. Wir, das sind Axel, Bernd, Otto und Werner: astronomie- und reisebegeistert. Zweieinhalb Wochen haben wir uns frei geschaufelt aus engen Terminkalendern und beruflichem Stress. Wir genießen die Ruhe, die aus der Landschaft Zentralaustraliens in uns zu strömen scheint. Auch wenn wir mit den gemieteten Buschcampern (Toyota Landcruiser BJ 75 mit Hochdach und Campingeinrichtung) Tagesschnitte von 250 km erzielen. Gestartet sind wir in Cairns / Queensland an der Nordost-Küste Australiens (Abb. 4). Wir treffen am Flughafen mit Volker Heinrich aus Frankfurt zusammen und
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legen ein Stückweg gemeinsam zurück. Wir folgen dem später nur einspurig asphaltierten Kennedy Highway nach Süden bis hinter den ,,Forty Mile Scrub National Park". Dann weiter auf der Kennedy Developmental Road, die ab dem Oasis Roadhouse zur Erdstraße wird. Eigentlich sollte die Regenzeit vorbei sein, doch die bis hierhin lockeren Wolken werden dichter und dichter und bald schüttet es wie aus Eimern. Ist die Straße trocken können wir die Fahrzeuge ,,fliegen" lassen, denn das Wellblech ist selten. Aber zu schnell darf man nicht werden, wie zahlreiche (!) Autowracks am Pistenrand bezeugen.
In
Hughenden
stoßen wir auf den
gut ausgebauten
Flinders Highway
und bald sind wir in
Mt. Isa, der Berg-
baustadt, wo wir die
für längere Zeit letz-
te Dusche genießen
und uns mit Lebens-
mitteln und Karten-
material versorgen.
Hier hat die australi-
sche Amateur-
A s t r o n o m e n - Ve r -
Abb. 2: Der am Osthimmel von rechts unten nach links oben aufgehende Löwe mit dem Radianten der Leoniden. Aufgenommen am 18.11.2001 von 18:51 bis 19:51 UT mit Objektiv 1:2,8/80mm auf Ektachrome 400 Farbdiafilm. Dieses Komposit von fünf Aufnahmen mit einer Gesamtbelichtungszeit von 43 Minuten zeigt 48 LeonidenMeteore. Auf den Einzelbildern sind zusammen mehr als 80 Meteore erkennbar, wobei die schwächeren hier nicht abgebildet sind. Aufnahmen der Autoren, Bildbearbeitung W.E. Celnik.
Abb. 4: Die Reiseroute für zwei Wochen im australischen Outback mit Buschcampern. Start in Cairns, Etappenende Alice Springs. Wichtige Punkte sind mit grüner Schrift gekennzeichnet. Grafik W.E. Celnik.
Abb. 3: Die schönsten Leoniden der Bildkomposition von Abb. 2. Das helle Meteor mit der Nr. 8160-12 (unten links) erscheint nahezu punktförmig, da es direkt auf die Beobachter zufliegt. Aufnahmen der Autoren, Bildbearbeitung W.E. Celnik
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einigung ein Leoniden-Camp organisiert. Volker bleibt hier, denn sein Fahrzeug ist nicht fürs Outback ausgerüstet. Wie wir später von ihm erfahren, hat auch er die Leoniden erleben können, wenn auch bei leicht bewölktem Himmel.
Wir suchen jedoch die Einsamkeit. Das Outback beginnt für uns gut 80 km südlich an der Diamantina Developmental Road, wo wir nach Westen abbiegen in Richtung Alice Springs, unserem Etappenziel. Wir finden die Abzweigung zur Urandangi Road jedoch zunächst nicht und fragen einige vorbeifahrende Aborigines nach dem Weg, der uns auch sehr freundlich gewiesen wird. Gut 45 km hinter Urandangi wechseln wir das Bundesland: Das Northern Territory begrüßt uns mit prachtvollem dunkelblauem Himmel und brennender Sonne (Abb. 5).
Etwa hier suchen wir uns an einem Track abseits der Urandangi Road einen Platz, wo wir unsere Beobachtungsinstrumente für die Leoniden-Beobachtung aufstellen können. Wir freuen uns, dass die beim Abendessen noch so lästigen kleinen Fliegen, die jede Körperöffnung nutzen, um an ihr Ziel zu gelangen, zum Ende der Abenddämmerung verschwinden.
Nach der wunderschönen, emotional bewegenden Leonidenbeobachtung haben wir kurz vor Sonnenaufgang immer noch Temperaturen von über 30 Grad C. Immer noch blitzen sporadisch helle Meteore mit -6 bis -10 mag Helligkeit auf. Wir nehmen eine Mütze voll Schlaf und fahren weiter. Bei der Hitze tun die in den elektrischen Kühlboxen der Fahrzeuge gelagerten Getränke gut.
Alle haben uns zuhause gewarnt, hier lang zu fahren. Langweilig sollte es sein. Flach und langweilig. Wir empfinden das anders. Alle hundert Kilometer ändern sich Bodenbeschaffenheit, Farbe und Vegetation. Ab und zu ein Leguan am Straßenrand, eine Viehtränke mit windmühlengetriebener Wasserpumpe. Hier und da schaut man in ,,unendliche Weiten"...
Wir genießen es, nach dem Abendessen noch stundenlang da zu sitzen, den glänzenden Sternenhimmel auf uns wirken zu lassen und zu klönen (Abb. 6). In weiteren drei Nächten nehmen wir verschiedene Deep-Sky-Objekte des Südhimmels auf.
Am nördlichen Rand der Simpson Wüste geht es entlang. Ein strammer Südwind bringt viel roten Staub mit (Abb. 7). Der feine Staub dringt überall ein. Alles nimmt
Abb. 5: Rote Erde - blauer Himmel: auf dem Highway 83 von der Berbaustadt Mt. Isa nach Süden. ,,Wo ist nur die Abzweigung zum Plenty Highway?"
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eine rote Farbe an: die Straße, die Autos, der Himmel, und wir auch.
Hinter Huckita wird es hügelig. Wir fahren nördlich an der Harts Range vorbei, vorbei am 1101 m hohen Mt. Riddoch. Dann nehmen wir eine ,,Abkürzung": Nach Süden zweigt der Cattlewater Pass Track ab (Abb. 8), der 56 km lang über die Harts Range führt und uns zum Ross Highway bringen soll. Für diese steinige Abkürzung benötigen wir mehr als drei Stunden. Drei Stunden, die sich fürs Auge und den begeisterten ,,Offroader" lohnen.
Hier ist Allrad-Antrieb absolut notwendig. Und Bodenfreiheit. Die Fahrspuren sind stellenweise derart ausgewaschen, dass eine starke Seitenneigung entstanden ist und sich tiefe Wasserlöcher gebildet haben. Und immer an den engsten Stellen.
Hier sind wir wirklich mitten im ,,Busch". Bernd hupt und schimpft. Anhalten. Plattfuß. Ausgerechnet hier. Keine Panik! Zuhause holt man den Kundendienst. Hier muss man wissen, wie der Wagenheber beim Landcruiser funktioniert. Und beim ,,Japanischen Schwermetall" hart anpacken.
Plötzlich geht es nicht mehr weiter: Ein 10-Tonnen-Lkw steckt in einem Graben quer über dem Track fest. Er sitzt mit seinem Aufbau auf und die Hinterachse schwebt im Raum. Die drei Insassen sind schon seit Stunden mit Schaufeln und Heranschleppen von Steinen zum Unterlegen beschäftigt. Aber sie sind guter Laune. Sie haben viel Zeit, sind mit ihren Kamelen seit drei Jahren im Land unterwegs. Tatsächlich schauen oben aus dem Aufbau zwei Kamelköpfe neugierig heraus. Und hinter dem Laster steht ein
Planwagen mit sechs vorgespannten ,,Wüstenschiffen" (Abb. 9).
Wir umfahren das Hindernis und dann begrüßt uns der Ross Highway mit wohltuendem Asphalt. Einige Stunden später erreichen wir den Zwischenstopp auf unserer Reise: ,,The Alice".
Das nachfolgende, selbst auferlegte Programm erlaubt keine Ruhezeit. Nach einer ausgiebigen Dusche, dem lange überfälligen Wäschewechsel und einem gepflegten Abendessen geht es am nächsten Morgen weiter nach Westen zu einer mehrtägigen Rundfahrt durch den WestMacDonnell-Nationalpark mit seinen landschaftlich einzigartigen Attraktionen: tiefe, schmale Schluchten, farbenprächtige Bergrücken, faszinierende Vegetation und alte Felszeichnungen. Höhepunkte der
Reise sind für uns zweifellos der intensiv erlebte Besuch des Uluru, des heiligen Felsens der Aborigines, auch ,,Ayers Rock" genannt, beim unterschiedlichen Licht aller Tageszeiten (Abb. 10). Und der roten Kata-Tjuta-Felsen (,,The Olgas"), wo wir einen Tag lang zwischen turmhohen roten Felsen wanderten und in der Hitze schmorten. Der Rundweg zurück nach Alice schließt sich mit einem Besuch des Henbury-Meteorite-Crater-Fields, ein Gebiet mit 14 großen, ca. 5000 Jahre alten Meteorkratern. Leider bereits stark verwittert, ist vor allem der größte mit mehr als 100 m Durchmesser recht beeindruckend (Abb. 11).
Was kann man in zweieinhalb Wochen sonst noch machen? Wir fliegen nach Sydney und machen noch eine Tour durch die Blue Mountains und zu den Sternwarten (Anglo-Australian Telescope (Abb. 12) und Parkes Radio Observatory). Dazu schließt sich auch unser Freund Volker wieder an, den wir mit seinem Camper am Highway nördlich von Sydney ,,auflesen". Auf dem Rückflug ab Sydney sind wir still in die Betrachtung der Landschaft Zentralaustraliens versunken. Farbenprächtig, viele verschiedene Pastelltöne. Und fleckig, bunt gesprenkelt... Wie auf
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Abb. 6: In der prächtig farbspielenden Abenddämmerung sitzen wir bei Grillengezirpe lange zusammen und genießen die Umgebung an unserem Beobachtungsplatz am Plenty Highway.
Abb. 7: Sandsturm am nördlichen Rand der Simpson Wüste - Alles wird rot. dem Traumzeitbild, das Werner in Alice Springs von einem Aborigine erworben hat. Woher wissen die Aborigines nur wie ihr Land von oben aussieht?
Abb. 8: Drei Jahre lang mit Kamelen durch das Outback - drei Aussteiger verwirklichten eine Traumreise.
Abb. 9: Ein Pendant zum Marsgesicht: Das Gesicht im Monolithen des Ayers Rock (,,Uluru") ist nur bei bestimmtem Sonnenstand erkennbar.
Abb. 10: Eine ,,Abkürzung" über den Cattlewater Pass Track sorgt für ,,Offroad-Feeling" in toller Landschaft.
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Abb. 11: Der größte der Meteoritenkrater im 5000 Jahre alten Henbury Meteor Crater Field südlich von Alice Springs besitzt beeindruckende Ausmaße.
Abb. 12: Ein Traum ging in Erfüllung: Das AngloAustralian Telescope (AAT) in Siding Spring (nahe der Stadt Connabarabran) ist mit über 3,90 m Spiegeldurchmesser eines der größten der Südhalbkugel. Wir durften es besuchen. Hier ein Blick durch das Panoramafenster des Besucherraums.
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Schwarze Sonne - Rotes Land
- Planung und Verlauf einer kombinierten Deep-Skyund SoFi-Exkursion
von Jan Kertzscher
War es zu Zeiten der ersten Aufenthalte Trip etwa 10 Monate vor Abflug
deutscher Amateurastronomen Mitte der zeitlich großzügig vom 9. bis
80er- und erst recht während der Anfänge 30. Juni 2001 endgültig ge-
professioneller Beobachtungsaktivitäten in bucht. Leider stellte sich heraus,
den 50er Jahren noch eine Besonderheit dass jeweils beim Hin- als auch
ins südliche Afrika zu kommen, so ist es beim Rückflug zur einzigen ver-
heute nicht zuletzt der zahlreichen nünftigerweise erreichbaren
Gästefarmen wegen fast schon Alltag Finsternis-Destination Lusaka
geworden. Ein Besuch auf der in in Sambia jeweils eine zusätzli-
Deutschland von vielen Veröffentlich- che Stopovernacht in Johannes-
ungen her bekanntesten von ihnen, der burg notwendig war, so dass ins-
Farm Tivoli, verbunden mit einer gesamt vier Nächte statt der
Exkursion zur Sonnenfinsternis mit der erhofften zwei auf Tivoli ,,verlo-
längsten Totalität der letzten zehn Jahre ren gingen".
und das auch noch mitten in der namibi- Das letzte und gleichzeitig auch
schen Trockenzeit, ist dagegen ein sicher größte Problem blieb allerdings
nicht ganz gewöhnlicher Astrourlaub.
noch immer ungelöst: Wie fin-
Da die auch von Deutschland aus sichtba- det man als Individualtourist
re Finsternis knapp zwei Jahre vor der am eine akzeptable Unterkunft im
21. Juni 2001 das südliche Afrika von touristisch so gut wie überhaupt
Angola nach Mosambik durchquerende nicht erschlossenen Sambia,
Totalitätszone mit Sicherheit viele ,,Kon- kommt vom Flughafen dorthin
kurrenten" um die wenigen Plätze der ein- und vor allem auch rechtzeitig
schlägigen Astrofarmen auf den Plan rufen wieder zurück? Die beiden ein- Abb. 1:
würde, wurden die schriftlichen Anfragen zigen Herbergen vom bekannt Unser Zuhause für 13 von 15 möglichen Nächten:
bereits im Frühjahr 1999 verschickt.
guten Standard großer Hotel- die Schutzhütte des C11 mit Blick auf einen
Schon wenig später erfolgte die Zusage ketten waren schon Jahre vorher benachbarten Palmenhain.
des Ehepaars Schreiber von unserer von zumeist amerikanischen
Wunschfarm Tivoli, dass das C11 auf Reisegruppen besetzt worden
Atlux-Montierung, die bis dahin in einer und die wenigen Safari-Lodges in der sich das Ganze also gar nicht so schlecht
Beobachtungshütte mit abfahrbarem Dach Totalitätszone waren entweder ebenfalls an wenn man bedenkt, dass in Sambia
fest installiert sein würden, im Juni 2001 ausgebucht oder verscherbelten die weni- ohnehin nur zwei Tage Aufenthalt geplant
noch zu haben war. Um möglichst viele gen Zimmer meistbietend zu horrenden waren. Der Preis von 70 US$ pro
Stunden für visuelle Deep-Sky-Beob- Preisen. Erst ein Zufallstreffer im Internet Eintrittskarte erschien ebenfalls gerade
achtungen nutzen zu können wurde der machte Anfang 2001 wieder Hoffnung auf noch vertretbar, also stand einer Online-
wenigstens eine Notlösung: Bestellung nichts mehr in Wege. Wie das
Nachdem im August 1999 in ganze vor Ort dann wirklich aussehen soll-
Ungarn eine solche Veran- te war zu diesem Zeitpunkt allerdings noch
staltung erfolgreich verlaufen weit jenseits aller Vorstellungskraft und
war sollte auch im Juni 2001 in soll weiter unten noch ausführlicher
Sambia ein sogenanntes geschildert werden.
,,Solipse-Festival" stattfinden. Die grobe Reiseplanung war damit also
Die dazugehörige Homepage erfolgreich abgeschlossen, obwohl der
versprach neben dem organi- Flugabschnitt von Johannesburg nach
sierten Transfer zu einem Lusaka fast genauso teuer geworden war
bewachten Campingplatz, viel wie die restlichen Flüge zusammen
Musik, sanitären Einrichtungen, genommen. Nun war bis zur Abreise noch
Abb. 2:
einem Supermarkt (sogar mit ein nicht gerade billiger Impfmarathon zu
V. l. n. r. Reinhold Schreiber, Matthias Stürner,
der Möglichkeit der Kredit- absolvieren, der zwar für ,,normale"
Peter Hackenberg, Volker Robering, Stefan
kartenzahlung) sowie des Ange- Namibiareisende im dortigen Winter nicht
Binnewies und Rainer Sparenberg am wie immer bots von Essen und Trinken unbedingt notwendig ist, aber hier wegen
reich gedeckten Frühstückstisch im Esszimmer
auch einen Standort nahe der der Absicht in Sambia zu zelten in Kauf
des Farmhaupthauses.
Zentrallinie. Insgesamt hörte genommen werden musste.
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vertraut zu machen, das durchweg in zwar gebrauchtem, aber mit einer Ausnahme voll funktionstüchtigem und einsatzfähigem Zustand war. Bei dieser Ausnahme handelte es sich um die ans Atlux C11 (Abb. 1) angeschlossene Skysensor-Handsteuerbox, die neben einer recht umständlichen Handhabung in unregelmäßigen Abständen bei Betätigung der Richtungstasten ein stotterndes Hängenbleiben der, wie sich herausstellen sollte, ansonsten sehr präzisen Nachführung zeigte. Zum Glück stellte sich die auf der Farm ebenfalls vorhandene Sinus-II-Steuerbox als brauchbar heraus. Als positiven Nebeneffekt des nun notwendigen Aufsuchens aller Objekte von Hand wurde der
Abb. 3: Die wahrscheinlich bekanntesten Mitglieder des südlichen Sternenhimmels in ihrer ganzen Pracht, Brennweite 50 mm, f/2.8, 10 Minuten belichtet auf Ektachrome P1600.
Da auf der Farm Tivoli, neben den eindeutig im Vordergrund stehenden visuellen Deep-Sky-Beobachtungen, auch Piggyback-Aufnahmen mit Brennweiten zwischen 28 und 200 mm geplant waren, fiel die Filmwahl zunächst auf den hoch gelobten Fuji Superia 800, der helfen sollte, die Belichtungszeiten unter Inkaufnahme eines gröberen Korns möglichst niedrig zu halten. Als jedoch im Mai 2001 einige Probeaufnahmen deutlich schlechtere Ergebnisse des mittlerweile ,,verbesserten" New Superia 800 X-tra zu Tage förderten, als dies beim älteren Filmmaterial der Fall war, bekam der Kodak Supra 800 ebenfalls die Chance, seine Astrofotografietauglichkeit unter Beweis zu stellen. Als dieser jedoch noch schlechter abschnitt, gab es aus Zeitgründen keine andere Möglichkeit mehr, als auf den vertrauten Kodak Ektachrome P1600 zurückzugreifen, der uns bereits vor einigen Jahren in der Sierra Nevada einige schicke Aufnahmen hinterlassen hatte [1] [2]. Dann sollte es schließlich losgehen und die in den Wochen und Monaten vor dem Abflugtermin mit reichlich Horrorschlagzeilen bezüglich Verspätungen und Flugausfällen in Erscheinung getretene Air Namibia blieb nicht nur im Flugplan, sondern ließ auch angesichts unseres Übergepäcks Gnade vor Recht ergehen. Morgens in Windhoek angekommen ging es nach der Begrüßung durch Reinhold Schreiber und dessen 2-jährigen Sohn Damian zur Farm Tivoli, über die in verschiedenen Publikationen schon so viel
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gutes zu lesen war, weswegen dies hier nur kurz angeschnitten werden soll. Sie liegt 166 Straßen-und Schotterpisten-Kilometer südsüdöstlich des internationalen Flughafens und 140 km Luftlinie südöstlich von Windhoek inmitten des 1400 m hohen Kalahariplateaus auf afrikatypischem rotem Sand und bietet in punkto Himmel, Unterbringung und, last but not least, Verpflegung wirklich kaum noch Raum für Verbesserungen. Der erste Abend bot dank des noch relativ früh aufgehenden Mondes Gelegenheit, sich mit den Bedingungen und dem vorhandenen Gerät
Abb. 4: Ausklingendes Diamantringphänomen eine kleine Ewigkeit nach Ende der Totalität, Brennweite 300 mm, f/11, 1/30 Sekunde belichtet auf Kodak Farbwelt 100.
Abb. 5: Der südliche Himmelspol über der C11-Hütte auf Farm Tivoli mit der typischen Prise Skyglow über dem Horizont.
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Südhimmel durch intensives Studium von Sky Atlas und Uranometria schneller als erwartet zu bekanntem Terrain, bis nach wenigen Tagen eine weitere Gruppe deutscher Amateurastronomen und -astrofotografen auf Tivoli eintraf und von da an zu allen Tages- und Nachtzeiten, besonders aber beim, meist späten, Frühstück (Abb. 2) für allerbeste Unterhaltung sorgte. Im Laufe der folgenden Nächte bis zum Ende des ersten Beobachtungsaufenthaltes zwei Tage vor der Sonnenfinsternis standen die Beobachtung bzw. Fotografie der bei uns mehr oder weniger bekannten Glanzlichter der südlichen Milchstrasse (Abb. 3) von Puppis bis Centaurus und der zu beiden Seiten derselben liegenden Galaxien, z. B. in Antlia und Hydra, auf dem Programm. Bis auf eine Nacht spielte in diesem Zeitraum das Wetter zwar jahreszeittypisch mit, brachte aber keinen Kaltlufteinbruch aus der Kapregion, der für perfekte Durchsicht gesorgt hätte. So blieben die Temperaturen als positiver Nebeneffekt zwar, jedenfalls vor Mitternacht, durchweg über dem Gefrierpunkt im angenehmen Bereich, die Berichte von Grenzgrößen jenseits von 7 mag waren aber nicht nachvollziehbar. Nichtsdestoweniger muss jedoch betont werden, dass die Dunkelheit des Nachthimmels jeden Abend wieder aufs Neue atemberaubend war, sobald sich das anfangs bis über den Zenit hinausreichende Zodiakallicht zum Untergang entschlossen hatte, um nur eine gute Stunde später am Osthorizont wieder aufzutauchen. So verging dank der vielen neuen Eindrücke die Zeit der ersten guten Woche wie im Flug und am Nachmittag vor dem abendlichen Abflug in Richtung Johannesburg und Sonnenfinsternis blieb auch noch Zeit für einen überfälligen Stadtbummel durch Windhoek, der sich in den zur Verfügung stehenden drei Stunden auch gut erledigen ließ. Am Mittag des übernächsten Tages in Lusaka angekommen gaben sich zur allgemeinen Erleichterung gleich am Flughafenausgang die mit der Organisation des versprochenen Transfers zum Solipse-Festivalgelände betrauten Personen zu erkennen, konnten sich allerdings zunächst nicht darüber einigen, wann ein Kleinbus voll genug war die 80 km nach Nordwesten zur Fringilla Farm bei Chisamba zu fahren. Nach mehreren Stunden des Wartens ging es dann irgendwann doch auf die Straßen Sambias vorbei an von irgendwo nach irgendwo laufenden Einheimischen und den Slums von Lusaka.
Abb. 6: Zwei der Deep-Sky-Highlights des Südhimmels: M 83 und NGC 2442.
Anstatt von allgegenwärtiger Vorfreude auf das am nächsten Tag anstehende Himmelsschauspiel angesteckt zu werden fühlte man sich nach dem Ausstieg jedoch schnell wie im falschen Film, denn bis auf wenige Ausnahmen trieb sich in diesem Albtraum aus Plumpsklo, ausgelöffelten Konservendosen und Drogenkonsum fast ausschließlich südafrikanisches Hippievolk herum, das nun ganz bestimmt nicht zur einigermaßen ernsthaften Beobachtung einer Sonnenfinsternis angereist war. Zu alledem stellte sich recht bald heraus, dass der zuvor leidlich reibungslos ablaufende Transferservice vom und zum Flughafen auf Druck der ortsansässigen Taxilobby eingestellt werden musste, und von da an jeder in Eigenregie für seinen rechtzeitigen Transfer aus dem Busch zum Flughafen zu sorgen hatte. So war wohl die Aussicht auf gutes Wetter zum Totalitätszeitpunkt gesichert, alles andere gab aber Anlass zu Besorgnis, denn weder haben sambische Taxis diesen Namen eigentlich verdient noch konnte man während der ersten Woche nach der Finsternis mit auch nur einem freien Sitz in einem Lusaka verlassenden Flugzeug rechnen, für den Fall dass man das gebuchte verpasst. Glücklicherweise fand sich knapp zwei Stunden vor Beginn der SoFi ein, verglichen mit uns, beim Festival an
sich ähnlich deplazierter amerikanischer Finsternisjäger auf Mietwagenrundreise, der auf dem Parkfeld seine Ausrüstung aufgestellt hatte, und erklärte sich dazu bereit, am folgenden Tag einen kleinen Umweg zum Flughafen in Kauf zu nehmen und für uns den Chauffeur zu spielen. Damit stand nun endlich dem sorgenfreien Sonnenfinsternisgenuss nichts mehr im Wege. Besonders auffallend an dieser Totalität war vor allem der extrem ausgeprägte Diamantring nach dem dritten Kontakt (Abb. 4), der bei richtiger Beobachtungstechnik statt einiger Sekunden weit über eine Minute hin sichtbar blieb aber auch die strahlengeschmückte, sehr symmetrische Maximumskorona hat bleibenden Eindruck hinterlassen. Die Sichtbarkeit von Sternen und Planeten während der Totalität hatte, abgesehen von Sirius und Canopus bzw. Jupiter, etwas durch nahe Buschfeuer zu leiden, was allerdings leicht zu verschmerzen war. Über alle weiteren Details der Exkursion Tivoli-Lusaka legen wir besser den Mantel des Schweigens und schließen mit der Bemerkung, dass wir noch nie so froh gewesen sind, ein Flugzeug zu betreten, wie an diesem 22. Juni in Lusaka. Noch eindringlicher als zuvor konnten wir nach der Fahrt im Mietwagen vom Flughafen Windhoek zur Farm Tivoli die ganzen Vorzüge eines Aufenthalts dort genießen und uns nun in den verbleibenden Nächten dem Morgenhimmel widmen. Bei stetig später erfolgenden Monduntergang war es zweckmäßig, sich nach dem Abendessen etwas aufs Ohr zu legen und in der zur Unterkunft gehörenden Küche zu Beginn der Beobachtungen erst einmal eine Kanne Kaffee gegen die Müdigkeit und die Kälte, die nun doch etwas stärker als noch einige Tage zuvor spürbar war, zu kochen. Entgegen der Erwartungen musste an einigen Morgen außerdem mindestens jede viertel Stunde mit einem Fön gegen Taubeschlag angekämpft werden, eine Tatsache, die vor allem den ungewöhnlich hohen Regenmengen am Beginn der Trockenzeit zu verdanken war, die die relative Luftfeuchtigkeit bei immerhin bis zu 40 % hielt. Abseits von Teleskop und Großfeldstecher war im Laufe dieses zweiten Beobachtungsaufenthalts nicht nur wie schon eine Woche zuvor das ,,Braai"-Grillfest im Garten des Farmhaupthauses mit saftigem Springbock- und Lammfleisch ein absoluter Höhepunkt, sondern auch ein Flug mit Reinhold Schreibers Ultraleichtflugzeug
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über die namibische Savannenlandschaft mit ihrem faszinierenden Licht- und Schattenspiel in der Abendsonne. Als weitere Parallele zur ersten Woche fiel auch diesmal die Nacht auf Sonntag einer dichten Wolkendecke zum Opfer, die Gelegenheit gab, für die kommenden zwar mondbedingt etwas kürzeren, aber immerhin wieder klaren Nächte Kraft zu sammeln.
Trotz des ungewollt abenteuerlichen Zwischenspiels auf der Fringilla Farm in Sambia fällt das Fazit dieser dreiwöchigen Reise dank der fantastischen Bedingungen auf Tivoli (Abb. 5) und den damit verbundenen unvergesslichen Anblicke, z. B. M 83 und NGC 2442 (Abb. 6), der Homunculus-Nebel oder auch Komet C/2001 A2 (LINEAR), ausgesprochen
positiv aus und wird auch ohne Sonnenfinsternis sicher in einem der nächsten Jahre eine Wiederholung erfahren.
Literaturhinweise [1] J. Kertzscher, 1997: Exkursionsziel Pico
Veleta, SuW 5/97, 486 [2] J. Kertzscher, M. Stürner, 1999: Ahnerts
Kalender für Sternfreunde 1999, 92
Astro-Urlaub auf den Canaren
von Wolfgang G. Clauss
Abb. 1: Der Roque de los Muchachos auf La Palma.
auf, so dass ich mit dem dort vorhandenen Celestron 8 Himmelsbeobachtungen durchführen konnte. Der Hotel-Mitbesitzer, Herr Rodrigues, schickte mir auch andere Hotelgäste zur Mitbeobachtung. Viele waren vom Anblick der Sterne begeistert. Die Abbildung 2 zeigt eine Aufnahme des Himmels über Barlovento.
Der Roque de los Muchachos auf La Palma (Abb. 1) zieht mich mit seinen jetzt 8 Observatorien immer wieder an. Dabei ist auch das Wilhelm-Herschel-Teleskop sowie Europas größtes Sonnenteleskop. Leider darf man nicht in die Observatorien hinein; sie sind nur jeweils einmal pro Jahr zu unbestimmten Zeiten für das Publikum zugänglich. Trotzdem ist es immer wieder interessant, die verschiedenen Kuppeln
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Abb. 2: Aufnahme des Himmels über Barlovento, 4 Sekunden belichtet mit einem 50-mm-Objektiv.
über den Wolken und der bizarren Felslandschaft zu sehen. Im Jahr 2001 war ich in dem schönen Hotel Romantica bei Barlovento im Norden der Insel. Leider war der Himmel zuerst wolkenverhangen. Später klarte es
Abb. 3: Einer der zahlreichen Drachenbäume auf La Palma.
Auch die zerklüftete Landschaft La Palmas ist sehr beeindruckend. Es gibt die Vulkankrater San Antonio und Tenegia. Tiefe Taleinschnitte mit fantastischen Felsformationen wie Los Tilos und die Caldera de Taburiente - ein riesiger Erosionskrater - sind sehenswert. Beachtenswert sind auch die Drachenbäume (Abb. 3 ). Vulkangestein ist auf der ganzen Insel, auf welcher es auch viele Bananenplantagen gibt, allgegenwärtig.
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Wir begrüßen neue Mitglieder
von Charlotte Wehking und Hildegard Plötz
8149 - Ralf Weinedel-Liebau, Berlin, 8150 - Kerstin Fiedler, Frankenthal, 8151 - Rudolf Woll c/o Astronomiefreunde 2000 Waghäusel e. V., Waghäusel, 8152 - Harald Truss, Mönchengladbach, 8153 - Marlene Lindner, Barnstedt, 8154 - Dieter Dziuba, Reppenstedt, 8155 - Siegfried Kruss, Willich, 8156 Ewald Tilgner, Neumünster, 8157 - Ernst Maeder, CH-Mollens VS, 8158 - Dipl.-Phys. Franz Bolduan, Mannheim, 8159 - Dipl.-Ing. Roland Schulte Alzenau-Wasserlos, 8160 - Paul Hombach, St. Augustin, 8161-Udo Bojarra, Marsberg, 8162- Dipl.-Soz.päd (FH)Wolfgang Scholz, Mannheim, 8163 Bianka Wehrsdorfer, Weilheim, 8164 - Dipl.-Ing. (FH) Ralf Offergeld, Vilsburg, 8165-Harald Busch, Wuppertal, 8166 - Frank Schneider, Bruckmühl, 8167 - Johannes Bachleitner, A-Kallham, 8168 - Marco Krämer,Darmstadt, 8169 - Dr.Norbert Reinecke, St. Katharinen, 8170 - Dipl.-Ing.Lutz Liebers, Bottrop, 8171 - Dipl.-Ing. Frank Brandl, Steinheim, 8172 - Dipl.-Inf. Andreas Rörig, Dornburg-Wilsenroth, 8173 - Ralf Nakott, Hamminkeln, 8174 - Michael Stammler, Stolberg, 8175 - Thomas Reim, CH-Gams, 8176 - Stephane Grimm, Münster, 8177 - Ulrich Rieth, Mainz, 8178 - Dipl.-Ing. Jörn Labitzke, Reichshof-Hunsheim, 8179 - Egon Erhardt, Jülich, 8180 - Helmut Düker, Essen, 8181 - Ralf Heßler, Laufach, 8182 - Michael Heseler, Oberhausen, 8183 - Stefan van Ree, Würselen, 8184 - Dr. Rainer Ulmer, Mannheim, 8185 - Gerd Specht, Korschenbroich, 8186 - Wolfgang Miesner, Hamburg, 8187 Dr.Gerhard Commer, Aachen, 8188 - Leif Lüdecke, Walsrode, 8189 - Malte Steckmeister, Bargteheide, 8190-Michael Rehren, Langerringen, 8191 - Dr. Frank Gasparini,Trier, 8192- Herbert Mannhart, CH-Feldbrunnen, 8193 - Rainer Schendel, Berlin, 8194 - Harry Zschunke, 8195 - Nils Breitbach, Astronomische Arbeitsgemeinschaft Rheingau e. V., Oestrich-Winkel, 8196 - Eckart Fuchs, N-Bremnes, 8197 - Rudi Weisflog, Seelze (Dedensen), 8198 Frank Ennulat, Filderstadt, 8199 - HolgerBrendel, Lüdenscheid, 8200 - Günter Franken, Wolfsburg, 8201 - Levke Kööp, Vollstedt, 8202 - Astronomisk Selskab, Att.:Herrn Schatzmeister Hans Sörensen, DK-Farum, 8203 - Dipl.-Phys. Michael Hammer-Kruse, Kiel,8204 - Christoph Wöhrle, Haslach, 8205 - Christian Schneider, Metten/Berg, 8206 - Peter Kohlstruk, Germering, 8207 - Andreas Werth, Weingarten, 8208-Christian Reiter, Tettnang, 8209 Wolfgang Retberg, Georgenborn, 8210 - Bernhard Fendt, Memmenhausen, 8211 - Dipl.-Ing. (FH) Hans Heichert, Lübeck, 8212 - Rene Steimel, Lemgo, 8213 - Dipl.-Ing. Lars Boll, Reutlingen, 8214 - Werner Krauss, Rödelmaier, 8215 - Raimund Kronig, Dülmen, 8216 - Natalie Buffat, CH-Freudwil, 8217 - Andreas Reif, Markt Indersdorf, 8218 - Stephan Dütsch, Hunderdorf, 8219 - Nasser Fahami, Duisburg, 8220 - Harald Paleske, Langendorf, 8221 - Justina Engelmann, Stuttgart, 8222 - Werner Lehnberg, Wolfenbüttel, 8223 - Michael Gährken, Arnsberg, 8224 - Dipl.-Ing.Thomas Georgi, Mühlhausen, 8225 StR. Oliver Rüsing Witten, 8226 - Petra Lutz, Ralph Hemmler Düsseldorf, 8228 - Christoph Held, Herford, 8229 - Michael Jäger, AWeissenkirchen/Wachau, 8230 - Dipl.-Ing. Guido Rettig, Neu Lüblow, 8231 - Dr.Hubert Schupke, Dresden, 8232 - Halim Khbeis, Karlsruhe, 8233 - Guido Böddicker, Bonn, 8234-Robert Köstler, Nürnberg, 8235- Dipl.-Math. Frank Walter, München, 8236 - Steffen Kupka, Ostfildern, 8237 - Hans-Jörgen Schinze, Langenfeld, 8238 - Kurt Rahner, Lage, 8239 - Udo Buettner, Lahr, 8240 - Günter Metzler, Breitscheid, 8241- Harald Kothe-Zimmermann, Nordhastedt, 8242 - Arno Losert, Königstein, 8243 - Ulrike Stehen, Hamburg, 8244 - Andreas Fornefett, Kelkheim, 8245 - Michael Scheuermann, Berlin, 8246 - Jürgen Schneider, Oberhausen, 8247 - Claus Hirschmann, Pliezhausen, 8248 - Bernd Richter, Hohenberg/Eger, 8249 - Claus Kuntsche, Münster, 8250 - Dipl.-Ing. Manfred Kiau Duisburg, 8251 - Jochen Kupka, Ostfildern, 8252 - Thomas Michna, Aurachtal,8253 - Sebastian Helle, Wissen, 8254 Martin Neumann, Köln, 8255 - Laila Forst, Halstenbek, 8256 - Jeff Rosseljong, L-Lamadelaine, 8257 - Dr. Herwig Stöhr, Berlin, 8258 - Wolfgang Kowalski, Schwedt, 8259 - Peter Prentin, Essen, 8260 - Herbert Frank, Bernau, 8261 - Olaf Böge, Hattingen, 8262 - Martin Osterloh, Mühlhausen, 8263 - Hans Schmunkamp, Wunstorf, 8264 - Harrie G. J.Rutten, NL-EK Arcen, 8265 - Bernd Müller, Göttingen 8266 - Dr.Hans-Jürgen Grabmüller, Berlin, 8267 - Andreas Roth, Hambrücken, 8268 - Dipl.-Ing. Thomas Herold, Hattorf, 8269 - Tobias Nagel, Weil der Stadt, 8270 - Ralph Brinks, Hagen, 8271 - Gordon Röske, Dasing, 8272 - Dr. Ingolt Wegener, Greifswald , 8273 - Paul Behrens, Oberharmersbach, 8274 - Maik Blume, Torgau , 8275 - Martin Kalmbach, Altensteig, 8276 - Markus Dörfler, Sindelfingen, 8277 - Sebastian Florian Hönig, Dossenheim, 8278 - Tobias Murböck, Recklinghausen, 8279 - Jürgen Ulrich Reim, Bad Friedrichshall, 8280 - Elisabeth Guerin, Kronau, 8281 - Volker Naundorf, Netphen, 8282 - Erich-Albert Stein, Bergheim, 8283 Wolfgang Haubelt, Hünxe, 8284 - Murial Bechu, Owingen, 8285 - Dr. Andreas Klug, Kriftel , 8286 - Siegfried Hold, A-St. Marein, 8287 - Lars Hohmann, Schönberg , 8288 - Ludger Dreyfürst, Heigenbrücken, 8289 - Marcel Bohnenstiel, Ludwigshafen, 8290 - Christian Abel, Jena,8291 - Antonia Ratajski, Berlin, 8292 - Adrian Herrmann, Ingelheim, 8293 - Helmut Edthaler, Freilassing, 8294 - Benjamin Volk, Bad Schussenried, 8295 - Edgar Olbrant, Germersheim,8296 - Yves Bastian, Nonnweiler-Schwarzenbach, 8297 - Robert Schwede, Erfurt, 8298 - Silke Schmidt, Voerde, 8299 - Tobias Borgert, Gescher, 8300 - Dr. Maik Gottschalk, Konstanz.
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Das große Ereignis wirft seine Schatten voraus ...
von Peter Völker
Im Herbst 2003 ist es soweit: die VdS wird 50! Der Vorstand und die Redaktion unseres VdS-Journals haben beschlossen, dieses Ereignis zum Schwerpunktthema der Ausgabe Nr. 12 (Sommer 2003) zu erheben. In einem großen Artikel wird die Geschichte der VdS dargestellt werden. Ferner sollen Beiträge die Zeit der Amateurastronomie vor der VdS beleuchten. Dennoch möchten wir in dem Heft nicht nur historische Abhandlungen bringen. Wir möchten unsere eigene Geschichte lebendig darstellen. Und dazu erbitten wir Ihre Hilfe! In 50 Jahren Vereinsgeschichte ist viel geschehen. · Erinnern Sie sich an eine besondere Begebenheit? · Gab es für Sie eine ,,schönste" VdS-
Tagung? · Hat Ihnen die VdS einmal / mehrmals
geholfen? · (Wie lange) gehören Sie einer oder meh-
rerer VdS-Fachgruppen an und was bedeutet das für Sie? (z. B. Sternfreund-
schaft, Kennenlernen wissenschaftlicher Arbeitsmethoden, Reiseerlebnisse ...) Und so weiter. Schreiben Sie es doch einmal auf: Willkommen sind kurze, persönliche Erlebnisberichte, die wir abdrucken werden.
Das Wichtigste: Haben Sie alte Fotos oder Dias von VdSVeranstaltungen? Bitte schicken Sie diese an die VdSGeschäftsstelle, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim. Wir scannen die Bilder ein und schicken Ihnen Ihre wertvollen Originale zurück (Absender nicht vergessen!). Eine kurze Bildbeschreibung entwe-
der auf der Bildrückseite oder auf separatem Zettel mit den wichtigsten Daten: Datum und Anlass der Aufnahme (z. B. VdS-Tagung ... in ..., SoFi-Expedition, usw.), Name des Fotografen, sowie Namen der abgebildeten Personen, Gebäude, Instrumente und Ähnliches mehr. Wir wollen die Bilddokumente in Form einer Fotocollage, einer Bildergalerie oder eines umfangreichen Albums (wie in Heft 9 ,,Das Ikeya-ZangAlbum") abdrucken. Stöbern Sie also in alten Fotoalben und Dia-Magazinen! Jeder Bildbeitrag ist willkommen.
Nicht warten! Warten Sie nicht Heft 12 ab und sagen: ,,Na, mal sehen was die Vereinskollegen alles an Beiträgen eingeschickt haben." Werden Sie selber aktiv! Gerade auch Ihr Beitrag ist all Ihren Vereinsfreunden wichtig und willkommen. Für Ihre Mühe bedankt sich im voraus und im Namen aller VdS-Mitglieder im Namen des VdS-Vorstands Ihr Peter Völker
Leserbriefe an die Redaktion oder an die Geschäftsstelle
von Charlotte Wehking
... Ich als ,,Astro-Frischling" habe mir gedacht setz' dich mal hin und schreib doch mal deine Erfahrungen und Sicht der Dinge auf. Entstanden ist dabei der beiliegende Artikel ... Ansonsten kann ich nur sagen, gefällt mir das VdS-Journal super. Weiter so! ... Stefan Schmidt, Meschede (Durchaus zur Nachahmung zu empfehlen, das Hinsetzen und Aufschreiben! Red.)
Hallo VdS-Redaktion, das neue Journal gefällt mir! Es fällt auf, dass die Bilder größer wurden - sehr gut! ... Jetzt habe ich auch keine Bange für meinen nächsten Bericht, da dieser immerhin 10 Bilder hat ... Herbert Zellhuber, Peisenberg (Naja, bitte nicht übertreiben. Wir versu-
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chen aber stets viel Bildmaterial zu bringen. Red.)
... Gratuliere zur gelungenen Auswahl der zahlreichen Beiträge, - das Heft macht wirklich einen sehr wertvollen, soliden Eindruck! ... Hoffentlich verschleppt sich nicht die terminliche Erscheinungsweise der Hefte, denn es ist ja doch eine zeitintensive Herstellungsphase.... Wolfgang Sorgenfrey, Offenburg (Allerdings: In der nächsten Ausgabe werden wir einmal über die Herstellung ausführlich berichten. Red.)
... ich habe mich über die Begrüßungsüberraschung sehr gefreut und möchte mich dafür herzlich bedanken. Als Noch-
Astro-Einsteiger (erst seit 8 Monaten mit einem 8"-SC ernsthaft dabei) kann ich das Buch besonders gut gebrauchen. ... Ralph Hemmler, Düsseldorf (Herr Hemmler meint das Buch von Joachim Herrmann ,,Welcher Stern ist das?", welches zurzeit jedes VdS-Neumitglied als Begrüßung erhält. Red.)
... möchte hiermit den Bezug der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zum nächstmöglichen Termin ... kündigen. Die Mitgliedschaft in der VdS hingegen soll bestehen bleiben. Es hat sich für mich heraus gestellt, dass die Artikel in der SuW an meinen Bedürfnissen als Hobbyastronom vorbei gehen. ... Roland Scharff, Rheine (Schade, aber es freut uns, dass Herr
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Scharff der VdS trotzdem die Treue hält. Danke! Red.)
Liebe SternfreundeInnen, natürlich ist die Einrichtung der Schnellzirkulare ein Gewinn. ich denke aber, es geht in vielen Fällen bzw. für viele Mitglieder noch schneller und für unseren Verein kostengünstiger, wenn die Informationen, da wo möglich, per E-Mail verschickt würden. ...Sicher ist der Gedanke nicht neu, ich schreibe dennoch. ... Alfred Karnapp (per E-Mail)
(Herr Karnapp hat natürlich zweifach recht: Es wäre auf den ersten Blick um einiges kostengünstiger, und wir haben auch schon darüber nachgedacht. Aber es scheiterte bisher am organisatorischen Rückhalt. EMailadressen ändern sich ständig. Wer hält diese Up-to-Date? Was passiert mit den Rückläufern? Dann doch per Post senden? Dann aber nicht zum billigen Massensendungstarif, sondern mit teurerem Einzelporto. Wer erledigt diese Arbeiten? Etc. So einfach ist das also nicht. Für Lösungsvorschläge sind wir offen. W.E. Celnik)
Moin moin! Das neue VdS-Journal ist heute bei mir eingetroffen, kurz gesagt: Es ist wieder eine gelungene Zusammenstellung amateurastronomischer Aktivitäten und kann das hohe Niveau der vorherigen Ausgaben mühelos halten und ausbauen. Weiter so! Manfred Holl, Hamburg
Ergebnisse der VdS-Mitgliederbefragung
von Otto Guthier und Wolfgang Steinicke
Die VdS hat eine Befragung ihrer Mitglieder durchführt. Der Fragebogen lag den VdS-Journalen II / 2000 (Ausgabe Nr. 5) und I / 2001 (Nr. 6) bei. Im Zeitraum vom 23.1.2001 bis 30.4.2002 haben sich insgesamt 417 Mitglieder beteiligt, was einer Quote von 10,6 % entspricht. Auf den ersten Blick sieht das vielleicht mager aus, ist aber für einen großen Verein schon eine respektable Resonanz und erlaubt eine repräsentative Auswertung. Die Ergebnisse sollen hier kurz vorgestellt werden (eine erste Auswertung auf der Basis von 278 Fragebögen wurde auf der VdS-Tagung in Frankfurt 2001 präsentiert). Dies erlaubt einen Einblick in Strukturen, Interessen, Stimmungen und Wünsche der ,,Basis". Allen beteiligten Mitgliedern möchten wir für Ihre Mühe und die Anregungen herzlich danken. Die Frage nach der Dauer der Mitgliedschaft wurde 382mal beantwortet (Abb. 1). Nach einem langsamen Wachstum stieg die Zahl für den Zeitraum 1995-99 sprunghaft an. Das Interesse an der VdS hat also stark zugenommen. Die Entwicklung der letzten Jahre (ab 1995) ist getrennt dargestellt. Auch hier zeigt sich ein Anstieg (das Jahr 2001 ist noch unvollständig). Das älteste Mitglied ist übrigens 94 Jahre alt! Es ist interessant, zum Vergleich die Frage ,,Wie viele Jahre beschäftigen Sie sich mit der Astronomie" zu betrachten (Abb. 2). Sie wurde 402mal beantwortet. Auch hier geht der Trend, wie zu erwarten, langfristig nach oben. Bis 1980 (,,21-25 Jahre") ist die Kurve relativ konstant (wenn man den Alterseffekt bei mehr als 50 Jahren berücksichtigt). Zwischen 1980 und 1985 gibt es einen steilen Anstieg. Was aber hat die Leute zwischen 1985 und 1990 vom Einstieg abgehalten? Dieser Bruch ist in der Mitgliederentwicklung nicht zu erkennen.
Wie wurde man auf die VdS aufmerksam? Bei dieser Frage waren Mehrfachnennungen möglich. Das Ergebnis von 537 Angaben (Abb. 3) zeigt, dass die meisten über die Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zur VdS gekommen sind. Die VdS war hier lange mit einer festen Rubrik vertreten. Der ,,Star Observer" kommt, obwohl wesentlich kürzer auf dem Markt, bereits auf Platz 4 (hier gab es ebenfalls eine VdS-Rubrik). Das VdS-Journal liegt drei Plätze dahinter. Dies ist beachtlich, denn unser Magazin war zum Zeitpunkt der Befragung noch sehr jung und wird hauptsächlich an VdSMitglieder verteilt. Offensichtlich können aber auch Außenstehende mit der Zeitschrift ,,geworben" werden. In diesem Zusammenhang ist auch der große Anteil ,,Hörensagen" (Platz 2) zu sehen. Wichtig ist der persönliche Kontakt auf Tagungen und Messen. Eher schwach - und verbesserungsfähig - ist das Internet. Wir arbeiten intensiv daran, diesen Zugang zu fördern. Auch wird unsere Präsenz in Funk und Fernsehen wachsen - eine wichtige Aufgabe, die von der VdS-Pressestelle ernst genommen wird, wie die häufigen Pressemitteilungen in letzter Zeit belegen.
1970-74 1985-89
Womit beschäftigen sich die Mitglieder, sind sie vielleicht in einer der Fachgruppen engagiert? Wir haben nach den bevorzugten Himmelsobjekten gefragt (Mehrfachnennungen waren möglich). Es wurden 855 Angaben gemacht (Abb. 4). Klar vorne liegen die Planeten und DeepSky, gefolgt von der Sonne. Damit sind schon die wichtigsten Objekte beisammen. Alles weitere sind eher Unterkategorien, z. B. Galaxien. Bedenkt man, dass zu deren Beobachtung schon eine gewisse Öffnung notwendig ist, ist Platz 4 beachtlich. Nach den Kometen, die natürlich stets einen besonderen Reiz haben, fällt die Kurve etwas ab. Als erste reines Theoriethema steht Kosmologie im unteren Mittelfeld. Eher exotische Felder sind Radioastronomie, Quasare und Polarlichter (in Finnland wäre der Rang sicher besser). 97 mal wurde eine Fachgruppenbeteiligung angegeben, das sind immerhin 23 %. Diese hohe Quote ist sicher nicht auf die ganze VdS übertragbar. Hier wäre eine interne Statistik der einzelnen FGs interessant (dies kann als Aufruf an die Fachgruppen verstanden werden!). Die FG Deep-Sky hat eine solche Befragung bereits durchge-
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Das Journal ist natürlich deutlich bekannter und wird sehr positiv angenommen. Bei 390 Antworten ergab sich auf einer Bewertungsskala von -2 bis +2 ein Schnitt von +1,6 (es fehlt nicht viel zur Traumnote +2). Besonders beliebt sind Fachgruppenbeiträge, das Beobachterforum und auch ,,Tipps und Tricks". Gelobt wird, dass ein umfassender Überblick über die Amateurastronomie gegeben wird (von Amateuren für Amateure). Das VdS-Journal ist sicher das einzige deutsche Magazin, das in dieser Breite über amateurastronomische Aktivitäten berichtet. Auffällig sind die Wünsche nach mehr Beiträgen, die sich an Einsteiger richten. Hierauf wollen wir in Zukunft stärker achten!
Mittlerweile erscheint das Journal dreimal pro Jahr. Zum Zeitpunkt der Befragung wurde gerade über die Erscheinungsweise diskutiert. 388 Antworten wurden gegeben: Für zwei Ausgaben waren 15,3 % der Befragten, drei Ausgaben wünschten sich 36,7 %. Eine Mehrheit von 48 % war allerdings für ein vierteljährliches Journal. Das ist noch Zukunftsmusik und von der Redaktion derzeit nicht zu leisten - ganz abgesehen von den Kosten. Immerhin wären 66,8 % bereit, hierfür einen höheren Beitrag zu zahlen. 88,3 % finden die durchgehende Farbausgabe gut. Insgesamt eine sehr erfreuliche Resonanz, die wir als Dank an die Mitarbeiter (Redaktion, Fachgruppen) und natürlich an die Autoren verstehen.
führt, siehe VdS-Journale II/2001 (Ausgabe Nr. 7) und I / 2002 (Nr. 8). Hier sind momentan 215 Teilnehmer registriert. Das große Interesse an Deep-Sky haben wir bereits gesehen. Die weiteren Fragen bezogen sich auf den Infostand und das VdS-Journal. Im Gegensatz zum Journal ist zum Infostand zu sagen, dass hier noch große Unkenntnis
VdS-Journal Nr. 10
herrscht. Es kamen kaum Antworten. Wir sind also gefordert, uns deutlich mehr mit unserem neuen Stand auf Tagungen und Messen zu präsentieren (zumal hier effektiv Mitglieder geworben werden können). Wir planen ein einheitliches Design für die VdS und ihre Fachgruppen. Ein modularer Aufbau soll Kombinationen, je nach Schwerpunkt der Veranstaltung, ermöglichen.
Zum Abschluss wurde nach der Zufriedenheit mit der VdS sowie den Erwartungen für die Zukunft gefragt. Ähnlich hoch wie die Note fürs Journal ist auch das Ergebnis für die gesamte VdS: +1,4 (aus 378 Antworten). Die Erwartungen an die VdS sind sehr unterschiedlich. Viele Mitglieder führen aus, dass sie mit den Leistungen zufrieden sind. Andere erwarten eine stärkere Vertretung in der Öffentlichkeit und eine intensivere Pressearbeit, insbesondere zum Thema Lichtverschmutzung. Der mangelnde Kontakt zu Gleichgesinnten wird ebenfalls angegeben. Auf regionaler Ebene kann nur eine intensivere Zusammenarbeit mit den Volkssternwarten und astronomischen Vereinigungen Abhilfe schaffen. Was die Zukunft angeht, so hat gerade ein ,,Brainstorming" stattgefunden, das wir derzeit auswerten. Es soll die Schwerpunkte und Ausrichtung der VdS für die kommenden Jahre fixieren. Wir werden darüber noch ausführlich berichten.
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Aufnahme in die ,,Royal Astronomical Society"
Nachdem wir in der letzten Ausgabe (VdSJournal Nr. 9) über die Aufnahme von unserem Vorstandsmitglied Wolfgang Steinicke (Leiter der Fachgruppen ,,DeepSky" und ,,Geschichte") in den Vorstand der englischen ,,Webb Society" berichtet haben, gibt es nun erneut einen Grund zum Feiern. Die alterwürdige englische ,,Royal Astronomical Society" (RAS) mit Sitz in
London, gegründet u. a. von Sir John Herschel im Jahre 1820, ist heutzutage eine weltweit agierende Organisation von Astronomen und Geophysikern mit ca. 3.000 Mitgliedern. Nur wenige Amateure haben bisher Aufnahme gefunden, die durch Wahl in einem internen Gremium erfolgt; in Deutschland etwa unser VdS-Ehrenmitglied Günther D. Roth. Die Ehre der Aufnahme ist nun auch
Wolfgang Steinicke zu Teil geworden und er darf sich nun ,,Fellow of the Royal Astronomical Society" (FRAS) nennen. Anerkannt wurden seine Arbeiten für das internationale NGC/IC-Projekt sowie Beiträge zur Geschichte von Objekten und Beobachtern. Die Mitgliedschaft eröffnet ihm den offiziellen Zugang zu interessanten Originalquellen in den Archiven der RAS. Der Vorstand der VdS gratuliert Wolfgang Steinicke herzlichst zu seiner Aufnahme!
Otto Guthier, Werner E. Celnik
Zehn Ausgaben VdS-Journal - ein Rückblick
Wer hätte das gedacht? Unsere Mitgliederzeitschrift, das VdS-Journal für Astronomie erscheint mit dieser Ausgabe zum 10ten Mal! Aus diesem Anlass wollen wir fünf Jahre Redaktionsarbeit Revue passieren lassen. Am Anfang stand die Idee, unsere Mitglieder stärker als bis dahin möglich zu
informieren. Ein ,,Brainstorming" von Sternfreunden der VdS, durchgeführt im März 1995, führte zu einem Strategiekonzept über die Arbeit des Vorstandes für
die nächsten Jahre. Wesentliches Ergebnis dieser ,,Ideenschmiede" war die Forderung nach Herausgabe einer eigenen
zu informieren. Der Zusammenhalt in der VdS sollte intensiviert und die Kommunikation untereinander verbessert werden. Die Schrift sollte mit einem Umfang von 96 Seiten - in S/W-Druck - erscheinen. Rechtzeitig zur 23. Mitgliederversammlung in München erschien im Juni 1997 die erste Ausgabe. Die Resonanz war überwältigend. Die Mitgliederversammlung sprach sich für eine Umsetzung des Konzeptes aus. Der Vorstand machte sich an die Arbeit. Einbezogen wurden auch die verschiedenen Fachgruppen der VdS. Im März 1998 folgten alle FachgruppenReferenten der Einladung zu einem
gemeinsamen Treffen an der StarkenburgSternwarte in Heppenheim. Thema: die gemeinsame ,,VdS-Zeit-
Mitglieder, die bestimmte Ausgaben für Ihre ,,Sammlung" noch wünschen, können durch Einsenden von 3 Euro
pro Ausgabe diese Hefte an der Geschäftsstelle anfordern:
Vereinigung der Sternfreunde e.V., Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim; E-Mail: service@vds-astro.de
Mitteilungsschrift für die Mitglieder. Der Vorstand beschäftigte sich mit der Erstellung eines Konzeptes und der Finanzierung dieses Projektes. Erklärtes Ziel sollte sein, den Erfahrungsaustausch unter Gleichgesinnten zu fördern und im Sinne einer Vereinszeitschrift über aktuelle Dinge
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schrift". Die Begeisterung war groß, nahezu alle Fachgruppen sagten ihre Mitarbeit und Unterstützung an dem Projekt einer gemeinsamen Mitgliederzeitschrift zu. Es wurde ein Redaktionsstab gegründet, in den alle Fachgruppen einen verantwortlichen Redakteur entsendeten. Die ,,Endredaktion" lag in den Händen von Dr. Werner E. Celnik und Otto Guthier, der auch die Koordination und den Aufbau der Organisationsstrukturen im Auftrag des Vorstandes übernahm. Somit übernahm von Anfang an der Vorstand die Verantwortung für dieses große Projekt. Im Juni 1999 wurde die zweite Ausgabe gedruckt und im Eigenversand (168 gelbe Postkisten mit einem Gewicht von fast 1,5 Tonnen!!) auf den Weg gebracht. Das erste ,,Schwerpunktthema" war die Sonnenfinsternis am 11. August 1999 und als ,,Bonbon" für die damaligen 3.000 Mitglieder konnten wir eine gesponserte SoFi-Brille beilegen! Der Umfang der von Jürgen Lamprecht gestalteten Ausgabe lag bei 144 Seiten. Alle Arbeiten wurden in ehrenamtlich geleisteten Stunden erbracht. Nur für die Druck- und Versandkosten musste die VdS-Kasse aufkommen. In der zweiten Ausgabe berichteten 50 Autoren von ihren Arbeiten und Ergebnissen aus dem Bereich der Amateur-Astronomie, getreu dem Motto: Hier schreiben Sternfreunde für Sternfreunde! Erstmals erschienen auch die ersten Farbseiten - ein weiterer Meilenstein. Ein Anfang war gemacht! Schnell wurde aber auch klar, dass bei so vielen Einsendungen von Beiträgen ein zweimaliges Erscheinen notwendig werden würde. Im Herbst 1999 erschien die dritte Ausgabe mit vielen Beobachtungsberichten über die totale Sonnenfinsternis. Die Satz- und
VdS-Journal Nr. 10
Layoutarbeiten wurden an einen Fachmann übertragen, der viele neue Ideen hatte und
ein professionelles und völlig neues Layout vorlegte. Auch die inhaltlichen Rubriken und Themen wurden erweitert
gliedsbeitrag, der u. a. für die Finanzierung der eigenen Zeitschrift verwendet wird, wurde auf 25,00 Euro pro Jahr angehoben. Mit der nun vorliegenden 10ten Ausgabe sind im Jahr 2002 exakt 456 Seiten geballte Amateur-Astronomie erschienen! Dies ist ein neuer Rekord! Insgesamt sind bisher 319 verschiedene Autoren auf 1.414 Seiten zu Wort gekommen oder haben durch ihre Bilder unsere Mitgliederzeitschrift bereichert. Atemberaubend, wie das Journal von unseren Mitgliedern angenommen wird! Unser Dank gilt all diesen Autoren und den
FG-Redakteuren, die durch ihre Beiträge und Arbeitsleistung zum Gelingen beigetragen haben. Schließlich danken wir allen
und ergänzt. Seit der
vierten Ausgabe berei-
chert nun ein ,,Schwer-
punktthema" jede Aus-
gabe und informiert die
Mitglieder und Leser
über bestimmte Arbeitsgebiete und Themen
der Amateur-Astronomie. Die Mit-
gliederzeitschrift erschien nun im halbjähri-
gen Rhythmus. Die Endredaktion wurde
um zwei weitere Mitglieder erweitert, um
die ständig weiter steigende Zahl von Mitgliedern, die durch ihren Mitglieds-
Beiträgen bewältigen zu können.
beitrag das Erscheinen unserer Zeitschrift
In dem Maße wie die Anzahl der Artikel ermöglichen. Erst durch diese Unter-
stieg, wuchs auch der Umfang der Aus- stützung ist es möglich geworden, allen
gaben. Von 96 Seiten der ersten Schrift im VdS-Mitgliedern und Sternfreunden in
Jahr 1997 wuchs der Umfang kontinuier- regelmäßigen Abständen Anregungen,
lich an. Im Jahre 2001 wurden erstmals die Tipps und wertvolle Informationen zur
Zahl von 300 Seiten/Jahr überschritten. Ausübung ihres Hobbys zu liefern. Auch in
Eine Umfrage unter unseren Mitgliedern Zukunft wollen wir dabei getreu dem
sollte die Entscheidung über die weitere Motto ,,von Sternfreunden für Stern-
Erscheinungsweise erleichtern. Ein erstes freunde" verfahren. Kosten fallen lediglich
Ergebnis dieser Umfrage (s. den Bericht in für die erforderlichen Dienstleistungsauf-
dieser Ausgabe) wurde auf der Mitglieder- gaben Bild- und Textlayout, Druck und
versammlung 2001 in Frankfurt vorgestellt. Versand an. Zur Kostensenkung wird die
Die Mitgliederversammlung beschloss dort Redaktionsarbeit ehrenamtlich geleistet.
mit großer Mehrheit ein dreimaliges Auch dafür gebührt den Beteiligten ein
Erscheinen des VdS-Journals. Der Mit- herzliches Dankeschön!
Jahr Seitenzahl Schwerpunktthemen
1997 96
23. VdS-Tagung
1999 164
Sonnenfinsternis 1999
2000 290
Sonnenfleckenmaximum, Selbstbau
Lesen Sie in der nächsten Ausgabe: Wie entsteht das ,,VdS-Journal für Astronomie"? - ein
2001 308
Planetenbeobachtung, Deep-Sky-Beobachtung Blick hinter die Kulissen.
2002 456
Astrofotografie, Veränderlichenbeobachtung, Jugendarbeit
Der Vorstand
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SternTag 2003 - Astronomie für alle
von Stefan Korth
Das Schlüsselerlebnis liegt schon ein paar Jahre zurück. Irgendwann beim Zappen bin ich in einem französischen Fernsehkanal gelandet. Mir verschlug es den Atem: Da zeigte man ein paar Dutzend Jugendliche, die irgendwo an einem nächtlichen Strand um ein Teleskop standen. Mit dabei ein sehr eloquenter Moderator, der offensichtlich irgendein Himmelsphänomen so gut erklärte, dass die Kids gebannt lauschten. Schnitt ins Studio - da ging dann eine AstroShow weiter, deren Inhalt ich ,,dank" meiner mäßigen Französischkenntnisse nicht weiterverfolgen konnte. Hinter erfuhr ich dann: Zum bewussten Zeitpunkt gab es in Frankreich eine Astronomie-Woche, bei der man der breiten Öffentlichkeit einen Überblick über die Himmelskunde gegeben hatte.
Etwas ähnliches gibt es in den U.S.A. bereits seit längerem, dort konzentriert sich das Ereignis aber auf einen Tag: Den landesweiten ,,Astronomy Day". Landauf, landab finden sich dann Planetarien und Sternwarten, die eine Fülle an Sonderveranstaltungen bieten. Ich habe mich damals gefragt: Warum gibt es so etwas nicht in Deutschland? Wäre doch eine feine Sache?
So etwas als Einzelperson anzugehen, ist ziemlich sinnlos. Aber warum auch alleine machen? Es gibt doch die Vereinigung der Sternfreunde e.V. Gut, dass man im derzeitigen Vorstand ähnliche Pläne hatte, denn im Nu waren Mitstreiter für einen bundesweiten Astronomie-Tag gefunden. Manch ein Mitglied mag sich vielleicht fragen - wozu braucht denn die VdS ein solches Ereignis? Gegenfrage - wann haben Sie das letzte Mal in die Satzung der VdS geschaut? Könnte schon eine Weile her sein, oder? Denn dort findet sich z.B. folgender Satz:
Der Satzungszweck wird verwirklicht insbesondere a) durch Förderung der astronomischen
Volksbildung, indem der Verein z. B. - astronomisches Wissen verbreitet - ...
Mit anderen Worten: Es ist eine der Hauptaufgaben der VdS, dafür zu sorgen, dass möglichst viele Menschen in ihrem Einzugsbereich über Himmelskunde infor-
Projekt SternTag 2003
- Was ist das Ziel? Ein bundesweiter Aktionstag, der einer breiten Öffentlichkeit über das Ereignis Mars-Oppositon 2003 hinweg die Astronomie näher bringen soll
- Wann findet er statt? Am 23. August 2003 (Samstag) und hoffentlich in den folgenden Jahren
- Wer soll angesprochen werden? Jedermann, der auch nur ein latentes Interesse an der Himmelskunde hat.
- Wer macht mit? · VdS-Mitglieder · Volkssternwarten · Planetarien · Institute · Observatorien · Verlage / Zeitschriften · Teleskop-Handel
- Was kann man tun? · Beobachtungen · Vorführungen · Vorträge
- Wie wird über den SternTag informiert? · Pressemitteilungen an Zeitungen,
Fernsehen und Rundfunk · Sterne und Weltraum · VdS-Journal und möglichst viele andere
Amateurzeitschriften
miert werden. Die VdS ist bereits aktiv, die zahlreichen Pressemitteilungen und Aktionen anlässlich solch spektakulärer Ereignisse wie der totalen Sonnenfinsternis 1999 zeigen, dass wir mehr als nur ein Verein zum Selbstzweck sind.
Leider gelangen solche Aktionen nicht immer ins Bewusstsein der breiten Öffentlichkeit. Kann man das ändern? Sicherlich. Jedem Zeitungsleser oder Radiohörer fallen immer wieder einmal bundesweite Aktionstage für die unterschiedlichsten Interessengruppen auf. Diese werden oftmals wahrgenommen, weil diese Gruppen ihre Aktivitäten auf ein ganz bestimmtes Datum bündeln und über möglichst viele Kanäle an die Öffentlichkeit gehen.
Nichts anderes wird die VdS im kommenden Jahr auch tun. Als ,,Aufhänger" ist die Mars-Opposition 2003 gewählt worden, als Datum der 23. August. An diesem Samstag will die VdS alle Mitglieder mobilisieren, um auf möglichst breiter Basis der Öffentlichkeit einen Eindruck über die Himmelsbeobachtung zu geben.
Jeder kann mitmachen. Stellen Sie Ihr Teleskop auf die Straße, geben Sie ein Astro-Barbecue, lassen sie die Nachbarschaft in Ihre Sternwarte! Planetarien, Observatorien und wissenschaftliche Institute öffnen ihre Türen, um den Menschen in ihrer Stadt zu zeigen, dass die Astronomie etwas für jedermann ist. Nutzen wir die Chance, den Mitbürgern den Himmel als Naturschauspiel näher zu bringen. Ein Naturschauspiel, das natürlich durch Dinge wie Lichtverschmutzung bedroht ist, aber dessen Schönheit man eben auch den Leuten verdeutlichen muss, die noch mehr Streulicht verhindern können. Denn nur die Himmelsbeobachter alleine machen keinen dunklen Himmel, dafür sind wir zu wenige. Wer weiß, vielleicht kann man ja durch den SternTag 2003 dafür sorgen, irgendwann einmal das 10.000 VdS-Mitglied begrüßen zu können? Mehr zu diesem Projekt findet sich im nächsten VdS-Journal. Jede Art von Mitarbeit ist willkommen - melden Sie sich doch einfach beim Vorstand!
Errata
Ausgabe Nr. 9 (II / 2002) S. 161: Rezension ,,Mario Livio"
(W. Steinicke): Leider ist es zu einem peinlichen Fehler gekommen, an dem der Rezensent allerdings völlig unschuldig ist. Sein Manuskript ist korrekt, die Version im Journal nicht. Der 3. Satz im letzten Absatz ist falsch: ,,So ist die Protonenmasse 1836mal größer als die Elektronenmasse (S. 221)", korrekt muss es heißen: ,,1836-mal". S. 86: Leider wurde im Ikeya-ZhangBild /Abb. 41 der Kugelhaufen M 92 versehentlich abgeschnitten. Wir bitten um Entschuldigung. Die Redaktion
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VdS-Fachgruppentreffen in Kirchheim
von Axel Thomas
Abb. 1: In einer Gaststätte in Rudisleben, einem Nachbarort von Kirchheim trafen sich diesmal die Fachgruppenleiter, die Fachgruppenredakteure und der Vorstand zur Aussprache über die zukünftige Gestaltung des VdS-Journals und weitere gemeinsame Projekte wie z. B. eine neue Art der Internet-Präsenz. Dazu waren auch Vertreter von ,,astronomie.de" eingeladen. Es wurde lebhaft und konstruktiv diskutiert.
Am 8. Juni 2002 trafen sich Vertreter der Fachgruppen mit dem Vorstand an der Feriensternwarte der VdS in Kirchheim. Seit mehreren Jahren finden diese Treffen regelmäßig einmal im Jahr statt, um einen Gedankenaustausch zwischen Fachgruppen und Vorstand zu pflegen. Mittlerweile ist es gute Tradition geworden, diese Treffen an der Sternwarte Kirchheim durchzuführen, die nicht nur geeignete Räumlichkeiten bietet, sondern deren Leiter Dr. Jürgen Schulz auch dieses Mal alle Teilnehmer beim abendlichen Grillen mit Thüringer Bratwürsten versorgte ... Während sich früher der Teilnehmerkreis auf Vorstand und Fachgruppenleiter beschränkte, hat mit dem regelmäßigen Erscheinen des VdS-Journals auch der Kontakt mit den Redakteuren der Fachgruppen besondere Bedeutung gewonnen. So waren diesmal über 30 Personen anwesend, u.a. auch als besonderer Gast Doris Unbehaun vom Astronomie-Internetportal ,,astronomie.de". Neben einem Rückblick auf die letzten Hefte nahm die Planung der kommenden Ausgaben des VdS-Journals breiten Raum ein. Aufgetretene Probleme wurde ebenso diskutiert wie die mögliche Änderungen am Layout des Journals und ein verbesserter Informationsfluss zwischen Autoren, Fachgruppenredakteuren und der Endredaktion. Ein weiterer Schwerpunkt war die Präsentation der VdS auf Tagungen, für die ein gemeinschaftlicher Stand der VdS mit ihren Fachgruppen geplant ist. Auch die Ausweitung der Internet-Präsenz der VdS durch eine mögliche Kooperation mit ,,astronomie.de" wurde diskutiert, um auf
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Abb. 2: Die Tagungsteilnehmer beim gemeinsamen Gruppenfoto an der VdS-Sternwarte / Volkssternwarte Kirchheim.
diese Weise einen größeren Kreis an Astronomieinteressierten zu erreichen. Abgeschlossen wurde das Treffen mit einer Präsentation der Fachgruppe ,,Jugendarbeit", die zu einer intensivierten Jugendarbeit der Fachgruppen vor allem im Rahmen des VdS-Jugendlagers aufrief. Der Abend endete wie gewohnt am Grill vor der Sternwartenkuppel des 50-cm-Teleskops der Sternwarte Kirchheim. Und das Vollmondwochenende des Juni 2003 hat bereits schon wieder einen festen Termin für den Vorstand und die Fachgruppen!
Abb. 3: Traditionell bereitet hier der Vorsitzende der Volkssternwarte Kirchheim e.V. beim Grillabend die guten Thüringer Bratwürstchen zu.
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Verleihung der VdS-Medaille
Die VdS-Medaille in Verbin-
Schiefspiegler. Später wurde
dung mit einem Geldpreis in
seine Gartensternwarte in
Höhe von 500,00 Euro ist eine
Wirges/Westerwald um eine
Anerkennung der Vereinigung
FlatField-Kamera, einen 30-cm-
der Sternfreunde e.V. für her-
Schiefspiegler und einen 16"-
ausragende Arbeiten im Be-
Hypergraphen erweitert. Bernd
reich der Amateur-Astronomie
Flach-Wilken ist äußerst vielsei-
in Deutschland.
tig. Neben der perfekten
Die VdS möchte damit Ama-
Astrofotografie mit Film oder
teur-Astronomen und -innen
CCD - seine Bilder von Mond,
ehren, die sich durch besondere
Sonne, Planeten und Deep-Sky-
Leistungen im Bereich der
Objekten gehören weltweit zu
astronomischen Beobachtung,
den besten - beobachtet er auch
Auswertung oder Entdeckung,
visuell, geht auf Astro-Exkur-
aber auch in der astronomi-
sionen oder testet Instrumente.
schen Bildung hervorgetan
Bernd Flach-Wilken ist ein
haben.
moderner ,,Nemec" und ein wür-
Sternfreund Wolfgang Stei- Abb. 1:
diger Träger der VdS-Medaille."
nicke hob in seiner Laudatio Bernd Flach-Wilken, der VdS-Medaillenträger 2002 (re.),
auf den neuen Träger dieser erhält vom VdS-Vorsitzenden Otto Guthier die Urkunde
Überglücklich nahm der Geehrte
VdS-Auszeichnung die vielfäl- und die als Einzelstück speziell gefertigte Medaille.
die speziell angefertigte VdS-
tigen Leistungen auf dem
Medaille und eine Urkunde aus
Gebiet der Astrofotografie von Bernd von Günther Nemec hat er sich früh mit den Händen von Wolfgang Steinicke und
Flach-Wilken hervor, der seine Medaille Teleskopen und Astrofotografie befasst. Otto Guthier in Empfang und dankte der
auf der 21. Bochumer Herbsttagung am 19. Sein erstes Instrument war ein 15-cm- VdS für die Auszeichnung.
Oktober 2002 in Empfang nahm.
,,Bernd Flach-Wilken ist der ideale AstroAmateur: kompetent, erfahren, aber gleichzeitig zurückhaltend, freundlich und vor allem hilfsbereit. Er betreibt Astronomie seit 1968 und wurde am 1.1.1983 VdSMitglied. Beeinflusst durch die Arbeiten
Hiermit bitten wir unsere Mitglieder, Namensvorschläge für die Vergabe der 5. Medaille, die im Herbst 2003 überreicht werden wird, bis zum 31. März 2003
an die Geschäftsstelle einzusenden. Der VdS-Vorstand wählt bis 31. Juli 2003 den Preisträger aus den eingereichten Namensvorschlägen per Abstimmung aus.
Die Richtlinien für die Vergabe sind auf der VdS-Homepage nachzulesen.
ASTRONOMIE HEUTE
- eine neue Zeitschrift für Astronomie und Raumfahrt
,,Spektrum der Wissenschaft" bringt im Februar 2003 eine neue astronomische Zeitschrift auf den Markt: ASTRONOMIE HEUTE. Als deutsche Ausgabe des renommierten amerikanischen Titels Sky & Telescope wendet es sich an eine breite Leserschaft: von interessierten Laien bis hin zu engagierten, erfahrenen AmateurAstronomen. Die Redaktion in Heidelberg sieht ihre Schwerpunkte besonders bei Testreports und Übersichten im Bereich Teleskoptechnik und bei astronomischem Equipment. Und natürlich soll auch über Himmelsbeobachtungen berichtet werden. Tipps und Tricks, aktuelle Neuigkeiten und Kolumnen sollen das Angebot abrunden. Vom Schwierigkeitsgrad her will sich das alle zwei Monate erscheinende Magazin ASTRONOMIE HEUTE komplementär zu der ebenfalls bei Spektrum der Wissenschaft erscheinenden Zeitschrift ,,Sterne
und Weltraum" positionieren: Gerade die Belange von Anfängern sollen durch qualitativ hochwertige Einführungsartikel berücksichtigt werden.
Was hat die VdS damit zu tun?
Am 2. Oktober 2002 fand auf Einladung der Redaktion von ASTRONOMIE HEUTE in Heidelberg ein Gespräch mit Vertretern des VdS-Vorstands (O. Guthier, W.E. Celnik und W. Steinicke), der Redaktion (Herr Fichtner) und der Herausgeber statt. Thematisiert wurde eine mögliche Zusammenarbeit zwischen VdS und ASTRONOMIE HEUTE. Die VdS wurde eingeladen, an der Zeitschrift mitzuarbeiten. Denkbar sind eine VdS-Präsenz in Form eines Fensters für die VdS, Hinweise und Beiträge zu Ereignissen, Veranstaltungen, Events, etc., die Präsenz
von für die Zeitschrift interessanten VdSFachgruppen. Eine (möglicherweise vermutete) inhaltliche Konkurrenz zu unserem VdS-Journal wird nicht gesehen. Vielmehr könnten so verstärkt astronomieinteressierte Leser zur VdS hingeführt werden. Die Zusammenarbeit wurde auch auf das Wirtschaftliche ausgedehnt: VdS-Mitglieder erhalten wie bei ,,Sterne und Weltraum" auch für ASTRONOMIE HEUTE einen stark ermäßigten Abonnements-Preis. Eine weitere Reduzierung erfahren VdSMitglieder, die auch bereits SuW beziehen. Wer beide Zeitschriften abonniert, kann demnach rund 24 Euro Preisnachlass erhalten! VdS-Mitglieder geniessen hier also einen großen Vorteil. Auf die erste Ausgabe können wir gespannt sein. Wünschen wir dem Verlag Glück bei diesem ehrgeizigen Projekt. Der Vorstand
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Beiträge und Bezugskosten 2003
Liebe Mitglieder,
der Mitgliedsbeitrag bleibt für das Jahr 2003 unverändert und beträgt im Jahr 25,00 für Erwachsene und 18,00 für Schüler, Studenten und Auszubildende. Im Mitgliedsbeitrag ist die dreimalige Herausgabe und Zustellung der eigenen Mitgliederzeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" enthalten. Der Versand dieser Zeitschrift erfolgt dreimal pro Jahr in einem Umfang von mindestens 120 Seiten pro Ausgabe und erscheint jeweils zum Monatsende April, August und Dezember. Alle weiteren Leistungen der VdS sind ebenso im Mitgliedsbeitrag enthalten. VdS-Mitglieder können nachfolgende astronomische Zeitschriften zu einem deutlich reduzierten Betrag abonnieren: Die Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" können Sie zu ermäßigten Bezugskosten über die Vereinigung abonnieren. Ebenso die ebenfalls im Verlag Spektrum der Wissenschaften neu erscheinende Zeitschrift ,,Astronomie Heute", die für VdS-Mitglieder erheblich günstiger ist. Auch der Bezug des ,,Star Observer" ist zu einem reduzierten Betrag über die VdS möglich. Selbstverständlich können Sie auch ohne den Bezug einer dieser Zeitschriften Mitglied werden oder bleiben!
Der Vorstand
VdS-Mitgliedsbeitrag pro Jahr:
Für Erwachsene Für Schüler, Studenten und Auszubildende Einmalige Aufnahmegebühr
25,00 18,00 7,00 (inkl. einer ,,astronomischen Überraschung!)
Bezugskosten für Sterne und Weltraum:
Abo Inland Abo Inland (Schüler, Studenten, Azubis) Abo Ausland
62,40 (Direktabo 81,60) 50,00 (Direktabo 60,00) 68,40 (Direktabo 87,60)
Bezugskosten Astronomie Heute (für 2003 sechs Ausgaben):
Abo Inland
30,00 (Direktabo 34,80)
Abo Ausland
33,00 (Direktabo 37,80)
Sonderpreis für VdS-Mitglieder, die Sterne
und Weltraum bereits zum reduzierten Preis
beziehen:
26,00 (nur Inland)
Bezugskosten für Star Observer für 2003:
Abo Inland Abo Inland (Schüler, Studenten, Azubis)
44,99 (Direktabo 55,22) 43,46
Die 9. CCD-Tagung in Kirchheim
von Dennis Möller
Abb. 1: Auf der CCD-Tagung in Kirchheim wird traditionell viel gezeigt und noch mehr ausprobiert. Alle sind voller Elan dabei. Aufnahme Dennis Möller.
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Vom 3. bis 5. Mai 2002 trafen sich rund 35 Interessierte zur 9. CCD-Tagung auf der VdS-Sternwarte in Kirchheim/Thüringen. Der Freitagabend stand - wie auch die Jahre zuvor - im Zeichen des persönlichen Erfahrungsaustausches. Im Gemeinschaftsraum der Sternwarte wurden Rechner aufgebaut, Ergebnisse vorgezeigt und gefachsimpelt. Das Tagungsprogramm fand am Samstag statt. Konrad Horn stellte mit seinem Vortrag ,,Die Kometen des Jahres 2001" ebensolche in einer reinen Bilderpräsentation vor. Frank Fleischmann (Fa. OES) gab mit ,,CCD - Heute und Morgen" einen detaillierten Überblick darüber, in welche Richtung die Entwicklung und der Einsatz zukünftiger CCD-Systeme geht. Hier stand die Beschreibung von Multi-MegapixelCCDs und Single-Photon-CCDs im Mittelpunkt. Bernd Brinkmann eröffnete dem Publikum mit Experimenten, die er
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mit seiner MegaTEK durchgeführt hatte, Einblick in den jetzigen Stand ihrer Leistungsdaten. Sein Vortrag ,,Erster Erfahrungsbericht mit der MegaTEK" berücksichtigte das Rausch- und Dunkelstromverhalten, Konversionsfaktoren, CCD-Linearität und Transferkurven seiner Kamera. Günther Eder aus Mariazell/ Österreich stellte in seinem Vortrag ,,Die USB-Version der Farbkamera Starlight MX7C" die Kamera samt zugehöriger Software und ihr Zusammenspiel vor. In einer ganzen Reihe von Aufnahmen dokumentierte er die Leistungsfähigkeit der Kamera. Wolfgang Limmer informierte die Tagungsteilnehmer in Kompaktsystem zur MegaTEK-Versorgung über die Integration eines Netzteils, der Wasserkühlung samt Heizungswärmetauscher und Umwälz-
pumpe in einem Alukoffer. Nach der Mittagspause wurden erste Ergebnisse insbesondere in Form von Aufnahmen präsentiert, die mit der MegaTEK gewonnen wurden. Fünf Bildautoren führten etwa eine Stunde lang Aufnahmen vor, in der die Leistungsfähigkeit der Kameras unter Beweis gestellt wurde. Sven Güdel führte in seinem Vortrag ,,Geschlossenes Kühlsystem und anderes MegaTEK-Zubehör" sein Kühlsystem samt zugehöriger Stromversorgung der Kamera vor. Georg Dittie stieß anschließend eine Diskussion zum Thema Bildaddition - Möglichkeiten, Grenzen, Aussichten zur Ideensammlung an. Ziel war die Ideensammlung für eine anwendergemäße Weiterentwicklung seines Programmes GIOTTO. Den Abschlussvortrag
gaben Uwe Schmidtmann und Dennis Möller. In ihrer Präsentation mit dem Titel ,,Vorstellung eines CCD-Kamera-Konzeptes mit Ethernet-Anbindung" stellten sie ihr Projekt zur Entwicklung einer CCDKamera mit neuartigem Konzept vor. Seinen Abschluss fand der Tag in einer Grillfeier und persönlichem Erfahrungsaustausch bis spät in die Nacht. Am Sonntag wurde im Rahmen der Tagungsbesprechung der Termin für die 10. CCD-Tagung in Kirchheim festgelegt. Sie wird im nächsten Jahr vom 2. bis 4. Mai stattfinden. Mein besonderer Dank gilt allen Referenten und den Organisatoren, die wie immer zum vollen Gelingen dieser Tagung beigetragen haben!
21. Planeten- und Kometentagung in Violau
von Hans-Dieter Gera
Vom 17.-20. Mai 2002 fand in Violau die 21. Planeten- und Kometentagung statt. Wieder waren zahlreiche Sternfreunde der Einladung des Arbeitskreises Planetenbeobachter und der VdS gefolgt und strömten wie jedes Jahr zu Pfingsten in das malerisch gelegene Dörfchen im Naturpark Augsburg Westliche Wälder. Es ist ja schon Tradition unter den Amateuren, sich dort interessante Vorträge aus allen Bereichen der Amateurastronomie anzuhören, in Work-shops Anregungen für die praktische Arbeit zu holen oder einfach nur Gleichgesinnte zu treffen (Abb. 1). Und es ist auch kein Wunder, dass sich die Sterngucker gerade in Violau treffen: So steht mit dem Bruder-Klaus-Heim plus angegliederter Sternwarte eine optimale Tagungsstätte zur Verfügung, wo Heimleiter Christoph Mayer eine hervorragende Betreuung der Teilnehmer gewährleisten kann. Außerdem verfügt die von Christoph Mayers Vater Martin (der bis zu seinem Ruhestand 1997 auch Heimleiter war) gebaute Sternwarte über ein Instrumentarium, dessen sich auch ein professionelles Institut nicht zu schämen bräuchte. Zu den Highlights der Tagung zählten natürlich Berichte über die astronomischen Großereignisse des Jahres 2001 in Form der SoFi vom 21. Juni und des Leonidenschauers vom 18. November. Daniel Fischer, Georg Dittie und Bernd Brinkmann setzten hier mit ihrem audiovisuellen Material die Akzente. Und auch Brandaktuelles durfte natürlich nicht fehlen: Dieter Heinlein behandelte
die Feuerkugel vom 6. April 2002 über Süddeutschland und den bis jetzt leider noch erfolglosen Versuch, die vermutlich fußballgroße Restmasse zu finden. Kurt Hopf zeigte ein eindrucksvolles Video der Saturnbedeckung vom 3. November 2001. Der Komet Ikeya-Zhang war ebenfalls ein Thema, konnte er doch trotz widriger Wetterbedingungen während der Tagung von Konrad Horn mittels CCD-Kamera und 180-mm-Teleobjektiv einwandfrei abgelichtet werden. Der Autor dieses Artikels konnte den Kometen zur gleichen Zeit visuell mit einem Fernglas 10 x 50 etwa 12 Grad westlich von M 13 beobachten, wobei beide Objekte in etwa gleich hell waren. Der Komet überstrich aber eine wesentlich größere Fläche. Kurt Hopf, Konrad Horn, Josef Müller und Bernd Brinkmann zeigten hervorragende Bilder
dieses Kometen. Daniel Fischer bewies am Beispiel der Kometen Ikeya-Zhang, LINEAR A2 und WM1 eindrucksvoll, dass selbst mit einfachen Mitteln (Kleinbildoptik und ISO-400Diafilm) sehr schöne Aufnahmen gelingen können. Zudem konnte der Referent auch zeigen, dass die Lichtkurve des Kometen LINEAR A2 durch einen nicht erwarteten Helligkeitsausbruch überraschte, was offenbar durch sich vom Kern des Kometen lösende Fragmente verursacht wurde. Auch im Planetenbereich gab es Interessantes. Detlev Niechoy zeigte auf, was der Einsatz spezieller Filter bei der Venusbeobachtung bringt. Hans-Dieter Gera brachte allgemeine Anmerkungen über Venustransite und speziell auch einige über den bevor stehenden am 8. Juni 2004. Einen besonderen Leckerbissen bot Paul Hombach mit seiner Sonifikation (Verto-
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nung) der Venustransite. Selten dürfte es gelungen sein, astronomische Ereignisse so treffend in Musik zu fassen. Bernd Gährken zeigte am Beispiel des Jupiter, wie mit einer einfachen Webcam und der passenden Software verblüffend gute Fotos und Videos gewonnen werden können. Ralf Gerstheimer, dessen 12,5"-Dobson (Abb. 2) eine der Tagungsattraktionen darstellte, demonstrierte, welche Ergebnisse mit einer normalen Digitalkamera, die direkt hinter dem Okular platziert wird, erreicht werden können. Dazu bedarf es natürlich auch eines geeigneten Bildbearbeitungsprogramms, das z. B. Georg Dittie mit seiner Software GIOTTO zur Verfügung stellt: Selbst aus nur mäßig gelungenen Fotos oder Videos können verblüffende Endresultate gewonnen werden. Und das Beste: Bei diesem Programm handelt es sich um Freeware, das sich jedermann kostenlos aus dem Web ziehen kann. Im CCD-Workshop präsentierten Dennis Möller und Uwe Schmidtmann das Konzept einer selbstentwickelten CCDKamera und dazugehöriger Software. Die Kamera erfüllt die für den Amateur wichtigen Kriterien und hat den Vorteil, weitaus preisgünstiger als käufliche CCD-Kameras zu sein. Kurt Hopf zeigte, wie ältere Planetenvideos, die am großen Dobson der Sternwarte in Hof gemacht wurden, mit Hilfe der GIOTTO-Software zu detailreichen Fotos verarbeitet werden können. Daniel Fischer stellte zu Recht die Frage, ob sich Amateure ernsthaft an der Suche nach Exoplaneten beteiligen können. Die
bisher etwa 80 Himmelskörper dieser Art sind spektrografisch entdeckt worden, also mit einer Methode, die bisher nur ProfiAstronomen vorbehalten blieb. Einer dieser spektrografisch entdeckten Exo-Planeten ist aber 1999 auch nachgewiesen worden, als er vor seiner Muttersonne her zog und daher für einen Helligkeitsabfall sorgte. Also kann man sich fragen: Soll das bei den Mitteln, die dem Amateur heute zur Verfügung stehen, nicht auch möglich sein? Alfons Gabel brachte eine Vorschau auf die astronomischen Leckerbissen des Jahres 2003. Neben gegenseitigen Verfinsterungen der Jupitermonde gibt es am 31. Mai eine ringförmige Sonnenfinsternis, die zwar nur von Island oder Schottland in voller Wirkung zu sehen ist, aber in Deutschland bei Sonnenaufgang einen spektakulären Anblick bieten dürfte, wenn eine zu ca. 85 % verfinsterte Sonne aufgeht.
Der Workshop Mars wird traditionell von den Berliner Planetenbeobachtern bestritten. Jörg Briesemeister und Wolfgang Meyer stellten das von Kurt Hübner entwickelte Computerprogramm ARES vor, das die Auswertung der Marsbeobachtungen erleichtern soll. Zwar sind viele Punkte des Konzepts noch nicht verwirklicht, aber wenn dies geschieht, dürfte dies einen wesentlichen Fortschritt zum mühevollen Auswerten der Einzelzeichnungen oder Videos darstellen. Natürlich durften auch die traditionellen Bestandteile der Tagung nicht fehlen. Im Fachvortrag berichtete Dr. Jürgen Oberst über die Passage der Sonde ,,Deep Space 1" am Kometen Borelly, was neue Erkenntnisse über die Natur der Kometenkerne zutage brachte. Natürlich gehört auch die Führung durch die Sternwarte zum Tagungsprogramm und ist auch für die, die sie schon kennen, immer wieder ein Erlebnis. Was Martin Mayer in über dreißig Jahren dort aufgebaut hat, kann sich wirklich sehen lassen: Was mit einer einfachen Schiebedachhütte und einem 15-cmRefraktor begann, hat sich heute zu einem respektablen Observatorium entwickelt, dessen Highlights ein 30-cm-SchaerRefraktor und ein 76-cm-(!)Newton sind. So konnten die Teilnehmer am Pfingstmontag wieder auf eine gelungene Tagung zurück blicken. Die Veranstalter vermerkten positiv, dass die Zahl der Teilnehmer gegenüber dem Vorjahr um 5 % gestiegen war. Der einzige Wermutstropfen war (wieder einmal) das Wetter: Lediglich zum Anfang und Ende der Tagung ließ der Himmel ein paar Beobachtungen zu.
2. VdS-Regionaltagung 2002 in Bonn
von Werner E. Celnik
Paul Hombach lud ein und viele kamen: Am 31. August 2002 von 12:00 bis 22:00 Uhr fand das zweite VdS-Regionaltreffen in Verbindung mit dem 46. Seminar der AG Planeten der Volkssternwarte Bonn im Refraktorium der Volkssternwarte statt. Eines der Highlights war die Präsenz von drei wichtigen Astrosoftware-Programmierern, die den Tagungsteilnehmern eine gemeinsame Software-Sammlung (Planetariumsprogramm Hello Nothern Sky, Depp-Sky-Beobachtungsplaner Eye& Telescope und Planeten-Bildverarbeitung GIOTTO) auf CD zum Kopierpreis anboten: Han Kleijn, Tom Pfleger und Georg Dittie, toll! Die Programme wurden in ihren neuesten Versionen auch von den Autoren vorgestellt.
T. Kampschulte zeigte Bilder der Halbschatten-Mondfinsternis vom 24.6.2002 (von verschiedenen Autoren) und seine Astrofotos mit Digitalkamera und Web Cam. D. Fischer berichtete über für Amateure mögliche Beobachtungen von ExoPlaneten. Weitere Themen waren der Vorbeiflug von 2000 NY40 am 17./18. August und drei Reiseberichte: Drei Kometen, drei Kontinente, eine Kamera (D. Fischer), Ringförmige Sonnenfinsternis auf den Marianen-Inseln (F. Dorst) und Reiseastronomie in Namibia (G. Petermann). Den gelungenen Abschluss der Tagungsprogrammes gestaltete der Musiker Paul Hombach selbst mit seiner ,,Sonifikation
von Venustransits", indem er die Intervalle dieser seltenen Ereignisse in Rhythmen und Töne übertrug und gekonnt präsentierte. An Medien stand modernste Technik zur Verfügung. Nur die räumlichen Möglichkeiten werden bei wachsenden Teilnehmerzahlen irgendwann an ihre Grenzen stoßen. Für das leibliche Wohl sorgten die Organisatoren durch Kaffee, Kuchen, Salate und Soßen. Da jeder Teilnehmer sein Grill-Futter mitbrachte, hielten sich die Kosten für ein äußerst gelungenes, familiäres Treffen für Teilnehmer und Organisatoren in Grenzen. Danke und auf Wiedersehen im nächsten Jahr!
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Die fünfte Tagung der FG Kleine Planeten der VdS
von Markus Griesser
- Spielzeuge für Astrometriker
Die Fachgruppe war dieses Jahr auf der bekannten Sternwarte Sonneberg in Thüringen zu Gast. Launig begrüsst vom Sternwarte-Leiter Dr. Peter Kroll als ,,Strich-Fetischisten" und ,,Space Guardians" liessen sich die rund 40 Teilnehmenden einleitend in die äusserst wechselvolle Geschichte des Sonneberger Observatoriums einführen. Diese ist untrennbar mit der überragenden Gestalt von Cuno Hoffmeister (1892-1968) verbunden. Als Sohn eines begüterten Fabrikanten wandte sich Hoffmeister schon in früher Jugend der Sternenwelt zu, konnte sich jedoch erst in fortgeschrittenem Alter hauptberuflich der Astronomie widmen. Nachdem er sich im Elternhaus ersten Beobachtungen gewidmet hatte, baute er 1925 auf dem Erbisbühl, 150 Meter über
die 35 Beschäftigten. Per 1. Januar 1995 wurde die Schließung vollzogen, doch gelang es nach neun Monaten, die Sternwarte wenigstens auf stark reduziertem Niveau weiterzuführen. Träger ist heute ein Zweckverband, und es gibt auch einem rührigen Förderverein. Auch fachlich gibt es einige Lichtblicke: So steht momentan eine CCD-Kamera der Superklasse in der Erprobung. Die MMP (Multimegapixel)-Kamera verfügt über einen Chip mit 7000 x 4000 Pixeln von 12 mm - Grösse. Die neue Kamera soll nach der erfolgreichen Erprobung am 40-cmf/4-Zeiss-Astrographen mit ausgewählten Feldern eingesetzt werden und dürfte dann mit Belichtungszeiten im Minutenbereich am Sternenhimmel etwa die 19. Grösse kitzeln. Auf dem Beobachtungsprogramm stehen natürlich Veränderliche, dazu Trails
planetenbeobachter. Zu seinen Spezialitäten gehört das Wiederauffinden von verschollenen NEOs. Das diese Suche mit dem hochmodernen 60 cm-Deltagraphen der Sternwarte Davidschlag oft mühsam und zeitraubend ist, machte Meyer am Beispiel des 2002 EQ4 deutlich: Erst in der dritten Beobachtungsnacht gelang Meyer die Re-Covery: Eine Station hatte mit massiv falschen Messungen die Bahn des Erdkreuzers derart verbogen, dass die tatsächliche Position um mehrere Gesichtsfelder verschoben lag. Erich Meyer betonte einmal mehr, dass Astrometriker eben auch eine Verantwortung gegenüber der Community tragen.
Gefährlich nahe ... Andre Knöfels Ausführungen über die PHAs, die Potentially Hazardous Asteroids, lag die Tatsache zugrunde, dass er im März eigenhändig einen dieser speziellen interessanten Erdkreuzer entdeckt hat, den 2002 EL6. Zwar war es, wie der sympathische Wetterfachmann aus dem Ruhrpott mit seiner Schilderung der Begleitumstände darlegte, eine reine Zufallsentdeckung. Die PHAs geniessen aber auch in einer breiteren Öffentlichkeit viel Beachtung, wird sich doch dereinst aus dieser Asteroiden-Gruppe der nächste ,,Killer" anpirschen.
der Stadt, eine erste Kuppel und legte damit den Grundstein für die Sternwarte. Mit systematischen fotografischen Beobachtungen entwickelte sich Sonneberg bei der Erforschung von helligkeitsveränderlichen Sternen zum weltweit führenden Institut. Ihre besten Jahre erlebte die Sternwarte ab 1960. Die Veränderlichen-Forschung passte ins ehrgeizige Forschungsprofil der DDR-Administration. Dramatisch wurde die Situation allerdings nach der Wende: Rasch wurde klar, dass sich das neue Bundesland Thüringen nicht zwei grosse Observatorien leisten konnte. Sonneberg geriet so auf die Liste jener Institutionen, die ,,abgewickelt" werden sollten. Betroffen von diesem tragischen Vorgang waren auch
von extrasolaren Planeten und auch von Kleinplaneten. Angesichts der recht hohen Auslesezeiten von rund 5 Minuten pro Bild wird von einer Ausbeute von 50 bis 80 Aufnahmen pro Nacht ausgegangen. Neben diesem Programm wird in Sonneberg der Aufbau einer deutschen Sky Library geprüft. Dabei sollen hochwertige CCD-Aufnahmen, auch solche von Amateuren, auf CD/DVD zentral gespeichert werden.
Verbogene Bahnen Den Einstieg in den wiederum äusserst bunten Vortragsreigen zum Thema Kleinplaneten machte mit Erich Meyer aus Linz ein auch international bekannter Klein-
Astrometrica für alle Herbert Raab und seine begeisternde Astrometrie-Software ,,Astrometrica" sind stehende Werte in jeder Kleinplanetentagung. Das genial einfach zu bedienende Programm des Linzers ist inzwischen Standart wohl bei den meisten deutschsprachigen Kleinplanetlern und begeistert durch seine einfache Funktionalität und durch die praxisnahen Features immer wieder neu. Das Referat bot Einblick hinter die Kulissen von Astrometrica mit dem Ziel, die Einstellungen weiter zu verfeinern.
Automatisches Stochern im DSS Und auch Arno Gnädig, der Großmeister aller DSS-Platten, ist auf jeder Kleinplanetentagung für mindestens eine Überraschung gut. Der Berliner arbeitet momentan an einem Programm, das ihm die vollautomatische Durchmusterung der digitalen Plattenarchive gestatten soll. Um
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sein Vorgehen zu erläutern, marterte der Referent die weniger MathematikKundigen mit allerlei fachlichen Scheußlichkeiten, was aber umgekehrt bei den offenbar gar nicht seltenen MathematikFreaks im Saal Freudenschübe und Mehrmehr-Rufe auslöste. Jene, die bei diesem wahrhaft ambivalenten Ausflug in die höheren Grundlagen der Programmiererei nicht ganz die Kurve kriegten, staunten wenigstens ob den Ergebnissen erster Versuche: So hat der Referent auf drei DSS-Platten aus ekliptiknahen Zonen nicht weniger als 562 Trails rausgekitzelt. Davon erwiesen sich weniger als fünf Prozent als Flopps (Kratzer, Kantengalaxien usw.)
Rückblick in die Anfänge der AmateurAstrometrie Mit seinem Referat über die Astrometrie der frühen achtziger Jahre versetzte Erich Meyer wohl mehrere Zuhörer ins nostalgische Schwärmen. Er selber begann mit dem allerersten MPT 300 f/5,2, einer Spiegel-Linsen-Kombination von Lichtenknecker, mit Kleinbildnegativen, einem Mikrometer-Messtisch und einem programmierbaren Taschenrechner. Dieses abenteuerliche Astrometrieren, bei dem alle Zwischenergebnisse und Resultate in einem Formblatt von Hand eingetragen wurden, war äusserst zeitraubend und natürlich auch stark fehleranfällig. Übermittelt wurden die Positionen jeweils ans MPC mit dem Fernschreiber einer Lokalzeitung. Dass hier der Computer, das Internet und vor allem auch das Programm Astrometrica enorme Erleichterung brachte, kann heute jeder Amateur, der sich mit Kleinplaneten und Kometen befasst, genießen.
Zahlensalat mit bunten Kegeln Dass der Fachgruppenobmann Gerhard Lehmann ein Statistik-Fan ist, wissen alle. Und dass er zum kleinen Jubiläum der fünften Kleinplanetentagung wiederum mit bunten Strichen, Balken und Klecksen all das dokumentieren würde, was rund um die deutschsprachige KP-Szene überhaupt dokumentierbar ist, war eh klar. Und trotzdem schaffte es der rührige Zahlenvisualisierer aus Drebach diesmal, mit seiner äusserst eigenwilligen Kegeldarstellung aller Asteroiden-Entdeckungen sogar bei den Kennern für Verblüffung zu sorgen. Es sind 540 Entdeckungen aus der Fachgruppe insgesamt bis heute, und dies bei einem Total von 37.000 gemessenen Positionen.
Im Herzen aller Asteroidendaten Andreas Doppler, der im vergangenen September einen Arbeitsaufenthalt im Minor Planet Center absolvieren durfte, gab Einblick in die ungeheuren Datenmengen, die LINEAR und Co. dem MPC täglich in die Rechner flutschen. Der Referent durfte - ein langgehegter Wunsch von ihm - auch in die sogenannten Secret Files gucken mit allerdings eher ernüchternder Bilanz. Dass hier wirklich heilige Daten im Giftschrank ruhen, ist eine Spekulation, die ins Reich der Fantasie zu weisen ist. Andererseits bekam Andreas hautnah einen Eindruck von der ungeheuren Arbeit, welche das MPC-Team vor allem auch wegen fehlerhaften Batches und knapper Finanzen hat.
Beobachten mit einem Giganten Der Sonntagmorgen sah zunächst zwei Praxisberichte auf dem Programm. Erläuterte der junge Thomas Payer, wie er und Andre Knöfel in Essen mit einem 32-cmNewton Kleinplaneten und Kometen jagen, sah sich Mike Kretlow mit der überaus angenehmen Aufgabe betraut, das 1,2-mRiesenteleskop von Trebur vorzustellen. Das mächtige, sechs Tonnen schwere Gerät steht auf einem als Altenheim genutzten Gebäude und verfügt über eine eigenwillige Kuppelkonstruktion. Zwei grossflächige CCD-Kameras stehen im Einsatz und erschliessen mit nur rund einer Minute Belichtungszeit locker die 19. Grösse.
Einsatz in Südspanien Rainer Kresken berichtete über einen weiteren Einsatz des Heppenheimer/DANEOBS-Teams am Calar Alto im vergangenen April, wobei aber diesmal das Wetter nur gerade eine Nacht offerierte. Der Referent beschränkte sich so auf die Schilderung der Begleitumstände, welche bei der Benut-
zung eines 1,5-m-Teleskops so üblich sind. Und im Zeitraffer zeigte Matthias Busch mal sämtliche aufgezeichneten WebcamBilder aus dem Kontrollraum. Neben den selbst im Sitzen extrem ,,bewegten" Akteuren waren äusserst heftige Wandlungen bei den als Nachtvorräte platzierten Lebensmittel überaus spannend!
Erfolgreiche Titania-Kampagne Von den sehr anspruchsvollen Beobachtungen, die er am 8. September 2001 bei einer Sternbedeckung durch den Uranus-Mond Titania im südlichen Portugal mit einem 10-Zoll-Meade anfertigte, berichtete Dr. Helmut Denzau. Eingebunden in ein internationales Netzwerk von Beobachtern und trotz einer sehr niedrigen Beobachtungshöhe des Zielobjektes gelang es dem erfahrenen Beobachter, einwandfreie Resultate einzufahren.
Polonaise der internationalen Kleinplanetler Den fulminanten Tagungsabschluss machte nochmals Mike Kretlow mit einem stark illustrierten Bericht über MACE 2002, dem Pfingst-Treffen von Asteroidenjägern in Kroatien, das insgesamt 62 Teilnehmer aus 12 verschiedenen Nationen sowie Bill Yeung als Gast aus Kanada vereinigte. Und was die sonst eher introvertierten Kleinplanetler so alles anstellen, wenn auch noch ein Weinprobe auf dem Programm steht, dokumentierten dann selbstredende Bilder.
Für die sechste Auflage der Kleinplanetentagung stellt sich zum zweiten Mal das Team von Drebach zur Verfügung. Die sechste Kleinplanetentagung in Folge wird am 14./15. Juni 2003 in der Volkssternwarte Drebach / Sachsen durchgeführt. Vorfreude ist jetzt schon erlaubt!
,,... Dann hätte ich gerne einen elliptischen
Fangspiegel mit einer großen Halbachse von
300 mm!" ,,MOS ... das ist wieder
dieser aufgeblasene Angeber vom letzten
Mal!!!"
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Das 24. Astronomische Abenteuer Camp der M.A.O.
von Hans Schremmer
Abb. 1: Die Teilnehmer des AAC 2002.
In den Osterferien 2002 fand das 24. Astronomische Abenteuer Camp (AAC) der Moerser Astronomischen Organisation e.V. statt. Das AAC wird seit vielen Jahren von der VdS unterstützt und bietet jungen Amateurastronomen und Astronomieinteressierten die Möglichkeit des Erfahrungsaustausches. Anfängern in der Astronomie wird ein leichter Einstieg in die Thematik ermöglicht. Fortgeschrittene bekommen neue Anregungen für eigene Beobachtungen. Es werden verschiedene Themen der Astronomie, in Theorie und Praxis, gemeinsam erarbeitet. Das Astronomische Abenteuer Camp ist seit vielen Jahren in der ,,Mühle Mehr" beheimatet. Es handelt sich um eine umgebaute Windmühle die neben dem klassischen vierstöckigen Mühlenturm, der die Flügel trägt, einen ihn umgebenden Rundbau besitzt. Die Mühle steht am Rande des kleinen Dorfes Mehr, etwa 8 km nordwestlich der Kreisstadt Kleve, am nördlichen Niederrhein. Um die Mühle herum liegt das Naturschutzgebiet ,,Die Düffel", ein fla-
ches Gebiet aus Wiesen und Äckern, die durch lange Reihen von Pappeln und Trauerweiden voneinander getrennt sind. Eine ideale Landschaft für Fahrradtouren, Spaziergänge und die Astronomie. Hauptthemen der beiden Arbeitsgruppen waren diesmal Extraterrestrik und Raumfahrt. Die Arbeitsgruppe Extraterrestrik befasste sich mit Themen wie Hochatmosphäre, Sonne und Weltraumwetter. In einem Experiment wurde ein Solarballon gebaut. In der Raumfahrt-Arbeitsgruppe ging es um die Raumfahrtmissionen von Apollo bis zur ISS und die physikalischen Gesetze des Raketenbaues. Die gewonnenen theoretischen Erkenntnisse wurden sogleich durch den Bau einer Wasserstoffrakete in die Praxis umgesetzt. Sie bestand aus einer Kunststoffflasche mit zwei eingebauten Elektroden und einem Zünder. Ein durch Elektrolyse erzeugtes Knallgasgemisch wurde mittels Fernzündung zur Explosion gebracht. Hierdurch wird das verbliebene Wasser aus der Flasche gedrückt und sorgt für eine Beschleunigung nach dem Rückstoßprinzip, die die Rakete auf eine Höhe von bis zu 30 Metern brachte. Natürlich wurde auch ausgiebig der Sternenhimmel beobachtet. Es standen mehrere Teleskope zur Verfügung. Neben
dem 10-Zoll-LX200 und dem C-8 der M.A.O. konnte auch ein 25 x 150 Binokular, das uns die Firma Fujinon in Willich leihweise zur Verfügung stellte, benutzt werden. Letzteres machte die Beobachtung des Kometen Ikeya-Zhang zu einem besonderen Erlebnis. Auch das Nichtastronomische Programm, mit dem das Kennenlernen und das Zusammenleben der Teilnehmer gefördert wird, kam nicht zu kurz. Das nächste AAC wird das 25. einer erfolgreichen Veranstaltungsreihe sein. Es findet vom Samstag, dem 12., bis (Oster-) Sonntag dem 20.4.2003 am gleichen Ort statt. Der Preis wird bei 150 Euro liegen. Weitere Informationen gibt es bei: Felix Kröger, Wiesenweg 31 A, 53121 Bonn, Telefon: 0228 / 62 02 667. Und im Internet unter http://www.sternwarte-moers.de.
Abb. 2: Eine der Raketen der AG Raumfahrt.
Abb. 3: Die ,,Startmannschaft" der Raumfahrt AG.
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Per aspera ad astra - mein Weg zu den Sternen
von Günter Loibl
- Teil 2 -
Im ersten Teil seiner Erinnerungen schrieb unser Autor über den Anfang seiner astronomischen Tätigkeit in den letzten Kriegsjahren, seinen Problemen beim Bau seiner ersten Fernrohre, die nicht nur technischer Natur waren. Wir erfuhren, wie ein kontaktfreudiger Sternfreund sich Hilfe holte bei den Wissenschaftlern. Und sich eine richtige Sternwarte errichtete. Doch nun beginnen die wahren, dramatischen Probleme ...
Meine Odyssee 1969 war wohl das einschneidenste Jahr meines Lebens. Zunächst verlor ich die Sternwarte in Zwickau. Die dortigen Instrumente und das Löberingsche Cassegrain-Teleskop mussten eingelagert werden. Und dies, wie sich herausstellte, für sehr lange Zeit! Aus persönlichen Gründen verlor ich meinen akademischen Beruf einer kirchlichen Anstellung. Darüber möchte ich jedoch an dieser Stelle mich nicht ausbreiten. Nur soviel: Ich stand in existentieller Hinsicht vor einem Neubeginn. Seitens der hiesigen Fachastronomie wurde ich ermuntert, auf astronomischen Gebiet tätig zu werden, kannte man mich doch schon viele Jahre. Obwohl kompetente Wissenschaftler sich bis an die Grenzen ihrer Möglichkeiten, in einem Fall sogar bis zur Gefahr an der eigenen Existenz für mich verwandten, wurde ich von den Partei- und Staatsoberen immer abgewiesen. Hochinteressante zeitgenössische Berichte über diese Machenschaften ließen sich verfassen. Alles floss ein in den damals in astronomischen Kreisen unter vorgehaltener Hand kolportierten Diktum: ,,Sein Himmel ist nicht unser Himmel!" Und den mir jede Perspektive beraubende Feststellung: ,,Er ist zwar intelligent, wird aber in unserem Staat niemals etwas werden!" O quae mutatio rerum! Alle, die mir an diversen Schreibtischen gegenüber saßen und mich aus fadenscheinigen aber durchsichtig ideologischen Gründen abschmetterten, sind nach der Maueröffnung, der sogenannten ,,Wende", als Wendehälse hundertprozentig in der Bundesrepublik angekommen. Als ehemalige ,,Funktionäre" eines Unrechtsregimes funktionieren sie mit gleichem Eifer jedoch mit noch besserem Gehalt oder nun fetter Rente ebenso wieder!
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Abb. 10: Volkssternwarte Erfurt auf dem Gelände der IGA (heute EGA).
Ich verdingte mich als ,,Materialbuchhalter" sieben Jahre lang in einer Wäschefabrik, um von dort aus immer wieder Versuche zu starten, doch noch in eine astronomische Anstellung zu gelangen, die, wie schon gesagt, immer real vor mir stand, in letzter Minute jedoch mir verwehrt wurde. Wie viele Wegbegleiter, Befürworter, ja Mitleider müssten aufgeführt werden. Allen redlichen Menschen sei an dieser Stelle gedankt. Sie ließen mich weiter hoffen und den Gedanken an eine ,,Republikflucht" schnell wieder verwerfen.
dem 1.1. diesen Jahres wurde ich Leiter der Einrichtung, die sich seit 1950 auf einem der ehemaligen Festungstürme der Zitadelle ,,Cyriaksburg" befindet (Abb. 10). Unter einer schönen 5-Meter-Zeiss-Kuppel befindet sich ein ausgezeichneter 130/2270mm-Zeiss-A-Refraktor (Abb. 11). Als ich im Herbst 1977 zum ersten Male die Sternwarte betrat, war alles in einem schlimmen Zustand. Viele Jahre war die Sternwarte nach dem Ausscheiden meines hochbetagten Vorgängers, Herrn Studienrat Alfred Priem, vakant. Einiges war zerstört, vieles lädiert. Mir war das damals egal. Die Hauptsache war, ich fand Lohn und Brot und hatte nun hauptamtlich Zeit, mich auf astronomischen Sektor endlich bewähren zu können. Die Arbeit begann. Zunächst mussten Fernrohr, Kuppel und Interieur wieder in einen funktionstüchtigen Zustand gebracht werden. Dann konnte mit der eigentlichen Sternwartentätigkeit begonnen werden. Am 1. Mai 1978 wurde nach langer Schliessungszeit die Volkssternwarte Erfurt wie-
Die Volkssternwarte Erfurt Dann allerdings kam doch noch für mich die Wende. Auf Intervention von Prof. Manfred von Ardenne, Dresden, den man unmöglich desavouieren konnte, kam es zu einer Anstellung an der Volkssternwarte Erfurt im Jahre 1978. Ab
Abb. 11: 130 / 2.270-mm-ZEISS-A-Refraktor der Volkssternwarte Erfurt.
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Jahre vom Lichtterror verschont bleiben!"
Als hätte ich es geahnt! Schlag auf Schlag
ging es los: Gewerbegebiete in unmittelba-
rer Nähe schossen auf der grünen Wiese
empor. Das ,,Erfurter Kreuz" zwischen den
Autobahnen A4 und A71 wurde in etwa
hundert Meter Entfernung in einer gewalti-
gen Baumaßnahme errichtet. Und darüber
spannte sich überdies eine lange hohe
Brücke der neuen ICE-Trasse Erfurt-
Nürnberg. Ab 1995 war außer Sonne und
Mond, beide in wabernden Dieselabgasen,
Abb. 12:
nichts mehr zu beobachten!
Volkssternwarte Erfurt, Außenstelle in Molsdorf.
Die Alternative stand: Resignation oder
Neuanfang? Ich entschloss mich für letzte-
der der Öffentlichkeit zugänglich gemacht. wurde daraus eine sogenannte ,,Teleskop- res, machte mich auf eine lange Suche,
An Besuchern hat es nie gefehlt. Im einheit", bestehend aus besagtem großen wobei ich tagsüber Standorte grob anpeilte,
Gegenteil! Man muss wissen, dass sich Newton, einen kleinen 200/1.650-mm- die ich des nachts hinsichtlich ,,Himmels-
diese Sternwarte auf dem Gelände der Newton, dessen Spiegel einer von sechs qualität" besonders bezüglich ihrer
,,Internationalen Gartenbauausstellung" aus eigener Schleifarbeit war. Die ,,hing" in Dunkelheit genauer einschätzte.
(IGA) befand, dem heutigen reduzierten einer schweren Gabelmontierung, angetrie- Ich wurde fündig südlich von Arnstadt, der
Gelände der ,,Erfurter Gartenbauaus- ben durch einen elektronisch gesteuerten ersten Wirkungsstätte Johann Sebastian
stellung" (EGA). Jährlich im Mittel 15.000 Tangentialantrieb.
Bachs, in dem kleinen 150-Seelen-Dorf
Besucher mussten bewältigt werden, wobei Zu dieser Teleskopeinheit kam noch der Espenfeld. Am 1. September 1996 stand
naturgemäß die Tagesbeobachtung (Sonne, Löbering`sche 280-mm-Cassegrain hinzu. ich zum ersten Male vor dem Bürger-
Venus) der Schwerpunkt war. Fach- Beide Fernrohrmontierungen fanden genü- meister von Arnstadt und trug ihm alles
gruppenarbeit, Arbeitsgemeinschaften, gend Platz in einem großen Schiebedach- vor. Seine Antwort lautete: ,,Ich bin dafür;
Nachtbeobachtungen, Vorträge und publi- Haus (Abb. 12 und 13). Da diese Spiegel- sage Ihnen aber gleich, das wird sehr lange
zistische Tätigkeit kamen hinzu. In SuW teleskope ,,tagblind" waren, baute ich spe- dauern!"
5/1988 wurde die Erfurter Volkssternwarte ziell für die Fortführung meiner seit gerau- Nun war es nicht mehr die leidige Material-
beschrieben.
mer Zeit angestellten Sonnenbeobacht- frage sondern das erdrückende Problem der
ungen noch einen 150/2.250-mm-Refrak- Bürokratie, lag der geplante Standort der
Molsdorf
tor, wobei die Optik aus
So vorteilhaft für Besucher und damit ver- einem Zeiss-AS-Objektiv
bundener Geldeinnahme der Standort der bestand, Tubus und Montier-
Sternwarte auch war, so verheerend wirkte ung aus meiner Hand kamen
sich in den Folgejahren die Lichtver- (Abb. 14). Das neue Fernrohr
schmutzung der Stadt für weiterreichende wurde speziell für Beob-
Nachtbeobachtungen aus. Mit tatkräftiger achtungen an Sonne, Mond
Hilfe seitens der Abteilung Kultur beim und den Planeten eingesetzt.
damaligen Bezirk Erfurt konnte gegen par- Auch diese Sternwarte wurde
teipolitische Widerstände, die mir erst nach ausführlich in SuW 3/1996
1989 bekannt wurden, an den Bau einer vorgestellt. Konnte ich
Außenstelle für die Volkssternwarte gegan- anfänglich mit dem großen
gen werden. In Molsdorf, einem Ort 12 Newton noch Aufnahmen bis
Kilometer südlich von Erfurt, mit einem zu 85 Minuten Belichtungs-
Barockschlösschen und einem hübschen zeit bewerkstelligen, ging
Park, wurde eine Sternwarte geschaffen, das in den Folgejahren per-
die ich damals eigentlich als mein manent zurück.
,,Lebenswerk" ansah. Was war das für ein
Kampf um Ziegel, Sand, Holz, Alu-Blech Espenfeld
usw.! Dennoch konnte 1989 die ,,Volks- Zur Eröffnung der Mols-
sternwarte Erfurt - Außenstelle Molsdorf" dorfer Warte ahnte noch nie-
ihrer Bestimmung in einer kleinen Feier- mand etwas vom so schnell
stunde übergeben werden.
eintreffenden verheerenden
Der eigentliche Anlass für den Bau war das Schicksal, das über diese
Vorhandensein von schon gefertigten neue Sternwarte hereinbrach.
Teilen für ein großes Newton-Teleskop. In einer Schrift über die Abb. 13:
Besaß ich doch im Privatbesitz schon seit Sternwarte schrieb ich noch Vordergrund: Teleskopeinheit, 400-mm-Teleskop,
1970 einen hervorragenden 400/2.000- 1990: ,,Möge diese neue 200-mm-Teleskop, 95-mm-Refraktor, Hintergrund:
mm-Zeiss-Spiegel. Im Laufe der Jahre schöne Sternwarte auf viele 280-mm-Cassegrain.
VdS-Journal Nr. 10
140 V D S > P O R T R A I T
Abb. 14: 150 / 2250-mm-ZEISS-Refraktor.
Abb. 15: Sternwarte Espenfeld: 400 / 2.000-mm-Newton-Teleskop, 130 / 1.950-mm-Refraktor, 95 / 1.450-mm-Refraktor, 80 / 1.200-mmProtuberanzenfernrohr (verdeckt).
Sternwarte doch im ,,Außenbereich". Insider wissen, was das bedeutet! Im Januar 1999 erhielt ich nach langem Kampf die Baugenehmigung. Innerhalb desselben Jahres wuchs mein Wohnhaus mit integrierter Sternwarte schnell empor. Im Juni kam eine 4,50-Meter-Kuppel aus Amerika, eine besondere Story, über die man vielleicht später berichten sollte. Und am 2. November war es soweit. Die astronomische Seele kam in die Sternwarte. Mittels Kran und LKW wurde von Molsdorf die Teleskopeinheit umgesetzt. Geschafft! Bei diesem umgesetzten Teleskop wurde der 200-mm-Newton durch einen 130/ 1.950-mm-Zeiss-Refraktor ersetzt. Die in Molsdorf zurückgelassenen Instrumente wurden abgebaut und einer Schule übergeben. Dort wurden sie in Kisten verpackt. Ich habe Zweifel, ob sie jemals wieder zum Himmel gerichtet werden. Unter dem klarem und dunklen Himmel Espenfelds sind nun wieder Himmelsbeobachtungen und besonders Aufnahmen möglich, an die ich in Molsdorf nicht mehr
VdS-Journal Nr. 10
denken konnte. Die Abbildungen 15 und 16 Anfang meiner astronomischen Reise
zeigen diese neue nun hoffentlich letzte durch über 50 Jahre. Vieles Vergessene
Sternwarte meines Lebens.
kommt mir noch in den Sinn. Ich will hier
Der Leser merkt vielleicht einen zweifeln- einfach den Punkt setzen.
den Unterton. Seit Mitte vorigen Jahres Auf dem Weg ,,Per aspera ad astra - Durch
geht ein Gespenst durch Espenfeld und Mühsal zu den Sternen" gab es immer wie-
Umgebung. Unvorhergesehen und niemals der Höhen und Tiefen. Niederlagen und
erwartet, soll eine neue Straße errichtet Freuden. Aber oben leuchteten mir immer
werden, die in ihrer schlimmsten Variante die Sterne !
das abermalige Aus der vor kurzem erbau-
ten Sternwarte
bedeuten würde!
Noch tobt der
Kampf der Bürger
um den Erhalt
ihres landschaft-
lich reizvollen und
stillen Ortes. Ich
hoffe auf ein
Votum seitens der
VdS und auf ein-
sichtige Geister,
die das Gespenst
vertreiben mögen.
Nochmals kehre Abb. 16:
ich zurück an den Sternwarte Espenfeld mit Wohnhaus.
R E Z E N S I O N 141
Astronomie für Einsteiger
Schritt für Schritt zur erfolgreichen Himmelsbeobachtung
Werner E. Celnik, Hermann-Michael Hahn, 192 S., 14,90, Kosmos Verlag Stuttgart, 2002
Bereits auf den ersten Blick ein wirklich schönes Buch. Es fügt sich harmonisch in die erfolgreiche Kosmos-Reihe ,,astropraxis" ein. Hervorzuheben sind die klare Gliederung, ansprechende Grafiken und der leicht lesbare Text. Dazu gibt es viele Astrofotos, Tabellen und ein Register. Der Leser wird durch den Tag- und Nachthimmel geführt, erfährt etwas über Teleskope, die Objekte des Sonnensystems und des Deep-Sky. Wer sich der Astrofotografie zuwenden möchte, bekommt das nötige Wissen im Kapitel ,,Vom Amateur zum Profi". Vielleicht fehlt ein Glossar, aber dafür gibt es Info-Kästen, in denen Begriffe wie ,,Azimut und Höhe" erklärt werden. Gut ins Bild passt auch die Zusammenstellung wichtiger Anschriften (Planetarien, Vereinigungen, Händler) sowie Literatur und Internet-Links am Ende des Buchs. Man merkt, dass es von erfahrenen Praktikern geschrieben wurde. Sie kennen die Probleme und Bedürfnisse der Einsteiger.
Schön sind z. B. Eselsbrücken zur Orientierung am Himmel. So kam man sich leicht merken, welcher der obere bzw. untere Zwillingsstern ist: Castor enthält ,,o" und Pollux ,,u". Auch der Vergleich des Schützen mit einer Teekanne ist hilfreich (die Amerikaner nennen ihn ,,teapot"). Das Thema ,,Sucher" wird recht optimistisch behandelt: ,,[wir] können mit dem Sucher ein Objekt einstellen und finden es sofort im Hauptinstrument wieder" (S. 81). Viele Sucher zeigen ein umgekehrtes Bild und die Suche führt oft ins ,,Aus". Das Problem sind die unterschiedlichen Perspektiven und Orientierungen von Auge und Sucherbild - hier ist viel Erfahrung erforderlich. Als ,,Profi" kann man das oft kaum nachvollziehen.
Allen Autoren ist eines gemeinsam: Sie finden ihre Erklärungen eindeutig. Der Leser, insbesondere der ,,Einsteiger", versteht diese oft anders oder verstrickt sich in alternativen Deutungen. Manchmal hilft die parallele Lektüre verschiedener Bücher - oder die Verwirrung steigt! Dabei muss man bedenken, dass die Astronomie eine strenge Naturwissenschaft ist. Viele Begriffe gehören in die Physik und Mathematik. Sie können in populären Büchern nur ,,beschrieben" werden. Die
Frage ist, wie gut die Übertragung in die Alltagssprache gelingt. Unter diesen Aspekten habe ich mir das Buch sorgfältig angesehen. Fazit: Es leistet hier viel; die Zusammenhänge sind klar und durchdacht dargestellt.
Es gibt aber auch (mehr formale) Kritikpunkte, etwa bei Tabellen. Warum müssen die Koordinaten der hellsten Sterne (S. 136) bis auf die Bogensekunde angegeben werden? Die Rektaszension sollte eine Stelle mehr haben und das bei ,,Zeit" gebräuchliche Trennzeichen ,,:" stört hier etwas. Bei den sonnennächsten (meist schwachen) Sternen machen genaue Koordinaten schon mehr Sinn, sie fehlen dagegen bei allen anderen Objekten. Die Spalten ,,mV" bzw. ,,MV" (z. B. Tab. S. 136) sind nicht erklärt. Für viele Anfänger ist die dreifache Bedeutung von ,,m" verwirrend: m = scheinbare Helligkeit sowie deren Einheit (m) aber auch ,,Minute". Ein eigener Info-Kasten ,,Helligkeit" wäre gut. Den gibt es für ,,Temperatur" aber leider fehlt dieses Stichwort im Register, so muss man suchen, was ,,K" in der Abbildung auf S. 141 bedeutet. In Tabellen stehen die Einheiten meist etwas verloren in einer unteren Zeile (z. B. S. 148) oder fehlen ganz. ,,Lichtjahr" wird unterschiedlich abgekürzt (Lj., Lj bzw. LJ). Übrigens verwendete Herschel diese Einheit nicht - er kannte überhaupt keine Entfernungen und benutzte nur ein qualitatives (helligkeitsbezogenes) Maß, die ,,Siriusweite". Auf S. 150 heißt es aber ,,[die Milchstraße] erschien ihm als Scheibe ... mit einem Durchmesser von 8.000 Lichtjahren und einer zentralen Dicke von vielleicht 800 Lichtjahren". Auf S. 166 heißt es, dass die Magellanschen Wolken (die in der Tab. der schönsten Galaxien fehlen) ,,beide nur etwas mehr als 200.000 Lichtjahre entfernt sind". Die GMW steht mit 179.000 Lj aber merklich näher. Reflexionsnebel werden als ,,gegenseitige Annäherungen" von unabhängigen Objekten (Stern, Staubwolke) beschrieben (S. 157), als Beispiel werden die Plejadennebel genannt, die natürlich ,,genetisch" verbunden sind. Der Name ,,Countdown-Nebel" für NGC 6543 (S. 160) ist mir nicht geläufig, ich kenne nur ,,Katzenaugen-Nebel". Noch ein Wort zu Stern- und Sternbildnamen. Hier zeigt sich der Kosmos-Verlag uneinheitlich: Im
Standardwerk ,,Welcher Stern ist das?" wird ,,C" verwendet (z. B. Cassiopeia, Cepheus, Capella, Castor), hier - mit Ausnahme von Canopus - aber ,,K". Trotz dieser (vielleicht kleinlichen) Bemerkungen ist dieses Buch unbedingt zu empfehlen. Es ist eine runde, gelungene Sache und liefert viele Anregungen. Selbst der fortgeschrittene Sternfreund findet noch Neues, wie z. B. die ,,KölnischWasser-Galaxie" (NGC 4711)! Wolfgang Steinicke
Und das lesen Sie im nächsten Heft:
· Venus vor der Sonnenscheibe · Flucht in die Sonne, Teil 1 · 2001-2002 - Odyssee durch Afrika · MoFi-Extremsport · SoFi ringförmig · MoFis erstes BTM - oder die Mittags-
pause nach meinem ersten Teleskopmeeting · Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen,Teil 2 · Die Meyer-, Marsden- und KrachtGruppe - deutsche Amateure entdecken neue Kometenfamilien · Sind wir noch Sternfreunde? · Zeichnen am Fernrohr · Sterne großer Eigenbewegung · Bilder von Komet Hönig · Astronomie im Akkord - auf Stippvisite beim Anglo-Australian Observatory · BoHeTa Bericht 2002 · Die Johannes Kepler-Sternwarte in Weil der Stadt · Hinweis auf ein mögliches Feriensternwartenprojekt · So entsteht das VdS-Journal ...
VdS-Journal Nr. 10
VdS-Journal Nr. 10
Abb. 1 (ganz oben): Mond und Jupiter treffen sich am Abendhimmel des 26.4.2001 über der VdS-Sternwarte Kirchheim. Eine Aufnahme von Manfred Holl mit feststehender Kamera, 5 Sekunden belichtet mit Objektiv 1:2,8 / 28 mm auf Kodak Elitechrome 400.
Abb. 2 (links): Thomas Wahl setzte mehrere Einzelbilder der Mondoberfläche zu diesem schönen Mosaik zusammen. Er fotografierte den 9 Tage alten Mond am 23.3.2001 mit einem Intes Micro 7" f/15 Teleskop mit Focalreducer (180 / 1.485 mm), unter Einsatz einer ToUCam-pro
WebCam mit IR- und GG 495-Gelbfilter zur Seeingberuhigung.
Abb. 3 (oben): Der Mondkrater Plato und das Alpental sind auf dieser Aufnahme die Hauptobjekte. Thomas Wahl fotografierte den 8,5 Tage alten Mond am 20.5.2002 mit einem Intes Micro 7" (180 / 2.700 mm) f/15 Teleskop im Primärfokus, unter Einsatz einer ToUCam-pro WebCam mit IR- und GG 495-Gelbfilter zur Seeingberuhigung. Die besten 15 Einzelbilder von insgesamt 200 Aufnahmen wurden zur Rauschminderung addiert.
I M P R E S S I O N E N 143
Abb. 4 (oben links): Thomas Wahl fotografierte den Planeten Jupiter am 9.1.2002 um 20:25 UT mit einem Intes Micro 7" f/15 Teleskop mit 2fach Barlowlinse, unter Einsatz einer ToUCam Pro 740 WebCam mit IR-Filter. Er addierte zahlreiche Einzelbilder aus einem Videostrom mit dem Programm GIOTTO und wandte mehrfach die Unscharfe Maskierung an.
Abb. 5 (oben rechts): Den Ringplaneten Saturn zeigt diese Aufnahme am 9.1.2002 um 20:50 UT von Thomas Wahl. Er verwendete ein Intes Micro 7" f/15 Teleskop mit 2fach Barlowlinse, unter Einsatz
einer ToUCam Pro 740 WebCam mit IR-Filter. Er addierte 15 Einzelbilder aus einem Vi-deostrom mit dem Programm GIOTTO.
Abb. 6 (unten): Am 3.11.2001 nahm Bernd Flach-Wilken Saturn auf Korn. Er setzte ein 300-mm-Schiefspiegler-Teleskop bei 22 m Äquivalentbrennweite ein und belichtete mit einer APOGEE AM13 CCD-Kamera (mit IR-Sperrfilter) 12 x 0,5 s in L(-IR), 6 x 0,7 s mit Rotfilter, 6 x 0,7 s mit Grünfilter und 6 x 1,5 s mit Blaufilter. Anschließend wurden alle Aufnahmen mit MIRA 6 bearbeitet und addiert.
Abb. 7 (oben): Nachtrag zu unserem Bildalbum von Komet C/2002 C1 (Ikeya-Zhang): Konrad Horn erzielte bereits am 15.2.2002 um 18:23 UT eine Aufnahme mit einer AUDINE CCD-Kamera am 100 / 500-mm-Refraktor. Er belichtete 30 x 60 Sekunden.
Abb. 8 (unten): Komet C/2000 WM1 (LINEAR) zieht am Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Hercules vorbei. Konrad Horn belichtete am 14.6.2002 um 22:28 UT 15 x 60 Sekunden mit einer AUDINE CCD-Kamera am 180mm-Teleobjektiv.
Abb. 9 (oben): Komet C/2002 F1 (Utsunomiya) am 16.4.2002 um 3:03 UT. Konrad Horn belichtete 24 x 60 Sekunden mit einer AUDINE CCD-Kamera an einem 180-mm-Teleobjektiv.
I M P R E S S I O N E N 145
Abb. 10 (links): Zeichnung der Nebel NGC 7822 und Ced 214 im Sternbild Cepheus von Uwe Glahn. Er beobachtete diese Nebel am 11.11.2001 mit einem 20 x 125 Großfeldstecher.
Abb. 11 (unten): Die Galaxie M 51 im Sternbild Jagdhunde, aufgenommen von Bernd Flach-Wilken am 6.4.2002. Er belichtete bei mäßiger Transparenz und 3 Bogensekunden Seeing 6 x 1.200 Sekunden mit einer OES MEGATEK CCD-Kamera (bei 24 mm x 24 mm) an einem 300-mm-Schiefspiegler bei Brennweite 6 m (f / 20).
146 H I N W E I S E
Komet im Vorgarten!
Über so etwas Spektakuläres kann ich heute an dieser Stelle zwar nicht berichten, aber wenn Sie auch in Zukunft von allen Mitgliedsleistungen, u. a. von unserem Schnell-Zirkular, dem VdS-Journal und dem ermäßigten Abonnement der Zeitschrift Sterne und Weltraum und/ oder Star Observer profitieren möchten, habe ich hier einige wichtige Tipps für Sie:
Rechnung mit neuem Mitgliedsausweis Mit dem heutigen Journal haben Sie auch die Beitragsrechnung für das Jahr 2003 erhalten. Wir bitten um Überweisung des Betrages innerhalb der nächsten drei Wochen. Unsere Rechnung beinhaltet zum ersten Mal einen neuen Mitgliedsausweis. Dieser ist gültig für das Jahr 2003. In Zukunft erhalten Sie jedes Jahr mit der Beitragsrechnung einen neuen Ausweis.
heim, BLZ 509 514 69. Zur Vermeidung unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr.
Sie möchten Sterne und Weltraum und/ oder Star Observer über die VdS zu ermäßigten Abo-Preisen beziehen? Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar nicht im Abonnement beziehen, genügt es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das Abo über uns beginnen soll. Wir veranlassen dann alles Weitere. Wenn Sie schon DirektAbonnent sind, prüfen Sie bitte, zu welchem Termin Ihr Abonnement-Vertrag auslaufen kann und kündigen Sie diesen selbst beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Start-Termin für Ihr Abo über die VdS mit. Wenn Sie zur Abwicklung weitere Fragen haben, rufen Sie uns an oder mailen Sie uns. Wir helfen Ihnen gerne weiter.
Sie sind umgezogen? Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift schnellstens bekannt. Dazu können Sie den folgenden Coupon ausschneiden und per Post an uns senden oder Sie faxen uns. Wenn Sie Zeitschriften im Abonnement über die VdS beziehen, geben Sie die Anschriftenänderung bitte ausschließlich an uns! Wir informieren dann automatisch die Verlage.
Sie haben uns eine Einzugsermächtigung erteilt und Ihre Bankverbindung hat sich geändert? Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte auch mit folgendem Coupon schriftlich. Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf unser Konto 11745 bei der Sparkasse Starkenburg Heppen-
Sie möchten SuW und/oder Star Observer ab 1.1. des nächsten Jahres abonnieren bzw. zum 31.12. diesen Jahres kündigen? Teilen Sie uns dies bitte schriftlich bis zum 15.11. mit!
Sie sind Student(in), Schüler(in) oder Auszubildende(r) und möchten auch in Zukunft die Mitgliedschaft zum ermässigten Beitrag fortsetzen und die reduzierten Abo-Preise erhalten? Dann beachten Sie bitte folgendes: Wir können den reduzierten Beitrag nur dann gewähren, wenn uns von Ihnen eine Immatrikulations-, Schul- oder Ausbildungsbescheinigung vorliegt. Diese Bescheinigung benötigen wir auch für den Nachweis gegenüber den Verlagen beim redu-
zierten Bezug von Sterne und Weltraum und/oder Star Observer. Für die korrekte Rechnungserstellung muss uns Ihre Bescheinigung unaufgefordert bis spätestens 15.10. eines jeden Jahres für das Folgejahr vorliegen. Eine nachträgliche Rechnungsänderung im Frühjahr erfordert einen enormen Zeitund Kostenaufwand, sowohl bei uns als auch beim Verlag und ist nicht mehr möglich! Sollten wir Ihre Bescheinigung zum genannten Termin nicht haben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglieder reichen uns die Bescheinigung bitte zum Beginn der Mitgliedschaft ein.
Wir finden es schade, falls Sie unsere Vereinigung verlassen möchten! Aber wenn Sie fest entschlossen sind, beachten Sie bitte, dass der Austritt zum Jahresende nur mit einer dreimonatigen Frist möglich ist, d. h. Ihre Kündigung muss laut Satzung spätestens am 30.9. bei uns vorliegen. Nur zur Erinnerung: Eine Mitgliedschaft ist auch ohne Bezug einer Zeitschrift möglich!
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle / Vorsitzender Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim E-Mail Vorsitzender: vds-astro@t-online.de Tel.-Nr. 06252/787154 E-Mail Geschäftsstelle: service@vds-astro.de Fax-Nr. 06252/787220 Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch wir zufrieden. Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank! VdS-Geschäftsstelle Charlotte Wehking
Gibt es Neuigkeiten? Sagen Sie es uns!
Hat sich Ihre Anschrift geändert, oder haben Sie die Bank gewechselt? Bitte informieren Sie uns über Änderungen. Vielen Dank! Schicken Sie einfach den ausgefüllten Coupon per Post oder per Fax an: 06252/787220.
Antwort Vereinigung der Sternfreunde e. V. Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim
Mitglieds-Nr.
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Vorname
Neue Anschrift: Straße, Hausnummer
PLZ, Ort
Meine Bankverbindung hat sich wie folgt geändert. Ich möchte die Mitgliedsbeiträge und
mein Abonnement SuW bequem per Banklastschriftverfahren bezahlen!
Bankinstitut, Name und Ort
Kontonummer
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Ich ermächtige die Vereinigung der Sternfreunde hiermit widerruflich, zu entrichtende Zahlungen für Mitgliedsbeiträge und evtl. Abo-Beträge SuW bei Fälligkeit von o.g. Konto im Lastschriftverfahren abzubuchen. Der Kontoinhaber ist mit dem o. g. Mitglied identisch.
Datum, Unterschrift
H I N W E I S E 147
2. Vorschau auf astronomische Ereignisse 2003 von Werner E. Celnik
Januar 1.
2. 4.
6.
9. 10. 11.
15. 16. 17.
18. 19. 25.
26.
27. 28.
29.
2003 Algol (beta Persei): Minimum, 4:03 MEZ delta Cephei: Maximum, ca. 20 Uhr MEZ Neumond, 21:23 MEZ Meteorschauer Quadrantiden (Bootiden), ca. 100 Meteore/h, Morgenhimmel; Algol (beta Persei): Minimum, 0:52 MEZ 7-Iris (9,6 mag) 17" nördl. 16 Piscis (5,7 mag) und 2,9' südl. NGC 7714/15, 18:32 MEZ; Algol (beta Persei): Minimum, 21:41 MEZ Algol (beta Persei): Minimum, 18:30 MEZ Erstes Viertel, 14:15 MEZ Venus in größter westl. Elongation (47 Grad ), Morgenhimmel Mond 2,1 Grad nördl. Saturn, 18:30 MEZ Mond bedeckt 132 Tauri (4,9 mag), Beginn ca. 4:56 MEZ Mond bedeckt epsilon Geminorum (3,0 mag), Beginn ca. 3:50 MEZ delta Cephei: Maximum, ca. 22 Uhr MEZ Vollmond, 11:48 MEZ Mond 3,6 Grad nordöstl. Jupiter, 18:30 MEZ Letztes Viertel, 9:33 MEZ Beginn Merkursichtbarkeit Morgenhimmel, ca. 7:10 MEZ 4-Vesta (7,1 mag) 17,6" südl. delta Virginis (3,4 mag), 2:30 MEZ Mond 4,9 Grad westl. Mars, 6:30 MEZ Mond zwischen Venus und Mars, Morgenhimmel, ca. 6 Uhr MEZ Algol (beta Persei): Minimum, 20:15 MEZ
Februar 1. 2. 3. 9. 10. 11.
12. 15. 17. 18. 19. 23. 25.
2003 Neumond, 11:48 MEZ Jupiter in Opposition zur Sonne, Sternbild Krebs Ende Merkursichtbarkeit Morgenhimmel, ca. 7:10 MEZ Erstes Viertel, 12:11 MEZ Mond bedeckt 53 Tauri (5,4 mag), Beginn ca. 21:16 MEZ Mond bedeckt SAO 76618 Tauri (5,7 mag), Beginn ca. 2:02 MEZ Mond 2,4 Grad nordwestl. Saturn, ca. 2 Uhr MEZ Mond 3,3 Grad nordöstl. Jupiter, ca. 19:30 MEZ Vollmond, 0:51 MEZ Algol (beta Persei): Minimum, 22:00 MEZ delta Cephei: Maximum, ca. 3 Uhr MEZ Letztes Viertel, 17:46 MEZ Mond 2,9 Grad südl. Mars, ca. 6 Uhr MEZ
März 2003
1.
delta Cephei: Maximum, ca. 21 Uhr MEZ
3.
Neumond, 3:35 MEZ
7.
delta Cephei: Maximum, ca. 5 Uhr MEZ
11.
Erstes Viertel, 8:15 MEZ
Mond 4,4 Grad nordöstl. Saturn, ca. 19:30 MEZ
13.
Mond bedeckt 37 Geminorum (5,7 mag), Beginn ca.
3:25 MEZ; Algol (beta Persei): Minimum, 20:34 MEZ
14.
streifende Sternbedeckung d. d. Mond: kappa
Geminorum (3,6 mag), Südpol,
Grenzlinie = Cottbus-Berlin-Lübeck-Sylt, ca. 0:24-
0:35 MEZ,
Mond bedeckt kappa Geminorum nördl. der Grenzlinie
15.
Mond 3,0 Grad nördl. Jupiter, ca. 3 Uhr MEZ
18.
Vollmond, 11:34 MEZ
21.
Sonne im Frühlingspunkt, 2:00 MEZ
25.
Letztes Viertel, 2:51 MEZ
26.
4-Vesta (5,9 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild
Jungfrau
April 1. 3. 4. 7.
10.
11. 12.
16. 17. 18. 22. 23.
2003
Neumond, 21:19 MESZ delta Cephei: Maximum, ca. 2 Uhr MESZ Jupiter 1 Grad östl. Sternhaufen Praesaepe (M 44) im Krebs Beginn Merkursichtbarkeit, Abendhimmel ca. 21 Uhr MESZ Mond 2,4 Grad nördl. Saturn, ca. 24 Uhr MESZ streifende Sternbedeckung d. d. Mond: 57 Geminorum (5,0 mag), Südpol, Grenzlinie = Pilzen-ZwickauGoslar-Hannover-Wilhelmshaven, ca. 0:59-1:10 MESZ, Mond bedeckt 57 Geminorum nördlich der Grenzlinie; Erstes Viertel, 1:40 MESZ Mond 5,7 Grad nordwestl. Jupiter, ca. 3:30 MESZ Mond bedeckt eta Leonis (3,5 mag), Beginn ca. 21:47 MESZ; streifende Sternbedeckung d. d. Mond: eta Leonis (3,5 mag), Nordpol, Grenzlinie = Südost nach Nordwest über Rügen, ca. 22:16 - 22:21 MESZ Vollmond, 21:36 MESZ Ende Merkursichtbarkeit, Abendhimmel ca. 21:30 MESZ Mond bedeckt den Doppelstern alpha Librae (2,8 mag), ca. 2:04-3:33 MESZ Meteorschauer Lyriden, ca. 20 Meteore/h, ca. 0 bis 4 Uhr MESZ Mond 5 Grad südwestl. Mars, ca. 4:30 MESZ Letztes Viertel, 14:18 MESZ
Mai 2003 1. 3.
5. 7. 8. 9. 16.
Neumond, 14:15 MESZ 3-Juno (10,1 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild Jungfrau Mond 6 Grad nordöstl. Saturn, ca. 22:30 MESZ Merkurdurchgang vor der Sonne, 7:13 - 12:32 MESZ Mond 3,5 Grad nördl. Jupiter, 23:30 MESZ Erstes Viertel, 13:53 MESZ Vollmond, 5:36 MESZ Totale Mondfinsternis, Kernschatten 4:03 bis 7:17 MESZ, Mitte: 5:40 MESZ
Veranstaltungskalender
Februar 2003
Sa 22.2.2003
3. ATH Hückelhoven, Astro-Treff und Messe
Ort:
Gymnasium Hückelhoven
Veranstalter:
Astro-AG des Gymnasiums Hückelhoven
Information:
Tel. 02433-86052, 02433-86841, Fax 02433-85805, E-
Mail: astroag@freenet.de
April 2003
Sa 5.4.2003
28. Würzburger Frühjahrstagung der VdS
Ort:
Hörsaal des Physiologischen Instituts der Universität,
Röntgenring 9 , D-97070 Würzburg.
Anmeldung:
Peter Höbel, Im Föhrenwald 35, D-91054 Erlangen, E-
Mail: peter.hoebel@t-online.de
Sa 12. - So 20.4.2003
25. Astronomisches Abenteuer-Camp (AAC)
Jugendlager für Teilnehmer im Alter von 16 bis 24 Jahren
Ort:
Mehr am Niederrhein.
Veranstalter:
Moerser Astronomische Organisation
mit Unterstützung der VdS
Information:
AAC, c/o Felix Kröger, Wiesenweg 31 A, D-53121
Bonn, Tel.: 0228-6202667,
E-Mail: f.kroeger-naudiet@gmx.de, www.sternwarte-
moers.de/Leistungen/AAC/aac.html
Bitte beachten Sie auch die aktuellen Termine auf der VdS-Homepage: www.vds-astro.de
Mai 2003
Sa 17.5.2003, 10-18 Uhr
19. Astronomiemesse ATT in Essen
Ort:
Gesamtschule Bockmühle, Ohmstr. 32, D-45143 Essen
Veranstalter:
Verein für volkstümliche Astronomie Essen e.V.
Information:
Verein für volkstümliche Astronomie Essen e.V.,
Weberplatz 1, D-45127 Essen,
E-Mail: FSCTastro@aol.com, Tel.: 0201-510401, Fax:
0201-510401.
Mi 28.5. - So 1.6.2003
Internationales Teleskoptreffen Vogelsberg (ITV 2003)
Ort:
D-36325 Stumpertenrod (Gemeinde Feldatal)
Information:
Walter Kutschera, Ulrichsteiner Str. 24, D-36325
Stumpertenrod, Tel: 06645-8754, Fax: 06645-8756, E-
Mail: walter@teleskoptreffen.de,
www.teleskoptreffen.de.
Juni 2003
Fr 6. - Di 10.6.2003
22. Planeten- und Kometentagung der VdS in Violau
Workshops und Referate zu allen Bereichen der Kometen- und
Planetenbeobachtung.
Ort:
Bruder-Klaus-Heim in Violau
Information:
Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, D-12167 Berlin
Sa 14. - So 15.6.2003
6. Kleinplanetentagung der VdS FG Kleine Planeten
Ort:
Drebach, Sachsen
Information:
Gerhard Lehmann, Persterstr. 6h, D-09430 Drebach,
www.kleinplanetenseite.de
VdS-Journal Nr. 10
148 H I N W E I S E
Name Name Bannuscher Becherer Bernhard Binnewies Bohle Bredner Burkhard Burmeister Caronti Celnik Clauss Andreas Denzau Diederich Eberle Erdmann Flach-Wilken Glahn Griesser Guthier Güths Hänel Hahn Harder Heger Heinlein Hinterreiter Hinz Holl Hoppe Horn Jahreis van Kerkhof Kerner Kertzscher Knöfel Korth Kresken Lehmann Leugner Linger Loibl Meyer Meyer Möller Müller Novotny Obermair Opialla Panczyk Payer Petter Popp Raab Riepe Schmidt Schremmer Steinicke Thinius Thomas Töpler Verweyen Vogel Völker Wagner Wahl Walther Wendel Zellhuber Zwick
VdS-Journal Nr. 10
Vorname Vorname Dietmar Jana Klaus Stefan Jens Eberhard H. R. Herbert Michael Giovanni Werner E. Wolfgang G. Frank Helmut Hans Günter Roland Sandra Bernd Uwe Markus Otto Torsten Andreas Hermann-Michael Christian Max Dieter Reinhard Claudia Manfred Michael Konrad Oliver Willem Heinz Jan Andre Stefan Rainer Gerhard Rebecca Ina Günter Erich Maik Dennis Andre Peter Erwin Tobias Dirk Thomas Günter Harald Herbert Peter Stefan Hans Wolfgang Bernd Axel Rainer Alice Andreas Peter Frank Thomas Gerhart Volker Herbert Magnus
Straße
PLZ
Ort
Straße
PLZ
Ort
Burgstr. 10
56249
Herschbach
Hauptstr. 63
01796
Struppen
Kafkaweg 5
A-4030
Linz
Kutzbach 10
53804
Much
Frankenstr. 6
32120
Hiddenhausen
Ginsterweg 14
59229
Ahlen-Dolberg
Troyesstr. 46
64297
Darmstadt
Wiesentoft 18d
24944
Flensburg
Deichstr. 17
76275
Ettlingen
Graudenzer Weg 5
47495
Rheinberg
Georg-Feil-Str. 9
67149
Meckenheim
Lindenstr. 8
08451
Crimmitschau
Memelstr. 61
45259
Essen
Inselstr. 16
64287
Darmstadt
Rheinstraße 22
68642
Bürstadt-Bobstadt
Neustettiner Str. 19
28717
Bremen
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