VdS-Journal

Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 13

NACH REDAKTIONSSCHLUSS
4 Astronomietag 2004 (VdS-Redaktion)
5 Mondfinsternis live im Internet (VdS-Redaktion)
5 Sonnensturm und Polarlichter (VdS-Redaktion)
4 Neuer VdS-Vorstand (VdS-Redaktion)
4 Martin Mayer - VdS-Medaillenträger 2003 (VdS-Redaktion)

SPT/SPEKTROSKOPIE
6 Bunte Bänder mit schwarzen Strichen (Hunger Thomas)
6 Wie fotografiere ich Spektren? (Hunger Thomas)
7 Spektroskopie: Einige Verweise (Hunger Thomas)
8 Ein Versuch zur Video-Meteorspektroskopie (Molau Sirko, Hunger Thomas)
10 Mein Weg zur Spektroskopie (Stober Berthold)
12 Uuml;berwachung von Veränderlichen: Fallbeispiele (Pollmann Ernst)
15 Vier Spektrographen - ein Ergebnis? (Hanisch Bernd)
18 Versuche zur Bestimmung der Spektralklasse von Sternen (Goretzki Dieter)
23 Die Reduktion von Sternspektren (Gebhard Günter)

ASTROFOTOGRAFIE
28 Kleiner Fehler - große Wirkung (Weis Christian)
29 Astrofotografie mit der Digitalkamera FinePix S602 Zoom (Hauss Michael)
32 Polarisation von Deep-Sky-Objekten (Gährken Bernd)
34 Projekt Draco Dwarf Teil 1 (Riepe Peter, Häusler Bernhard, Mündlein Ralf)

AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
38 Neue preisgünstige Okularkonstruktionen (Wienstein Sven, Walczak Andre)
40 Umbau eines Meade Starfinder-Dobson (Kleisa Manfred)
44 18-Zoll-Satisfaction (Weis Christian)
46 Der Kugelblitz (Geibel Jens)

CCD-TECHNIK
47 Artefakte und Uuml;berschwinger heute (Möller Dennis)
48 Mars für Nordlichter (Leue Hans-Joachim)

COMPUTERASTRONOMIE
49 Simulation von Bahnkurven beim Kepler-Problem (Brinks Ralph)
51 Designfrage (Jahns Helmut)

DARK SKY
52 Sind Menschen Motten (Deschan Helmut)

DEEP SKY
55 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 13 (Steinicke Wolfgang)
55 Helle Planetarische Nebel detailliert beobachten Teil 2 (Töpler Rainer)
57 Johann Kern - Pionier der visuellen Deep-Sky-Beob. (Steinicke Wolfgang)
59 Astronomische Zeichnungen digital bearbeiten (Dähne Markus)

GESCHICHTE
62 Die Nebelschleier des Sir William Herschel Teil 3 (Latußeck Arndt)
62 Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
65 100 Jahre Deutsches Museum - die Abtl. Astronomie (Witt Volker)

KOMETEN
68 Die hellen Kometen des Jahres 2004 (Meyer Maik)
71 Astronomisches Radioprogramm (Beck Stefan)

KLEINE PLANETEN
71 Von großen Planeten zu Asteroiden (Lorenz Joachim)
74 Recovery eines NEA´s (Meyer Erich)

SONNE
76 Merkurdurchgang 2003 - ein letzter Blick zurück (Wagner Frank, Girrbach Dieter, Tute Axel)
77 Die ringförmige Sonnenfinsternis am 31.5.2003 (Celnik Werner E.)

STERNBEDECKUNGEN
82 Moonlimb: Mondrandprofile aus Sternbedeckungs-Beobachtungen (Büttner Dietmar)
VERäNDERLICHE
84 Schnell und hell - der Mirastern X Aur (Bannuscher Dietmar)
84 SU Tau verschwunden (Bannuscher Dietmar)
85 WW Dra - ein heller Programmstern der BAV mit vielen Problemen (Meyer Ralf)
86 Der Bedeckungsveränderliche WZ Ceti (Hassforther Bela)

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0 Veröffentlichungen und Materialien der BAV (Veränderliche)

SERVICE
90 M wie Messier Journal 13: M 101 (Güths Torsten)

ZUM NACHDENKEN
91 Man soll´s nicht für möglich halten (Herzog Gerhard)
91 Eine kurze Geschichte der Photometrie (Quester Wolfgang)
92 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie I (Edthaler Helmut)
92 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie I (Priebe Nina)

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0 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie (Zum Nachdenken)

ZUM NACHDENKEN
94 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie (Celnik Werner E.)
94 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie II (Edthaler Helmut)
94 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie III (Edthaler Helmut)
94 Leserbriefe zu Neueinsteiger in der Astronomie (Kriebel Wolfgang)

BEOBACHTERFORUM
95 Zum Beobachterforum (Celnik Werner E.)
96 Von der zufälligen Begegnung mit einem Haifisch - Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 31. Mai 2003 (Lademann Kersten Jörg)
98 Braune Zwerge von M7 bis T6 (Diederich H.-G.)
100 V838 Mon und Lichtecho im Falschfarbenbild (Diederich H.-G.)
101 Schattenspiel im Mai (Mondfinsternis) (Lucius Dirk)
102 Die Mondfinsternis vom 16.5.2003 (Edthaler Helmut)
103 Das offene Fenster: Mondfinsternis (Stadter Adrian)
104 Geminiden vom 13./14.12.2002 (Edthaler Helmut)
104 Mondfinsternis am 16.5.2003 in Wesseling bei Bonn (Paulus Rolf)

VDS-NACHRICHTEN
105 VdS 26. Tagung vom 12.-14.9.2003 in Berlin (Steinicke Wolfgang)
107 VdS 26. ordentliche Mitgliederversammlung 13.9.2003 (Steinicke Wolfgang)

13
0 Leserbriefe an die Redaktion/GS Journal 13 (VdS-Nachrichten)

VDS VOR ORT
111 Tagung Fachgruppe 22. Kometen und Planeten Violau (Gera Hans-Dieter)

VDS-NACHRICHTEN
111 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)

VDS VOR ORT
114 3. Astronomischer Treff Hückelhoven (Ueberschaer Stefan)
115 Glückauf - Kleinplanetler im Weihnachtsland (Griesser Markus)
117 Die 28. Würzburger VdS-Frühjahrstagung (Jahn Jost)
118 Astronomie auf La Palma (Emlaut Albert)
120 "30 Jahre ""Sternfreunde Breisgau e.V.""" (Steinicke Wolfgang)
122 Sonnenbeobachtung im Kindergarten (Breimaier Birgit)

REZENSION
123 "Buchbesprechung ""Praxishandbuch Astrofotografie""" (Ueberschaer Stefan)

VORSCHAU
124 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 13 (Celnik Werner E.)

EDITORIAL
1 Editorial Journal 13 (Guthier Otto, Jahn Jost)

Textinhalt des Journals 13

Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software. Der Text ist nicht formatiert, Bildunterschriften sind irgendwo im Text eingefügt.
Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.

128

- Impressum

14

- Inserenten-Verzeichnis

22

- Erratum

123

VdS-Tagung Berlin Seite 105
VdS-FG-Tagungen Seite 115

4 VdS-AKTUELL

Neuer VdS-Vorstand
Abb. 1: Der neu gewählte VdS-Vorstand in Berlin. (Aufnahme Uwe Reimann)

Die 26. ordentliche Mitglieder versammlung der VdS wählte am 13. September 2003 in Berlin für die nächsten zw ei Jahre einen neuen Vorstand . Zum Vorsitzenden wurde Otto Guthier (Heppenheim), zum Schatzmeister Thomas Keßler (Lüneburg) und zum neuen Schriftführer Wolfgang Steinicke (Umkirch) gewählt. Die Mitglieder wählten mit großer Mehrheit Silvia Otto (W aldsee), Susanne Hoffmann (Potsdam), Dieter Friedrich (Essen) und Jost Jahn (Uelzen) in den neuen Vorstand, der nun weitere kooptierte Vorstandsmitglieder ernennen wird. Das Durchschnittsalter des neu ge wählten Vorstandes liegt bei 43 Jahren und erstmals sind zwei Frauen im Vorstand vertreten. Peter Völker (Berlin) und Dr . Werner E. Celnik (Rheinberg) kandidierten nach vielen Jahren ehrenamtlicher Tätigkeit für unsere Vereinigung nicht mehr und schieden auf eigenen Wunsch aus. Die Mitgliederversammlung dankte beiden Herren für Ihre v erdienstvolle, jahrelange Arbeit und Einsatz für die VdS. Ausgeschieden ist auch Oliver Jahreis (Bingen).

Martin Mayer - VdS-Medaillenträger 2003

Im Rahmen der Mitglieder versammlung wurde Martin Mayer (Streitheim) für seine Verdienste im Bereich der AmateurAstronomie und seine Tätigkeit auf dem Gebiet der astronomischen Volksbildung mit der VdS-Medaille ausgezeichnet. Martin Mayer nahm die Urkunde und Medaille sichtlich be wegt und mit g roßer Freude entgegen. Der Vorstand gratuliert Martin Mayer zu dieser Auszeichnung und

bedankt sich für die vielen schönen Tagungen in Violau.
Abb.2: Martin Mayer (links) erhält aus der Hand des Vorsitzenden der VdS die VdS-Medaille 2003. (Aufnahme Thomas Kessler)

Astronomietag 2004

Nach dem g roßen Erfolg des ersten deutschen Astronomietages am 23. August 2003, zu dem die VdS aufgerufen hatte, laufen die Vorbereitungen für einen zw eiten Astronomietag. Dieser soll im August oder September 2004 stattf inden.

Beteiligungen entgegen. Beteiligen Sie sich aktiv und helfen Sie mit, dass dieser Tag der Astronomie ein Erfolg wird!

Auch ein spezielles Faltblatt soll zu diesem zweiten Astronomietag erscheinen und allen Sternfreunden, Volkssternwarten und astronomischen Einrichtungen zur Verfügung stehen. Der Vorstand nimmt ger ne Ihre Anregungen, Unterstützungen und
VdS-Journal Nr. 13

Hinweis an unsere Mitglieder:
Bitte achten Sie darauf, dass Ihre persönliche Rechnung für Ihre Mitgliedschaft dieser Ausgabe unseres VdS-Journals beiliegt.
Der Mitgliedsbeitrag für 2004 bleibt unverändert bei 25,00
bzw. 18,00 für Schüler, Studenten und Azubis.

VdS-AKTUELL 5

Sonnensturm und Polarlichter

Abb.3: Beeindruckende Polarlichter wurden am 30. und 31. Oktober, sowie am 20. November gesichtet. Nebenstehende Aufnahme gelang Jost Jahn in der Nacht vom 30. Oktober in Schleswig-Holstein.

Ende Oktober kam es über raschend zu den stärksten Er uptionen auf der Sonne seit den vierziger Jahren. Zeitw eise konnten große Flecken und riesige Fleck engruppen mit bloßem Auge beobachtet werden. Die Sonnenf insternisbrille tat gute Dienste!
Wenige Tage nach dem Auftauchen der ersten großen Flecken kam es zu stark en Polarlichtern, die selbst in Süddeutschland und der Schw eiz beobachtet w erden konnten.
Weitere fulminante Erscheinungen traten erneut nach dem 20. No vember auf! Wir werden darüber in den nächsten Ausgaben berichten.

Mondfinsternis live im Internet...

.. für diesen tollen Ser vice sorgte in der Nacht vom 8. auf 9. No vember Uwe Reimann. Mittels einer digitalen Kamera im Fokus eines Refraktors, übertrug er live das grandiose Naturschauspiel im Internet. Über 20.000 Menschen w aren in den frühen Morgenstunden live auf der VdSHomepage dabei als der Mond in den Schatten der Erde eintauchte. Wer es nicht

miterleben konnte, oder es sich nochmals anschauen möchte: www.vds-astro.de und schon sind Sie dabei.

Abb.5 : Die ,,Web-Statistik" zeigt die Anzahl der Zugriffe auf unsere Homepage.

Abb. 4: Aufnahme der totalen Mondf insternis vom 9. November 2003 von Uwe Reimann.

Hinweis an alle ,,Sterne und Weltraum-" und ,,Astronomie Heute"-Abonnenten
Der Verlag Spektrum der Wissenschaft, Herausgeber der astronomischen Monatszeitschriften ,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie Heute" teilt uns mit, dass sic h die Bezugskosten für ,,Sterne und Weltraum" im Jahr 2004 nicht erhöhen. ,,Astronomie Heute" wird im Jahr 2004 10mal zum Vorzugspreis von 50,- erscheinen.
VdS-Journal Nr. 13

6 SCHWERPUNKTTHEMA

Bunte Bänder mit schwarzen Strichen - oder: Spektroskopie
von Thomas Hunger

Um es v orwegzunehmen: Man kann sich dem Thema Spektroskopie auch ,,seriöser" annähern. Aber warum eigentlich? In vielen Büchern sind Spektren doch genau so dargestellt - b unte Bänder mit schw arzen Strichen. Ebenso, wenn man selbst Spektren auf Farbfilm bannt. Letztendlich trifft die Überspitzung doch genau den Kern. Es bedarf keiner sonderlich komplizierten Herangehensweise an dieses Thema. Die benötigte Technik ist für den Anfang nicht aufwendig. Ein Prisma (oder eine Gitterfolie) vor einem handelsüb lichen Fotoobjektiv mit entsprechender Kamera ist schnell montiert. Fazit: Jeder kann spektroskopieren! Viele Schüler beschäftigen sich damit, und die Amateurastronomen, die dieses Wissen nicht nur aus Büchern beziehen wollen. Zugegeben, bis zu einem gewissen Grad ist das erst einmal nur ein Nachvollziehen. Für F ortgeschrittene ist

aber Beobachtung mit wissenschaftlichen Anspruch möglich und teils auch ge wollt. Mit anderen Worten, Spektroskopie bietet für alle Ster nfreunde Betätigungsfelder und ist zudem spannend. Die Fachgruppe Spektroskopie - aus deren Kreis dieses Schw erpunktthema gestaltet wurde - versteht sich als Plattfor m für die an Spektroskopie interessierten Hobbyastronomen. Zwischen den Mitgliedern der Fachgruppe gibt es einen regen Erfahungsaustausch, teils auf der Mailingliste, teils im persönlichen Kontakt. Unterstützt wird

die Kommunikation durch Rundbriefe und Treffen. Für die Einsteiger gibt es eine Einführungsschrift (Bezug über Er nst Pollmann, Leverkusen). Nebenbei: Die nächste Jahrestagung wird vom 14.-16. 05. 2004 voraussichtlich an der Ster nwarte in Heppenheim stattfinden. Alle Interessierten seien hiermit herzlich zur Teilnahme an diesem Workshop eingeladen. Der vorliegende Schwerpunkt ist als Kaleidoskop verschiedener Aktivitäten innerhalb der F achgruppe angelegt. Die Artikel sind w eitestgehend eigenständig. Auf die Wiedergabe von Grundlagen über (Stern-)Spektroskopie, die in einschlägigen Büchern dargestellt sind, wird verzichtet. Neben Artikeln zur Beobachtungsmethodik und Spektrenaus wertung stehen die Objekte, besonders die F ixsterne, im Vordergrund. Weitere Artikel erscheinen noch im nächsten Journal.

Wie fotografiere ich Spektren?
von Thomas Hunger

In diesem Artikel wird beschrieben, wie mit einer einf achen Anordnung Spektren aufgenommen werden. Eine Beobachtungsmethode unter Verwendung von Fotofilm als Detektor wird v orgestellt, bevor weiterführende Techniken andiskutiert werden.
Um das ,,weiße Licht" von Sternen in seine farblichen (spektralen) Anteile zu zerlegen, wird häufig ein Prisma oder ein optisches Gitter in Verbindung mit einer abbildenden Optik benutzt. Die Abbildung 1a zeigt schematisch den Aufbau solch einer einfachen spektroskopischen Anordnung zur Aufnahme von Spektren stellarer Objekte. Vor einer F otokamera ist hier ein Prisma angebracht. Diese Anordnung wird deshalb auch als Objekti vprismen-Spektrograph bezeichnet. Alternativ kann man ein Gitter anstelle des Prismas v erwenden. Auch kommerzielle Lösungen wie der Spektrographenansatz eines namhaften deutschen Geräteanbieter sind verfügbar. Da der Stern ohne Prisma punktförmig auf den Film abgebildet wird , erzeugt der Einsatz des Prismas einen f arbigen Strich.
VdS-Journal Nr. 13

Durch das Objektiv wird dieser sogenannte Spektralfaden auf den Fotofilm abgebildet. Bei der direkten Betrachtung dieses ,,Lichtfadens" kann man die charakteristischen Absorptionslinien, manchmal auch Emissionslinien, nur ansatzweise erahnen. Um das Spektrum mit seinen Linien angenehm sichtbar zu machen, wird der Spektralfaden künstlich senkrecht zur Fadenrichtung ,,verbreitert". Die Verbreiterung sollte für die ersten Versuche durch die P endelmethode erfolgen. Dabei wird die Rotation der Erde ausgenutzt. Zunächst wird der Spektro graph auf den Ster n ausgerichtet. Hierbei ist zu beachten, dass die Kamera durch die Ablenkung des Lichtes im Prisma nicht direkt auf den zu beobachtenden Ster n ,,schaut". Der Spektralfaden wird nun senkrecht zur scheinbaren Bewegungsrichtung eingestellt. Wenn alles justier t ist, wird die Nachführung der Montierung - soweit vorhanden - ausgeschaltet und der Spektralfaden wandert über den Fotofilm, ganz so wie bei einer Strichspuraufnahme (Abb . 1a). Ein solcher Durchlauf wird meist nicht

ausreichen, um das Spektrum genügend zu belichten, da das Ster nenlicht durch seine spektrale Aufspaltung über eine g roße Fläche des Filmes verteilt wird. Dann muss der Spektralfaden mehrmals über den Film geführt werden. Dazu ,,holt" man den Spektralfaden zum Be ginn zurück und lässt ihn wiederholt über den F ilm wandern. Mit einer gut ausgerichteten parallaktischen Montierung funktioniert das schon ordentlich. Komfortabler und reproduzierbarer wird es, w enn mit einem Leitrohr der P endelvorgang kontrolliert wird. Für erfolgreiche Aufnahmen ist noch der von den Strichspuren bekannte Ef fekt zu berücksichtigen, dass sich die äquatornahen Sterne schneller als die polnahen bewegen. Die Höhe der Spektren durch die Verbreiterung ist für gleiche Belichtungszeiten folglich unterschiedlich! Da in den meisten Ausrüstungen auch der Astroanfänger eine Kleinbild-Spie gelreflexkamera zumindest v erfügbar ist, empfiehlt sich deren Verwendung mit dem üblicherweise zugehörigen Objekti v kleiner Brennweite. Längere Spektralfäden werden mit größeren Brennweiten erzeugt,

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Abb. 1 (a) Objektivprismenspektrograph zur Aufnahme von Sternspektren. Durch die scheinbare Bewegung des Sternes wird das Spektrum auf dem Film erzeugt. (b) ,,Ein Blick in die Plejaden": Tau ist der helle Stern rechts.

Details in den Spektren w erden dadurch besser sichtbar. Prismen geeigneter Größe, d. h. mit Abmessungen, die den Objektivdurchmessers überschreiten, sind im Handel erhältlich. Als Sorte empfehlen sich Gläser mit g roßer Brechkraft, z. B . Bor-Kron- (BK) oder Schwerflintglas (SF). Es ist günstiger , das Spektr um nicht zu verbreitern. Das ohnehin w enige Licht wird durch das P endeln nicht zusätzlich ,,vergeudet", allerdings auf K osten der direkten Anschaulichkeit. Wenn eine ansprechende Darstellung ge wünscht ist, wird der Spektralf aden durch geeignete Bildbearbeitung nachträglich zum Spektrum ,,gemacht". Ist der Spektralf aden auf Fotofilm gebannt, kann man ihn photo-

elektrisch abrastern und als Kurve darstellen. Entsprechende Photometer können von der FG Spektrosk opie bereitgestellt werden. Alternativen sind die Übertragung auf eine F oto-CD oder das Dia-Scannen. Die Aufnahmen sind dann elektronisch verfügbar und können durch Bearbeitung am Computer sowohl als Bilder oder auch als Kurven dargestellt werden. Durch den Einsatz der hochempf indlichen CCDKameras liegen die Daten sofor t in elektronischer Form vor. Für den Anfänger steht dieser Detektor jedoch meist nicht zur Verfügung. Mit der P endelmethode habe ich Tau (Spektraltyp B5p) aufgenommen. Die Abbildung 1b zeigt das mit einem

Objektivprismen-Spektrographen (Prisma: BK7, 45 Grad ; Objektiv: Zeiss C60/500; Film: Neopan 400) foto grafierte Spektrum. Neben dem eigentlichen Beobachtungsobjekt finden sich zusätzliche Spektren benachbarter Sterne, die sich teil weise überlappen. Dies ist sicherlich von ästhetischen Wert, erschwert aber weitergehende Auswertungen. Die Pendelmethode in Verbindung mit einem Objektivprismengerät ist für den Anfänger zu empfehlen, da auf diese einfache Weise schön anzusehende Spektren erzeugt werden und damit w esentliche Grundzüge der praktischen Spektrosk opie erlernbar sind. Der etw as Fortgeschrittene wird dann auf das Pendeln verzichten.

Spektroskopie: Einige Verweise
von Thomas Hunger
Um sich über Astro-Spektroskopie zu informieren, kann auf die unterschiedlichsten Ressourcen zurückge griffen werden. Neben Büchern gewinnt das Inter net immer mehr an Bedeutung. Daher sind im folgenden einige empfehlenswerte Quellen aufgeführt. Natürlich kann hier k ein Anspruch auf Vollständigkeit erhoben werden. Zusätzlich sind Bezugsadressen für Prismen und Gitter ange geben, um den Einstieg zu erleichtern.

Bücher - J. B. Kaler, Sterne und ihre Spektren, Spektrum der Wissenschaften - R. Häfner, in: G. D. Roth (Ed.), Handbuch für Sternfreunde, Springer - A. Weigert und H. J. Wendker, Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. VCH - H. Scheffler und H. Elsässer, Physik der Sterne und der Sonne, BI Wissenschaftsverlag
Internet - FG Spektroskopie: pollmann.ernst.org - Christian Buil (Spektrographen, Objekte, IRIS-Bildbearbeitung):
www.astrosurf.com/buil - Valerie Desnoux (VSPEC-Reduktionssoftware): www.astrosurf.com/vdesnoux - Maurice Garvin (Spektrographen, Objekte): www.astroman.fsnet.co.uk - CAOS Group (Objekte, Spektrograph): www.eso.org/~gavila/caos/ - R. O. Gray (Spektren-Simulation): www1.appstate.edu/dept/physics/rog.html - G. Gebhard (Objekte, Spektrograph): www.spektros.de
Prismen/Gitter - Edmund Industrie Optik (hier auch preiswerte Gitterfolie): www.edmundoptics.com, - Linos Photonics: www.linos-photonics.de - Jobin Yvon: www.jygmbh.de - Baader Planetarium: www.baader-planetarium.de - Dieter Martini (exzellenter Prismenschleifer): dietermartini@web.de

VdS-Journal Nr. 13

8 SCHWERPUNKTTHEMA

Ein Versuch zur Video-Meteorspektroskopie
von Sirko Molau und Thomas Hunger

In diesem Artikel berichten wir über einen Versuch zur Spektroskopie von Meteoren. Zum Einsatz kamen dabei die in der Meteorbeobachtung bewährte bildverstärkte Videotechnik in Verbindung mit einem einfachen holographischen Plastikgitter. Bevor wir auf die Ergebnisse dieses ersten Versuches genauer eingehen, möchten wir zunächst einige g rundsätzliche Anmerkungen zur Meteorspektrosk opie machen.
Die Frage, warum man überhaupt v ersucht, Meteorspektren aufzuzeichnen, kann sicherlich jeder selbst beantw orten: Die Spektroskopie liefert Informationen über die Ph ysik und Chemie v on Himmelskörpern, die man aus dem integralen Licht nicht ge winnen kann. Bezogen auf die Meteorspektroskopie bedeutet das, dass man Hinw eise auf die Zusammensetzung der Meteoroide erhält, die mit unserer Lufthülle k ollidieren und dabei aufgerieben w erden. Unter den wenigen Verfahren, mit denen man überhaupt Aufbau und Zusammensetzung der Meteoroide untersuchen kann (Raumsonden, Stratosphärenflugzeuge, Lidar , Meteorite), ist die Spektrosk opie mit Abstand die einf achste Methode. Allerdings gestaltet sich die Auswertung von Meteorspektren sehr schwierig. Das Aussehen der Spektren hängt nämlich sehr von der Eintrittsgeschwindigk eit der Partikel, ihrer Dichte und dem Abschmelzprozess ab. Hinzu k ommt, dass man im Spektrum die Emissionslinien des Meteoroids von der spektralen Signatur der angeregten Atmosphäre trennen muss. Welche Probleme gibt es bei der Aufzeichnung von Meteorspektren? Wer außer zu den Leoniden einmal v ersucht hat, Meteorspuren auf Filmmaterial zu bannen, weiß sehr w ohl, wie k ompliziert dieses Unterfangen ist. Mit einer lichtstark en Kleinbildkamera und empf indlichem Filmmaterial muss man abseits g roßer Meteorströme etwa 100 Stunden belichten, um eine Ster nschnuppe fotografisch einzufangen. Selbst zum Maximum der Perseiden dauert es meistens mehrere Stunden, bis man erfolg reich ist. Gr und dafür ist die geringe Empf indlichkeit der Kamera - die Grenzgröße für Meteore liegt etwa im Bereich v on 0 mag. Setzt man zusätzlich ein Objekti vgitter ein, um
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Spektren aufzuzeichnen, sinkt die Grenzgröße noch einmal um etw a drei, bei Verwendung einfacher holographischer Gitter sogar um vier bis fünf Größenklassen! In Abhängigkeit vom Populationsindex des Stromes bedeutet der Verlust einer Größenklasse bereits eine Reduzierung der Meteorzahl bzw . Verlängerung der benötigten Belichtungszeit um einen F aktor zwei bis drei. Man muss also um Größenordnungen länger warten, bis man ein Spektr um fotografiert hat. Mit dem Einsatz der bildv erstärkten Videotechnik entschärft sich das Prob lem etwas, jedoch ist auch hier nur mit einer relativ geringen Ausbeute zu rechnen. Eine

spektren vorliegt. Um eine gute Auflösung zu erzielen, wollten wir bei unserem Versuch zu den Lyriden 1998 das Videosystem AVIS mit einer 100-mm-Optik bestück en. Da wir jedoch unter ,,Erfolgsdr uck" standen (angemeldeter Tagungsbeitrag im F olgemonat) und unbedingt erste Er gebnisse erzielen wollten, wurde kurzfristig das Programm geändert und eine Weitwinkeloptik (1:2,0/35mm) eingesetzt. Wie sich zeigte, war diese Entscheidung richtig. In wenigen Stunden Belichtungszeit k onnten drei schwache Meteorspektren v on Lyriden der 1. bis 2. Größenklasse ge wonnen werden. Alle Spektren wurden am Bildfeldrand aufgezeichnet, so dass sie von der

Abb. 1: Aufnahme eines Meteorspektrums (invertierte Darstellung). (a) Addition aller Video-Frames mit dem Meteorsignal. Die Pfeile markieren Anfang
und Ende der hellsten Emissionslinie. (b) Rückzentrierung des Meteorspektrums. Das Spektrum ist als ,,senkrechter
Strich mit Knoten" erkennbar, die Sterne erscheinen als schräge Linien. (c) Zur besseren Darstellung wird das Spektrum ,,verbreitert".

einfache Überschlagsrechnung ergibt, dass man mit einem guten Videosystem abseits großer Ströme nach einigen Beobachtungsstunden mit einem Meteorspektrum rechnen kann, während zum Perseiden-Maximum ein oder mehrere Spektren pro Stunde aufgezeichnet werden können. Dafür muss man jedoch in Kauf nehmen, dass die spektrale Auflösung deutlich schlechter als bei der F otografie ist. Das ist der Gr und dafür, dass die Zahl qualitativ hochwertiger (fotografischer) Meteorspektren heutzutage noch recht gering ist, während bereits eine g rößere Anzahl geringaufgelöster Video-Meteor-

Teleoptik nicht erf asst worden wären. Hinzu kam, dass die spektrale Auflösung zwar gering w ar, die Spektren dafür aber vollständig vorlagen und nicht aus dem Gesichtsfeld ,,hinausragten". Mit diesem Beobachtungsmaterial k onnte nun die Auswertung von Meteorspektren erprobt werden. Die Abbildung 1 zeigt das beste der drei v on uns aufgezeichneten Spektren. Die einzelnen Video-Frames mit dem Meteorspektrum wurden dazu digitalisiert und überlagert. Wie man sieht, sieht man (fast) nichts... Zw ei bis drei Emissionslinien heben sich schw ach von Hintergrund ab, der Rest v erschwindet im

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Abb. 2: Links: Rückzentrierte und verbreiterte Spektren unserer drei Testkanditaten. Die zwei markanten Emissionslinien bei 517 nm (Mg) und 777 nm (O) sind in jedem Spektrum enthalten. Rechts: Intensitätsverlauf der Spektren mit einigen identifizierten Linien.

Rauschen. Das ist nicht v erwunderlich, denn die drei spektrosk opierten Meteore waren nahe der Grenzg röße unseres Kamerasystems. Wir mussten also in die Trickkiste der Bildv erarbeitung greifen, um mehr aus den Aufnahmen herauszuholen. Zunächst wurden die F rames auf die Meteorspur zurückzentriert. Dabei ging zwar die zeitliche Infor mation des Spektrums verloren (also w elche Linien früher und w elche später aufgeleuchtet sind), dafür verbessert sich das Signal-zuRausch-Verhältnis (SNR) erheb lich. In einem zweiten Schritt wurden die Spektren dann seitlich ,,auseinandergezogen", damit man die einzelnen Linien besser erk ennen kann. Die so ge wonnenen Spektren zeigen eine Vielzahl von Details, jedoch waren wir uns nicht sicher, was davon wirklich zum Meteor gehört und w as lediglich Hintergrundrauschen war. Erst als wir mehrere der Linien in zw ei oder allen drei Spektren wiederfinden konnten, fühlten wir uns auf der sicheren Seite (Abb. 2). Bei der Identif ikation der Spektrallinien gingen wir ganz pragmatisch v or: In allen drei Spektren waren zwei Emissionslinien besonders markant. Anhand der Literatur musste es sich dabei um das unaufgelöste Magnesium-Triplett bei 517 nm und das Sauerstoff-Multiplett bei 777 nm handeln. Nachdem wir das Spektrum über diese beiden Linien geeicht hatten, k onnten wir die Wellenlängen der anderen Linien linear interpolieren (Gitter w eisen eine lineare Dispersion auf!) uns sie mit Hilfe eines Linienkataloges identifizieren. Die er mit-

telten Linienpositionen (Natrium bei 589 nm, Stickstoff bei 747 und 822 nm) wichen nicht mehr als einen Nanometer von den erwarteten Position ab. Besonders interessant war die ,,v erbotene" Linie des Sauerstoffs bei 558 nm, die häuf ig in Nachleuchtspuren von Meteoren zu sehen ist und zum ersten Mal 1958 v on Ian Halliday identifiziert wurde. Die Spektren zeigten also deutlich mehr , als wir zunächst vermutet hatten, und die Bildbearbeitung hatte nicht nur Artefakte erzeugt, sondern wirklich schw ache Spektrallinien herausgearbeitet. Der Versuchsaufbau war natürlich noch lange nicht perfekt. So sollte man wie beschrieben eine längerbrennweitige Optik einsetzen, um die Auflösung des Meteorspektrums zu erhöhen. Außerdem sollte man bei ausreichendem Datenmaterial die Auswertung etwas professioneller gestalten. So ist bisher so wohl die Verzeichnung des optischen Systems, als auch die unre gelmäßige Hintergrundhelligkeit und vor allem die stark v ariable spektrale Empfindlichkeit des Empfängers vernachlässigt worden. Auch die Methode der Linienidentifikation wurde hier sehr einfach gehalten. Zum Schluss noch ein Hinw eis für Besitzer der Mintron-CCD-V ideokamera, die mittlerweile von vielen Amateuren eingesetzt wird. Ein praktischer Vergleich hat gezeigt, dass die Mintron-Kamera etw a einen Faktor drei bis fünf weniger Meteore als eine bildv erstärkte Videokamera aufzeichnet. Man muss also etw as mehr Geduld aufbringen, um mit ihr Meteor-

spektren zu erhalten, aber dafür sind die Aufnahmen weniger verrauscht und die Technik ist deutlich robuster und preiswerter. Gerade zu g roßen Meteorströmen wie den Perseiden sollte man in der Lage sein, mit der Mintron-Kamera Meteorspektren aufzuzeichnen. Weitere Tipps und Hinw eise zur Ge winnung und Auswertung von Meteorspektren kann man sich bei den VdS-Fachgruppen Meteore und Spektroskopie holen.
DER WEG NACH OBEN ,,Wir hätten die Seilbahn nehmen können,
MOS... aber du wieder mit deinen sportlichen Ambitionen."
,,Ein Gipfel ist viel schöner, wenn man ihn durch körperliche Anstrengung erobert!"
,,Aber die Aussicht ist die gleiche!!!"
VdS-Journal Nr. 13

10 S C H W E R P U N K T T H E M A
Mein Weg zur Spektroskopie
von Berthold Stober

Abb. 1: Spektrum von Tauri nach 300 Sek. Belichtung. Deutlich hebt sich die H-Emission hervor.

Seit etwa 35 Jahren beschäftige ich mich mit der Astronomie. Über Jahre hinaus habe ich ausschließlich visuell beobachtet. Später habe ich mich auch astrofoto grafisch betätigt. Mit dem Aufkommen der CCD-Kameras wurde der Wunsch immer größer, die Messeigenschaften dieser Geräte auszunutzen. Das einf ache Ablichten irgendwelcher astronomischer Objekte wurde mir immer langw eiliger. Schon immer war ich sehr beeindruckt von den spektroskopischen Leistungen, die Fraunhofer mit v ergleichsweise einfachen Werkzeugen erzielte. Ir gendwann fiel mir ein Bericht in die Hände, aus dem zu entnehmen war, dass man mit einigen 100 m Zwirn ein Objekti v-Gitter erstellen kann. Dazu spannt man Zwir n über einen Rahmen, dessen zw ei gegenüberliegende Seiten aus zw ei feinen Ge windestäben besteht. Dies habe ich dann hergestellt und war von der Leistung dieses primiti ven Zusatzgerätes dermaßen beeindruckt, dass ich mich entschloss, auf dem spektroskopischen Gebiet weiterzuarbeiten. Zunächst bestellte ich mir das Transmissionsgitter der F irma Baader Planetarium. In Verbindung mit der dazu gelieferten Zylinderlinse konnte man an hellen Sternen direkt visuell Absorptionslinien erkennen. Ich hatte das zw ar erhofft, war doch sehr erfreut darüber . Als ich anstelle des Okulars meine CCD Kamera ST-6 einsetzte, konnten - wenn auch in bescheidener Qualität - Spektren dokumentier t werden. Allerdings stellte sich bald heraus, dass ein solches Gitter, welches im konvergenten Strahlengang betrieben wird, künftig keinerlei feinere Messungen er möglichen würde. Schon gleich gar nicht stand zu erwarten, sich damit w eiter entwickeln zu können. Auf gut Glück rief ich Her rn Ernst Pollmann an, der in der Zeitschrift ,,Ster ne und Weltraum" als Leiter der F achgruppe ,,Spektroskopie" angegeben war. Dies sollte sich für mich als außerordentlicher Glücksgriff erweisen. Mit viel Geduld und Einfühlungsvermögen beantwortete er alle
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meine Fragen, die ich ihm in zahlreichen Telefonaten stellte. Er arbeitete seinerzeit mit Objektivprismen. Ich wollte aber lieber mit Gittern weiterarbeiten, da ich da von überzeugt war, dass Gitter als dispergierende Elemente für uns Amateurastronomen leichter zu handhaben wären als Objekti vprismen. Das w ar sicher auch da von bestimmt, dass ich den Aufwand scheute,
Abb. 2: Der Littrow-Spektrograph ist an die FFC 3,5/500 angebracht. Die einzelnen Funktionskomponenten sind in der Abbildung bezeichnet.
Abb. 3: Blick auf die Gitterhalterung und das Gitter des Littrow-Spektrographen

für ein Prisma eine Dispersionskur ve zu erstellen. Dazu müssen ja in jedem Spektrum mindestens die Wellenlängen dreier Linien bekannt sein! Durch Anregung von Dr. Andreas Kaufer, ESO, stieß ich auf eine Inter net-Seite, wo ein spaltloser Gitter-Spektrograph beschrieben w ar. Als dispergierendes Element w ar ein 30x30 mm2 bzw. 50x50 mm2 großes Gitter mit 1200 Linien/mm beschrieben. Ein solches Gitter k ostete etwa 500 DM. Als Kollimator und als Kamera (Abbildungsobjektiv) waren handelsübliche Kleinbildobjektive vorgeschlagen worden. Zusätzlich waren noch etw a ein Quadratmeter Sperrholz erforderlich. Ich wollte es selbst kaum glauben, dass mit diesen relati v bescheidenen Mitteln ein funktionierender Spektrograph hergestellt werden konnte. Und zwar von einem Nichtnaturwissenschaftler wie ich es bin, der bislang eine eher verschwommene Vorstellung von der Funktionsweise eines Spektro graphen hatte. Innerhalb von zwei Tagen war meine ,,Kiste" fertig. Schon nach wenigen Justierversuchen erhielt ich auf meiner ST -6 den gewünschten Spektralfaden, wie am Beispiel in der Abbildung 1 gezeigt ist. Der Spektrograph war direkt an mein Teleskop gekoppelt, was auf Gr und der relati v großen Steifigkeit meiner Montierung und meiner Lichtenknecker-Flatfieldkamera möglich war. Die so erzielten Er gebnisse waren derart beeindruckend, dass nach einigen Erörterungen auch Ernst Pollmann seine Arbeiten mit Objektivprismen aufgab und sich ebenf alls einen Gitterspektrographen baute. Es stellte sich nach einigen Versuchen heraus, dass der Gitterspektro graph in der beschriebenen Anordnung für mich doch zu klobig war. Ernst Pollmann übermittelte mir daraufhin eine K onstruktionszeichnung über einen Littro w-Gitterspektrographen von Herrn Ferdinand Knappmann, welcher nur ein Objekti v benötigt. Hier wird zur Kollimation des Lichtes und zur Abbildung des Spektr ums auf dem

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Abb. 4: Linienprofil des Spektrums von Cas. Markant ist die H-Emissionslinie des Wasserstoffs bei 6563 �. Da keine weiteren Linien in diesem Spektrum abgebildet sind, ist die Zuordnung der Wellenlänge zu den entsprechenden Pixeln für den gesamten Aufnahmebereich nicht möglich.

In der Abbildung 4 ist das Spektr um von Cas um die H-Linie des Wasserstoffs (bei 6563 �), die in Emission auftritt, dar gestellt. Das Kontinuum links und rechts der Linie ist kaum gestör t und stellt sich f ast als waagerechte Gerade dar, was auch im hohen Wert für das Signal/RauschVerhältnis (S/N) zum Ausdruck kommt. Da nur eine Spektrallinie in diesem Spektrum vorhanden ist, kann man die Lineardispersion des Spektrographen hiermit nicht bestimmen. Ebenso kann den einzelnen Pixeln außerhalb der Emission die entsprechende Wellenlänge nicht zugeordnet werden. Der Spektralbereich um die SiliziumAbsorptionslinien im Spektr um von Lyrae ist in der Abbildung 5 dargestellt. Im kurzwelligeren Bereich des Spektr ums finden wir eine atmosphärische Absorptionslinie, welche eine k onstante Position

Strahlungsempfängern dasselbe Objekti v verwendet. Das Resultat ist eine außerordentlich gedrungene Bauweise mit entsprechend geringem Ge wicht wie in der Abbildung 2 erkennbar ist. Der fertigungstechnische Aufwand ist allerdings größer. Eines der Hauptprob leme hierbei ist, ein geeignetes Objektiv ausreichender chromatischer Korrektur zu f inden, welches hinter der letzten Linse genügend Raum frei hat, damit das Einspie gelprisma und die ST-6 noch genügend Platz haben. Ich habe eher zufällig ein Objekti v der F irma Leitz gefunden, w elches ursprünglich in Diaprojektoren verwendet wurde. Später fand ich noch das Objekti v ,,Heidomat", welches in 6x6-Diaprojektoren Verwendung findet. Diese Objekti ve haben eine sehr große Schnittweite. Als Eingangsoptik verwende ich ein 20-cm-MPT v on Lichtenknecker in der Version 1:4 / 770 mm. Durch das g roße Bildfeld ist der Stern bzw. das Spektr um relativ leicht auf die CCD zu zentrieren. Die Nachführ ung wird über ein parallel montier tes Teleskop (C 5) und eine ST -4 Kamera überw acht. Durch die genaue Aufstellung des Teleskops ist selbst bei stundenlanger Belichtung nur eine Abweichung von ein bis zwei Pixeln feststellbar. In der hier beschriebenen Anordnung beträgt die Lineardispersion 60 �/mm bei Verwendung einer ST-5. Um unterschiedliche spektrale Bereiche erfassen zu können, habe ich das Gitter , wie in der Abbildung 3 gezeigt, verstellbar angeordnet. Die F eineinstellung erfolgt über eine Gewindespindel, die eine ab les-

Abb. 5: Lyrae im Bereich der Siliziumlinien mit der beobachteten DopplerVerschiebung infolge der Rotation des Doppelsternsystems. Die Wellenlänge ist wie in der Abbildung 4 in Pixeln angegeben.

bare Skala trägt. Da für unsere Verhältnisse davon ausgegangen werden kann, dass die Dispersion unseres Gitterspektrographen linear ist, kann jeder ge wünschte Wellenlängenbereich eingestellt w erden. Da das Gerät spaltlos ist, hängt der eingestellte Spektralbereich auch v on der Position des Ster nes relativ zur optischen Achse ab. Eine reproduzierbar einstellbare Wellenlänge würde einen Spalt zur Voraussetzung haben mit allen sich hieraus ergebenden Problemen.

hat. Da es sich hier um einen engen Doppelstern handelt, kann man dessen Rotation schon in wenigen Tagen aufgrund des Dopplereffektes an der Verschiebung der Siliziumlinien in Bezug auf die tellurische Linie beobachten. Übrigens darf ich noch Mut machen: In der Gruppe Spektroskopie findet sich nach meiner zweijährigen Erfahrung in den allermeisten Fällen jemand , der mit Geduld und entsprechendem F achwissen berät. So hat mir der Astronom Otmar
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Stahl von der Landesster nwarte in Heidelberg per E-Mail sehr geduldig die Bedeutung und Funktionsweise des Spaltes bei Spektrographen erklärt. Andere haben Ähnliches getan. Spektrosk opie ist schon etwas Spezielles, und ein w enig Astronomie sollte man schon wissen. Aber der vorstehende Aufsatz stammt v on eben genau jemanden, der kaum glauben k onnte, je einen solchen Apparat bauen, betreiben und mit ihm messen zu können! Es bestan-

den vor etwa zwei Jahren noch reichlich nebulöse Vorstellungen über Sinn und Funktionsweise eines Spektro graphen. Künftig richtet sich mein Interesse auf Spektrographen, die k eine Linsen haben (wegen der nicht vollständig unterdrückten chromatischen Aberration), sondern deren Kollimatoren und Aufnahmeoptiken aus Spiegeln bestehen. Für alle Interessier ten hat Herr Knappmann sehr sor gfältige Konstruktionszeichnungen von dem

beschriebenen Littrow-Spektrographen angefertigt. Diese Pläne können über die Fachgruppe bezogen werden. Darüber hinaus kann auf die Internetadresse von Herrn Dr. Reinecke (www.astro-reinecke.org) verwiesen werden, der mit noch bescheideneren Werkstattmitteln als sie mir zu Verfügung stehen sich einen Gitterspektrographen aufgebaut hat. Eine sehr lehr reiche Internetseite ist unter www.spektros.de zu finden, allerdings in englischer Sprache.

Überwachung von Veränderlichen:

Fallbeispiele

von Ernst Pollmann

Die Forschungsprogramme der professionellen Astronomie an Be-Ster nen zum Studium spektroskopischer H-Langzeitvariationen mit Zeitskalen v on Jahren bis Jahrzehnten eröf fnen dem heutigen Astroamateur überaus interessante Möglichkeiten des oftmals ausdrücklich gewünschten Mitwirkens. Tatsächlich sind weltweit einige Amateure mit entsprechender instrumenteller Ausstattung damit befasst, an einigen Be-Ster nen mehr oder weniger systematisch Beobachtungsergebnisse der H -Äquivalentbreiten (EW) zur Datenlage der professionellen Astronomie bereitzustellen. So wohl mit höherauflösenden Gitterspektrographen als auch mit Objekti vprismenspektrographen geringerer Dispersion können solche Spektren aufgenommen w erden, die hilfreiches Datenmaterial zur Er gänzung oder gar Fortsetzung mancher Überw achungs-

programme liefern. Beobachtungsergebnisse an BU Tau und VV Cep sollen diese Möglichkeiten aufzeigen.
Das vom Autor verwendete Instrumentarium zur Überw achung der H -Äquivalentbreiten in einem umf angreichen BeStern-Programm besteht aus einem f:3/200mm Schmidt-Cassegrain-Teleskop kombiniert mit einem Gitterspektrographen der Dispersion 0,395 �/Pix el (42 �/mm) im Spektralbereich von 6400-6700 � und einer CCD-Kamera mit dem KAF400-Chip. Dies entspricht einer Auflösung bei H von R = / = 8200. Die Spektrenreduktion und Normierung erfolgte nach den üb lichen Standardverfahren, die EW-Messung der H -Emission mit dem Programm MK32 von Richard Gray.

Abb.1: Veränderung der H-Äquivalentbreite von BU Tau über einen Zeitraum von 33 Jahren aus Messungen verschiedener Autoren.

1. BU Tau Als ein Beispiel wird das Zeitverhalten der H-Emissionslinie des Be-Ster ns BU Tau (Pleione, 28 Tau) vorgestellt. Dieser Hüllenstern wurde bereits seit Pick erings Entdeckung der H -Emissionen im Jahre 1890 wissenschaftlich untersucht. Sein spektroskopisches Verhalten ist auch heute noch von Interesse. Dies wird durch die Zeitabhängigkeit der EW in Abbildung 1 dokumentiert. Auf die Beschreib ung der Phänomenologie von BU Tau wird hier verzichtet. Es sei dazu auf die umf assende Arbeit von Hirata [1] verwiesen. Die Spektren von BU Tau in Abbildung 2 wurden an der Arbeitssternwarte der ,,Vereinigung der Ster nfreunde Köln" im Bergischen Land (Odenthal) aufgenommen. Die Abbildung 2a zeigt den zeitbezogenen Profilverlauf der Gitterspektren. Die ersten Messungen bei JD 2450840 und 2451165 (Abb. 2b) wurden dabei alternativ mit einem Maksuto v-Objektiv-Prismenspektrographen (f = 1000 mm, FlintglasPrisma 30 Grad , R = 1500) aufgenommen. Die Abbildung 1 zeigt das H -Verhalten anhand der EW-Messungen verschiedener Autoren in den Jahren 1970 bis 2003 sowie die fortsetzenden Messungen des Autors von JD 2450840 bis 2452648 [1-8]. Nach einem Minimum der EW von etwa 2 � bei JD 2441584 nimmt die H -Emissionsstärke bis zu einem Maximum von etwa 42 � bei etw a JD 2450840 beständig zu, wobei Hirata in [1] dies als Prozess einer sich entwickelnden und ausdehnenden Hülle (Be-Phase) beschreibt. Die Depressionen bei JD 2445187 und 2449367 werden als kurzzeitiger Stillstand dieses Vorganges verstanden. Die bei maximaler Hüllenentwicklung begonnen Messungen des Autors (JD 2450840) weisen einen sehr steilen Abstieg

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Abb. 2: Vergleich der H-Emissionslinienprofile von BU Tau im Zeitraum JD 2450840 bis 2452648 aus Er gebnissen mit dem Gitter- (a) bzw. Objektivprismen-Spektrographen (b).

zu einem kurzzeitigen Minimum v on etwa 5 � auf. Dies kann in Analogie zur vorausgegangenen Entwicklungsphase als nahezu vollkommener Verlust der Ster nhülle interpretiert werden. Der sich anschließende steile Anstieg bei JD 2451850 inter pretiert Harmanec [9] als Anzeichen eines erneuten Zyklus der Hüllenentwicklung einer Be-Phase. Die Beobachtung v on BU Tau zeigt eindrucksvoll die Leistungsfähigk eit moderner spektroskopischer Amateurausrüstung. Die zukünftigen Beobachtungen werden zu einem vertiefenden Verständnis der Sternhüllen beitragen.
2. VV Cep Als weiteres Beispiel wird das Bedeckungsereignis des Doppelster nsystems VV Cep vorgestellt. In den Jahren 1997-98 bot sich wie bei den v orausgegangenen Bedeckungen einigen F orschern wieder

gute Gelegenheiten, das System unter v erschiedenen Gesichtspunkten zu anal ysieren. Bauer et al. untersuchten während der Bedeckung mit Hilfe des HST F ragen der Emissionsstrukturen von Mg II und F e II in der ausgedehnten Atmosphäre des MÜberriesen [10]. Leedjär v et al. erarbeiteten aus den Er gebnissen UBV-photometrischer, H- und F e II-spektroskopischer Studien und Ephemeridenänder ungen ein verändertes Massenmodell und schlugen für die kühlere K omponente einen AGBStern vor [11]. Zu ähnlichen Resultaten hinsichtlich der Massen und Ster nmodelle kommen auch Graczyk et al. mit Hilfe der UBVRI-Photometrie [12]. Mit einer Veröffentlichung zum Bedeckungsverlauf aus spektrosk opischen Beobachtungen des Zeitv erhaltens der H-Emission sowie Überlegungen zur Dichte der Akkretionsscheibe des BeSterns hat der Autor in [13,14] beigetra-

Abb. 3: Zeitverhalten der H-Emission von VV Cep um die eigentliche Bedeckung.

gen. Dabei wurde so wohl vor der eigentlichen Bedeckung als auch im besonderen danach eine unge wöhnlich große stochastische Schwankung der H -Äquivalentbreite (EW) in der Größenordnung v on etwa 10 � beobachtet, w obei Extreme von etwa 25 � und 7 � auftraten (Abb . 3). Darüber hinaus scheint trotz dieser Streuungen nach der Bedeckung die EW innerhalb des hier dar gestellten Zeitraums mit einer Steigung v on etwa 1 � / 200 d beständig zuzunehmen. Eine Beurteilung, inwieweit es sich um Beiträge ausschließlich aus der BeSternscheibe oder um Massentransfer zwischen den beiden K omponenten handelt, ist anhand dieses Beobachtungsmateriales nicht möglich. Es erscheint sinn voll, dieses Erscheinungsbild im Sinne eines Langzeitüberwachung bis zum nächsten Bedeckungsprozess im Jahre 2017 zu überwachen. Spektroskopische Langzeitbeobachtungen deutlich außerhalb der Bedeckung 1956/57 bzw. 1977/78 sind bisher lediglich von Wright berichtet [15]. Das V/RVerhältnis der H -Emission (vgl. dazu Abb. 4) gibt Hinweise über ein möglicherweise quasi-zyklisches Verhalten der Dichtestruktur der Be-Ster nscheibe. Der gesamte Phasenbereich ist mit Messpunkten nahezu abgedeckt, die Beobachtungsdichte ist für eine aussagekräftige Analyse noch zu gering. Die Verfügbarkeit eines eigenen spaltlosen Gitterspektrographen ermöglicht seit Oktober 2000 den Beitrag spektroskopische Daten zur Klärung des v ermuteten Zyklus im V/RVerhältnis. Eine Gegenüberstellung von Spektren mit den Phasen 0,14 und 0,24 in der Abbildung 4 macht deutlich, in w elch drastischer Weise sich das V/R-Verhältnis der H Emission verändert hat. Dieser
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Abb. 4: Das V/R-Verhältnis im H-Emissionslinienprofil von VV Cep.

Abb. 5: Phasenabhängigkeit des V/R-Verhältnisses von Wright und Pollmann.

Phasenabschnitt vom 3.11.2000 bis zum 10.12.2002 konnte mit guter Beobachtungsdichte bereits den Daten v on Wright aus [15] hinzugefügt w erden (Abb. 5). Dabei blieb leider gerade der Abschnitt von 0 ... 0,1 wegen Nichtverfügbarkeit des Gitterspektrographen unbeobachtet. Der unerklärlich hohe V/R-Anstieg in diesem Bereich konnte somit nicht bestätigt w erden. Die k ombinierten Daten bestätigen jedoch deutlich die Verringerung des V/RVerhältnisses. Zugleich deuten sie auf eine beachtliche Streuung der V/R-Werte selbst hin. Zu gegebener Zeit wird über das w eitere spannende Verhalten des V/R-Verhältnisses zu berichten sein.

Literaturhinweise
[1] R. Hirata, 1995: PASJ 47, 195 [2] A. Klotz, 1997: Observatoire Pic du Midi,
2003 pers. Mitteilung [3] A. Slettebak, R. C. Reynolds, 1978:
Astrophys. J. Suppl. Ser. 38, 205 [4] Y. Andrillat, Ch. Fehrenbach, 1982:
Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 48, 93 [5] G. Fontaine, B. Villeneuve,
J. D. Landstreet, R. H. Taylor, 1982 : Astrophys. J. Suppl. Series 49, 259 [6] A. S. Sharov, V. M. Lyutyi, V. F. Esipov, 1994: Astro. Letters 20, 477, und: Pis`ma Astron. Zhurnal 20, 565 [7] E. V. Menchenkova, R. Luthardt, IBVS Nr. 3961

[8] D. K. Ojha, S. C. Joshi, 1991 : J. Astrophys. Astr. 12, 213
[9] Harmanec, P., 1983: Hvar Obs. Bull. 7 [10] W. H. Bauer, P. D. Bennett, A. Brown,
1998: AAS 193, 4513B [11] L. Leedjärv, D. Graczyk, M. Mikolajewski,
A. Puss, 199?: A&A 349, 511 [12] D. Graczyk, M. Mikolajewski,
J. L. Janowski, 1999: IBVS 4679 [13] E. Pollmann, 2001: IBVS 5173 [14] E. Pollmann,1997: in: ANTARES,
Mitteilungsblatt der VSTW-Köln, 3/4 [15] K. O. Wright, 1977: JRASC 71, 152

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Vier Spektrographen - ein Ergebnis?
Praktische Erfahrungen mit vier Spektrographen bezüglich der Dispersionsverhältnisse und der daraus resultierenden Anwendungsmöglichkeiten für den Amateur.
von Bernd Hanisch

Für Amateure, die Ster nspektren aufnehmen wollen, stellt sich die F rage nach einem geeigneten Instr umentarium und den damit zu er reichenden Beobachtungszielen. Die Wünsche des Amateurs können dabei von der Gewinnung einfacher Übersichtsspektren zur g roben Spektralklassifikation über die Auswertung von Detailinformationen zur Feinklassifikation von Spektral- und Leuchtkraftklasse bis zur Sichtbarmachung von Bewegungsprozessen in der Ster natmosphäre durch die Analyse von Linienprofilen reichen. Mögen die Ziele spektro graphischer Amateurbeobachtung vielfältig sein, die instrumentellen Möglichkeiten, diese Ziele zu v erwirklichen, sind es ganz bestimmt. So gibt zunächst die F ernrohroptik vor, wie viel Licht v on einem bestimmten Stern zur Aufnahme eines Spektrums zur Verfügung steht. Art und Beschaffenheit des Prismas oder Gitters zur Lichtzerlegung bestimmen die erzielte Dispersion und das Detektionsprinzip (z. B. CCD oder F otoemulsion) determiniert in erheblichem Maße Möglichkeiten und Grenzen v on Spektrenaufnahme und -auswertung. Nicht zuletzt be grenzt für manchen Amateur auch ein ge wisser finanzieller Aufwand die ursprünglich höher gesteckten Ziele. Nachfolgend soll über die Erfahrungen des Autors mit vier v erschiedenen Spektrographen, drei Objekti vprismen-ReflektorKombinationen und einer Reflektor Gitter-Anordnung berichtet werden. Dabei werden insbesondere die v erschiedenen Dispersionsverhältnisse im sichtbaren Spektralbereich sowie daraus resultierende Anwendungen dieser Spektrographen diskutiert und verglichen.
1. Beschreibung der verwendeten Spektrographen Bei den in diesem Aufsatz verwendeten Objektivprismenspektrographen wird das zur Lichtzerlegung erforderliche Prisma direkt vor dem Objekti v angebracht, so dass das Licht das Prisma im Minimum der Ablenkung, also parallel zur Basiskante, passiert. Der prinzipielle Aufbau eines Objekti vprismenspektrographen sowie die Berechnung des Winkels zur Anbringung des Prismas sind

Abb. 1: Prinzip der Gitteranordnung hinter dem Fokus der Primäroptik

in [1] beschrieben. Vorteile solcher Spektrographen bestehen im Verzicht auf Kollimatoren und in der Möglichk eit, Spektren eng benachbar ter Sterne gleichzeitig aufnehmen zu können. Nachteilig können sich andererseits eine mögliche Spektrenüberlappung sowie die Beschaffung und Anbringung eines Prismas in der Größenordnung des Objekti vdurchmessers auswirken. Allerdings ist

auch die Verwendung kleinerer Prismen im Vergleich zum Objektivdurchmesser unter Akzeptanz eines Lichtverlustes prinzipiell möglich. Aus der Erf ahrung des Autors sind Objektivprismenspektrographen wegen des einfachen Aufbaus insbesondere für Einsteiger empfehlenswert. Beim vierten vorgestellten Spektrographen handelt es sich um eine Reflektor Gitter-Anordnung mit K ollimator, aber

Spektrograph Beschreibung

N 45 M 5 M 45 MG 650/3,4

Newton-Spiegel 120 mm / 690 mm mit Objekti vprisma von 110 mm Kantenlänge und 45 Grad brechendem Winkel aus Borkron-2-Glas (BK 2) Meniscas-Cassegrain-Spiegel 180 mm /1800 mm von Zeiss-Jena mit Objektivprisma von 205 mm Durchmesser und 5 Grad brechendem Winkel aus Schwerflint-2-Glas (SF 2) Meniscas-Cassegrain-Spiegel 180 mm / 1800 mm v on Zeiss-Jena mit Objektivprisma von 110 mm Kantenlänge und 45 Grad brechendem Winkel aus Borkron-2-Glas (BK 2) Meniscas-Cassegrain-Spiegel 180 mm / 1800 mm v on Zeiss-Jena mit ei-nem Reflexions-Beugungsgitter von 650 Strich/mm und einem Kollimator bzw. einer Abbildungsoptik von jeweils 30 mm / 100 mm (1 : 3,4).

Tab. 1: Spektrographenparameter

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Abb. 2: Spektralbereiche der vier Spektrographen

Abb. 3: Reziproke Lineardimensionen der vier Spektrographen

ohne Spalt. Diese Gitteranordnung ist im Vergleich zu den Objekti vprismenspektrographen erst vor kurzer Zeit fer tig gestellt und erprobt worden und hinsichtlich der Abbildungsqualität der Spektren noch nicht hinreichend optimier t. Der prinzipielle Aufbau der Gitteranordnung hinter dem Fokus der Primäroptik ist in der Abbildung 1 dargestellt. Gitter, Kollimator und Abbildungsoptik sind in einem stabilen Holzkasten unter gebracht und können so bequem auch an andere Fernrohre angebracht werden. Die optischen P arameter der erprobten Spektrographen sind aus der Tabelle 1 zu entnehmen.
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Zur Detektion wurden bisher ausschließlich Fotoemulsionen verschiedener Empfindlichkeit verwendet. Als besonders geeignet stellten sich dabei K ODAK TMAX 400 und 3200, OR WO PAN 400 sowie zur Spektroskopie des H-Bereiches KODAK TP heraus. Die Anwendung einer CCD-Kamera als Detektor empf iehlt sich u. a. w egen der Abbildungslinearität der pro Zeiteinheit empf angenen Lichtintensität sowie der hohen Empf indlichkeit. Nachteilig gegenüber einer Kleinbildkamera kann die geringe Länge der CCDChips sein, so dass oft mehrereAufnahmen zur Abdeckung des gesamten sichtbaren

Spektralbereiches erforderlich sind.
2. Dispersionsverhältnisse Im Rahmen der Bauplanung für einen Spektrographen sind insbesondere Aussagen darüber interessant, wie stark das Licht durch das Prisma oder Gitter zerle gt wird. Ein wichtiger P arameter ist zum Beispiel die Länge des Spektr ums eines bestimmten Spektralbereiches in der Fokalebene, um beur teilen zu können, ob dieser auf dem F ormat der CCD bzw. der Fotoemulsion vollständig abgebildet wird. Diese Länge wird für einen def inierten Spektralbereich insbesondere durch solche Kenndaten des Prismas wie brechender Winkel und Glassorte aber auch durch die Brennweite der Abbildungsoptik bestimmt. Die entsprechenden Längen der Spektren für vorgegebene Spektralbereiche sind für die vier v orgestellten Spektrographen aus der nachfolgenden Abbildung 2 ersichtlich. Für den Gitterspektro graphen MG 650/3,4 gilt die ange gebene Länge des Spektrums für die 1. Ordnung. Ein Vergleich der Längen der beiden mit derselben Abbildungsoptik (Zeiss Meniscas 180/1800 mm) aufgenommenen Spektren zeigt eine Überle genheit des Spektrographen M 45 ge genüber der Anordnung M 5. Obw ohl beim Schw erflintglas des M 5 - Spektro graphen eine wesentlich größere Differenz der Brechungsindices für zw ei definierte Wellenlängen gegenüber dem Borkronglas des M 45 zu v erzeichnen ist [2], be wirkt der Unterschied der brechenden Winkel (45 Grad bei M 45 und 5 Grad bei M 5) einen signifikanten Unterschied in den Spektr umslängen. Der Vergleich der Spektr umslängen von M 45 und MG 650/3,4 macht deutlich, dass der Gitterspektro graph in dieser Ausführung dem Spektrographen M 45 nur im roten Spektralbereich (etw a ab 5800 �) überle gen ist. Ein Vorteil der Gitterspektrographen liegt jedoch in der Linearität der Dispersion, die sich in gleichen Spektrumslängen bei gleichen Wellenlängendifferenzen zeigt. Der Spektrograph N 45 mit einer Abbildungsbrennweite von 690 mm ist hinge gen ein guter Kompromiss zwischen den Spektrographen M 45 und M 5. Aus der Spektr umslänge kann direkt die Dispersion als ein Maß für die Zerle gung des Lichtes durch den Spektro graphen abgeleitet werden. Häufig wird dabei die sogenannte reziproke Lineardispersion (RLD) angegeben. Sie gibt Auskunft darüber, welche Länge (in mm) für die Wellenlängendifferenz von 1 � in der

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Abb. 4: Beispielspektren

Beispiele spektrographischer Beobachtung

Spektrograph

M 45

M 5

Spektroskopie lichtschwächerer Sterne (< 5 mag) zur

Gewinnung niedrig aufgelöster Übersichtsspektren mit

relativ kurzen Belichtungszeiten (< 5 min bei 400 ASA)

X

Spektroskopie hellerer planetarischer Nebel (ohne Ver-

breiterung) mit 3200 ASA und mit Belichtungszeiten

von 20 bis 60 Min

X

Gewinnung von Übersichtsspektren hellerer Sterne zur

Grobklassifikation von Spektralklasse und Leuchtkraft

X

X

Gewinnung von Übersichtsspektren hellerer Sterne zur

Feinklassifikation von Spektral- und Leuchtkraftklasse

X

Größenordnungsmäßige Bestimmung von Radialge-

schwindigkeiten > 100 km/s (im blauen Spektralbereich

ab H)

X

Erhöhung der Dispersion im roten Bereich (H )

(bei helleren Sternen auch in 2. Ordnung)

Ermittlung von Linienprofilen von Be- und Hüllensternen

(im blauen Spektralbereich ab H)

X

Kometenspektroskopie mit kleinem Komadurchmesser

(X)

X

Aufnahmen von Flash-Spektren bei Sonnenf insternissen

X

X

größenordnungsmäßige Ableitung von Rotationsge-

schwindigkeiten aus dem Linienprof il, blauer Spektral-

bereich (ab H)

X

größenordnungsmäßige Ableitung von Rotationsge-

schwindigkeiten aus dem Linienprof il, roter Spektral-

bereich (um H), in 2. Ordnung

Tab. 2: Mögliche Anwendungsgebiete der vier vorgestellten Spektrographen, X: für diese Beobachtung geeignet, (X): für diese Beobachtung bedingt geeignet

MG N 45 650/3,4

X

X

(X)

(X)

X

X

X

X

X

X
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Fokalebene zur Verfügung steht. Ist der Wert für die reziprok e Lineardispersion groß, steht für eine Wellenlängendifferenz von z. B. 1 � vergleichsweise viel Platz zur Verfügung. Das Licht wird in diesem F all stark zerlegt. Die reziprok en Lineardispersionen der vier v orgestellten Spektrographen zeigt die Abbildung 3. Die im Diagramm dargestellten RLD-Werte gelten genau genommen nur für das arithmetische Mittel (AM) der auf der Abszisse dargestellten Intervalle. Deutlich sichtbar wird die Zunahme der reziproken Lineardispersion der Prismenspektrographen im blauen Spektralbereich. Allerdings bedeutet eine Zunahme der Dispersion auch, dass das v orhandene Sternlicht (bei gleicher Spektren verbreiterung) auf eine größere Fläche verteilt wird. Dies hat K onsequenzen hinsichtlich der notwendigen Belichtungszeit der Spektren. Je größer die Fläche, auf die das Sternlicht im Spektr um verteilt wird, ist, desto länger w erden bei gleicher Empfindlichkeit des Detektors die Belichtungszeiten. Zur eindeutigen Sichtbarmachung der Spektrallinien ist bei Anwendung der v orgestellten Spektrographen eine Mindestv erbreiterung der Spektren auf 3 bis 4 mm in der Fokalebene erforderlich.
3. Mögliche Anwendungsgebiete Einen Universalspektrographen für alle gewünschten Anwendungen zu bauen ist nicht möglich. Für viele Anwendungs-

Linie

/�

H

6562,85

H

4861,33

H

4340,47

H

4101,74

H

3970,07

H

3889,06

H

3835,40

H

3797,91

H

3770,63

Tab. 3: Wellenlängen der Balmerlinien

gebiete ist eine g roße Dispersion erforderlich, wodurch die Grenzhelligk eit der zu spektroskopierenden Himmelsobjekte limitiert wird. Verzichtet man dagegen auf große Dispersionen, so sind bei v ergleichbarer Öffnung und Detektorempf indlichkeit der Spektro graphen prinzipiell lichtschwächere Objekte spektrosk opierbar. Einen kleinen, jedoch sicherlich nicht vollständigen Überblick hinsichtlich möglicher spektroskopischer Beobachtungen mit den vorgestellten Spektrographen soll die Tabelle 2 geben. Keiner der v orgestellten Spektrographen ist für die Aufnahme größerer flächenhafter Objekte (Sonne, Planeten, Gasnebel, Kometenschweife, etc.) geeignet. Für derartige Anwendungen ist ein Spaltspektrograph erforderlich. Für quantitati ve Auswertungen von Lichtintensitäten (z. B.

zur Bestimmung v on Äquivalentbreiten einzelner Spektrallinien) ist w egen des linearen Detektionsverhaltens ein CCD empfehlenswert.
4. Beispielspektren Die Abbildung 4 zeigt je ein Beispielspektrum für jeden der v orgestellten Spektrographen. Die Darstellung der Spektren erfolgte mit einer einheitlichen Vergrößerung. Es wurden Sterne der Spektralklassen A oder B ge wählt, da diese die Balmerlinien des Wasserstoffs besonders deutlich zeigen. Anhand der Balmerlinien kann auf einf ache Art und Weise (Auszählen der Spektrallinien v on links nach rechts) eine Orientier ung bezüglich der Wellenlängen erfolgen. Die entsprechenden Wellenlängen der Balmerlinien sind in der Tabelle 3 angegeben.
Literaturhinweise [1] Ahnert, 1974: Kleine Praktische
Astronomie, Johann Ambrosius Barth Leipzig, 24 [2] Die Differenz der Brechungsindices nF� nC� für die blaue Cadmium-Linie bei 4799,9 � (F�) bzw. die rote Cadmium-Linie bei 6438,5 � (C�) beträgt für BK2-Glas 0,00823 und für SF 2-Glas 0,0194. Entnommen aus: VEB Jenaer Glaswerk, Druckschrift 0 142, 1. Teil, Ag 29 258 84-V 2 21, S. 4 und S. 16 [3] Saidel, Prokofjew, Raiski, 1961: Spektraltabellen, VEB Verlag Technik Berlin

Versuche zur Bestimmung der Spektralklasse von Sternen
von Dieter Goretzki

Die spektrale Klassif ikation der Ster ne nach dem bekannten Schema mit den Buchstaben O-B-A-F-G-K-M entspricht einer Temperaturskala der Photosphäre des jeweiligen Sterns, wobei die O-Sterne das heißere Ende (>50.000 K) und die MSterne das kältere Ende (ca. 3.000 K) der Skala bezeichnen. Je nach Temperaturniveau der Photosphäre w erden die Absorptionslinien der v erschiedenen Metalle und der Elemente Wasserstoff und Helium mehr oder w eniger gut sichtbar . Dies liegt daran, dass die Bedingungen zur Entstehung der v erschiedenen Absorptionslinien u. a. stark v on der Temperatur abhängig sind. Beobachtet man nun genügend Spektren v on Sternen einer Klasse

und vergleicht diese, so stellt sich schnell heraus, dass die Unterteilung in jeweils nur einen Buchstaben zu g rob ist. Aus diesem Grund wurden Unterklassen (z. B. A2, A5) eingeführt. Aber auch dies musste noch verfeinert werden, da sich herausstellte, dass neben der Temperatur auch die Größe eines Sterns einen Einfluss auf die Ausprägungen der Absorptionslinien hat. Diese weiteren Unterteilungen (auch Leuchtkraftklassen genannt) werden durch die römischen Zif fern (I bis VI) bezeichnet. Der Stern Wega ist ein typischer Vertreter der sog. A-Hauptreihensterne mit der Bezeichnung A0V. Hauptreihensterne werden gemeinhin auch Zw erge genannt. Ihr

Durchmesser entspricht etwa dem unserer Sonne. A-Sterne eignen sich gut für spektroskopische Untersuchungen, da sie wegen des Temperaturbereiches von etwa 7.600 K bis 9.500 K ein relati v einfaches, linienarmes Spektrum liefern. Die Balmerlinien des Wasserstoffes dominieren. Dadurch wird eine Auswertung auch mit kleineren Spektro graphen erleichtert. Zudem sind helle A-Sterne in genügender Zahl am F irmament zu f inden. Deshalb wurde versucht, selbstgewonnene Spektren von A-Sternen nach der je weiligen Unterklasse zu untersuchen und Kriterien für deren Zuordnung abzuleiten. Die Spektren der Sterne aus der Tabelle 1 wurden dazu verwendet.

VdS-Journal Nr. 13

S C H W E R P U N K T T H E M A 19

Auflösung liegt darin, dass eine genügende Zahl an ,,sicheren" Absorptionslinien (im wesentlichen die des Wasserstoffes) innerhalb einer Aufnahme erhalten w erden, um eine Kalibration der Wellenlänge durchführen zu können. Die Reduktion der Spektren erfolgte mit der frei erhältlichen Software MIDAS. Zu erhalten ist sie im Internet unter www.eso.org.

Vergleich der Spektren

Die Abbildung 1 zeigt die kalibrier ten

Spektren der aufgenommenen Haupt-

reihen-Sterne. Dabei wurden die Spektren

entsprechend ihrer Klassifikation angeord-

net. Das Verhalten der Ca II-Absor p-

tionslinie scheint ein gutes Kriterium zur

Abb. 1:

Einteilung in die entsprechende spektrale

Spektren der untersuchten Sterne. Die Temperatur steigt von Procyon zu Regulus

Unterklasse zu sein. Die Stärk e der Linie

an. Die Ausprägung der Linien ändert sich mit der Temperatur.

sinkt mit steigender Temperatur, um bei

den B-Hauptreihen-Sternen völlig zu v er-

schwinden. Damit ist die Grenze der

Stern

Spektraltyp

einem einfachen Podest mit Sucher redu- Klasse der A-Sterne zu einer Seite festge-

ziert.

legt. Hauptreihen-Sterne, die eine Ca II-

Procyon

F5V

Die Spektren wurden ohne Verbreiterung Absorption zeigen, sind demnach kälter

Wega

A0V

aufgenommen, wobei der Ster n mit Hilfe als vom Typ B. Die Grenze zu den F-

Sirius

A1V

des Teleskops mit Messokular auf einem Sternen ist schwieriger festzule gen. Es ist

Mizar

A2V

Punkt gehalten wird. Dabei erhält man

kein eindeutiger Unterschied zwischen

Altair

A7V

einen 3 bis 5 Pix el breiten Spektralf aden, einem A7V- und einem F5V -Spektrum

Regulus

B5V

in dem die Absorptionslinien mit dem festzustellen, da als Kriterium die Ca II-

Deneb

A2Ia

Auge nur schw ach zu erk ennen sind. Die Linie benutzt wird. Andere Kriterien, die in

Aufnahmezeit betrug je nach Ster n 5 bis der Literatur angegeben werden (z. B. F5:

Tab. 1:

40 s für eine Einzelbelichtung, w obei je Ca I (4227 �) = 0,5xH bzw. G-Band =

Liste der spektroskopierten Sterne mit nach Stern bis zu 10 Aufnahmen gemacht 0,6xH), sind w egen der niedrigen

entsprechender Spektralklasse

wurden, die anschließend gemittelt wur- Auflösung der Spektren im v orliegenden

den. Verwendet man einen F otoapparat Fall nicht anwendbar.

sollte man die Pendelmethode anwenden. Trägt man die ,,absolute Stärk e" der Ca II-

Der Spektrograph

Mit Hilfe dieses Spektro graphen wurden Linie (Äquivalentbreite) in Abhängigkeit

Alle Spektren wurden mit demselben

Spektren mit niedriger Auflösung über den der Unterklasse auf (Abb . 2), so erk ennt

Spektrographen aufgenommen. Dieser Bereich von etwa 3800 � bis 5000 �

man, dass eine genauere Zuordnung der

bestand aus einem Prisma (30 Grad , F2, 60 mm erhalten. Der Vorteil der geringen Unterklasse erst ab etw a A2V möglich ist.

Basis), das vor einem 300-mm-APO-Zoom

(f/D = 5,6) angebracht w ar, wobei der

ablenkenden Wirkung des Prismas k on-

struktiv Rechnung getragen w erden muss.

Ein apochromatisch k orrigiertes Objektiv

ist nach eigenen Erf ahrungen die beste

Lösung. Abzuraten ist v on einfachen

Achromaten. Ein Zoom-Objekti v ist des-

halb vorteilhaft, da man zunächst bei

geringer Brennweite den Ster n "einfängt"

und dann nach der F eineinstellung bei

größerer Brennweite spektroskopiert.

Als Detektor wurde eine CCD-Kamera

verwendet (772x290 Pix el, 8,5x16 �m 2).

Dabei wurde die CCD-Kamera so ange-

bracht, dass das Spektrum parallel zur lan-

gen Pixelreihe liegt. Um diesen Objekti v-

Prismen-Spektrographen besser positio- Abb. 2:

nieren zu können, wurde er auf ein SCT

Gemessene Äquivalentbreite der Ca II-Absorptionslinie in Abhängigkeit vom

gesattelt. Das Teleskop wird dabei zu Spektraltyp

VdS-Journal Nr. 13

20 S C H W E R P U N K T T H E M A

Stern / Linie H

H H Ca II Ca II / H Ca II / H

gemessenen Äquivalentbreiten der H -

Linie in Abhängigkeit von der Spektral-

A2V 13,2 14,7 12,2 1,6

0,11 0,13

klasse und damit der Temperatur. Wie

A2Ia 2,4 2,3 3,1

1,3

0,57 0,42

schon vermutet, ergibt sich das Maximum

A7V 9,0 7,9 9,9

4,2

0,53 0,42

der Wasserstoff-Absorption bei dem A0-

Stern Wega. Zusätzlich ist der kräftige

Tab. 2:

Anstieg auf der kälteren Seite und der eher

Ermittelte Äquivalentbreiten zum Vergleich der Leuchtkraftklassen (Angaben in �) flache Abfall auf der heißeren Seite zu

beobachten.

Die Abgrenzung zu den F-Ster nen würde tronen auf dem Ausgangsniveau vorhanden Die Abbildung zeigt aber auch, dass die

danach rein willkürlich bei einer Äqui va- sind, um von dort aus angeregt zu werden. Klassifizierung von Sternen in eine

lentbreite von 5 � erfolgen. Ster ne der Wenn die Temperatur nun g rößer wird, Temperatur-Skala nicht alleine v on der

Unterklasse A0V und A1V lassen sich werden die Elektronen zunehmend auf

Stärke einer Linie abhängig (wie hier die

nach dieser Methode nicht mit der notwen- höhere Niveaus befördert, so dass die H-Linie) gemacht werden kann. So zeigt

digen Sicherheit zuordnen. Ähnliches gilt Stärke der Absorptionslinie wieder z. B. Procyon (T = 6.400 K) etw a die glei-

für die relati ven Stärken zwischen zw ei abnimmt, da die Besetzungsdichte des

che Äquivalentbreite wie der Ster n Peg

Linien, wie in der Abbildung 3 anhand der Ausgangsniveaus abnimmt. Für den

(T = 20.000 K). Wie schon festgestellt,

Verhältnisse Ca II / H und Ca II / H Wasserstoff ergibt die Rechnung in der

genügt es aber , eine w eitere Absorp-

gezeigt ist.

Abbildung 4 den Verlauf der temperaturab- tionslinie (z. B. Ca II) für eine eindeutige

Als ein w eiteres Kriterium könnte die hängigen Absorptionsstärke.

Klassifizierung hinzuzunehmen.

,,unruhige Grundlinie" dienen. Diese Die Absorptionslinien des Wasserstoffes

Zacken sind die Absorptionslinien anderer sollte bei Sternen mit einer Temperatur von Vergleich von Riese und Zwerg

Metalle, die aber w egen der geringen etwa 10.000 K am besten zu beobachten

Die Abbildung 6 zeigt die Spektren v on

Auflösung des Spektro graphen nicht sau- sein. Diese Temperatur entspricht etwa der Deneb (A2Ia) und Mizar (A2V). Zunächst

ber getrennt w erden. Die Stärk e der eines A0-Sterns. Die Abbildung 5 zeigt die kann man ganz unbefangen an die Klärung

Metall-Linien nimmt mit abnehmender

Temperatur physikalisch bedingt zu.

Allerdings ist die Auflösung der Spektren

meist zu gering, um einzelne Linien direkt

einem Element zuordnen zu können.

Ausnahmen bilden z. B. Mg II bzw. Ca II.

Das Spektrum von Sirius zeigt hier eine

Besonderheit. Der Gr undlinie nach ist er

eher als ein A7V-Stern einzuordnen. Dafür

ist aber die Ca II-Absor ption zu schwach.

Solche Sterne werden auch als Am-Sterne

bezeichnet. Der Be gleitstern von Sirius

(Sirius B) war früher ein roter Riesenstern,

dessen metallreiches Material auf Sirius

herabgerieselt ist. Dadurch k ommt es zu

der beobachteten Anreicherung von schwe-

reren Elementen auf dessen Oberfläche.

Folglich gibt es im Spektrum eine ,,unruhi-

ge" Grundlinie. Diese täuscht eine niedri- Abb. 3:

gere Temperatur vor.

Relative Stärke der Ca II-Linie in Bezug zu den Balmer -Linien H und H

Aus theoretischen Überle gungen und

Berechnungen (Stichwort: Boltzmann-

Saha) kann abgeleitet w erden, dass die

deutlichste Ausprägung einer Absorp-

tionslinie eines Elementes (genauer: eines

definierten Elektronenüberganges) mit

steigender Temperatur ein Maximum

durchläuft. Einfacher ausgedrückt müssen

zunächst genügend Elektronen eines

Elementes auf ein bestimmtes Ni veau

gebracht werden (durch die Temperatur des

Gases), von dem dann ein Spr ung auf ein

höheres Niveau während des Absorp-

tionsvorganges erfolgen kann. Die dadurch

zu beobachtende Absorptionslinie wird Abb. 4:

umso besser sichtbar sein, je mehr Elek-

Rechnung für die Stärke der Balmerlinien in Abhängigkeit von der Temperatur

VdS-Journal Nr. 13

22 S C H W E R P U N K T T H E M A

Abb. 5: Gemessene Äquivalentbreite der H-Linie in Abhängigkeit von der Temperatur

Abbruch. Es gibt genügend davon in unterschiedlichster Ausprägung. Die geringe Auflösung des v erwendeten Spektrographen beschränkt sich allerdings auf die Spektroskopie der Ster ntypen B, A und F. Die heißen O-Ster ne sind meist zu lichtschwach. Bei den kühleren Ster ne der Klassen G bis M steigt die Anzahl der Linien dermaßen an, dass ein Spektrograph mit höherer Auflösung erforderlich wird.
Literaturhinweise [1] J. B. Kahler: Sterne und ihre Spektren,
Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, Oxford [2] C. Jaschek, M. Jaschek: The Classification of Stars, Cambridge University Press

INSERENTENVERZEICHNIS

Abb. 6: Spektren von Deneb und Mizar
der Frage gehen, w elche Temperatur Deneb aufweist? Da die Ca II-Linie v orhanden ist, sollte er wie schon festgestellt, kälter als ein B-Ster n sein. Allerdings ist diese Linie im Vergleich zu H nicht besonders stark. Somit wird er heißer als ein F-Stern sein. Aufgrund der Ausprägung der Wasserstoff-Absorption scheint die Zuordnung zu einem A-Stern sinnvoll. Dies führ t unmittelbar zu der Frage, welcher Unterklasse dieser Ster n angehört. Nimmt man das Kriterium der ,,unruhigen Grundlinie", wird man ihn eher bei A7 anordnen. Allerdings ist die absolute Stärke der Ca II-Linie zu gering für einen A7-Stern. Diese passt wieder besser zu einem A2-Stern. Oder er ist ein sehr heftiger Am-Stern und täuscht wegen der intensiven Metalllinien eine niedrigere Temperatur vor.
VdS-Journal Nr. 13

In diesem Zusammenhang fällt auch auf, dass die Äqui valentbreiten der Balmerlinien bei Deneb deutlich geringer sind als bei den Vergleichssternen (Tab. 2). Dies ist darin begründet, dass es sich bei Deneb um einen Überriesen handelt. In der im Vergleich zu Hauptreihenster nen dünnen Photosphäre des Über riesen werden die Absorptionslinien des Wasserstoffes durch den geringeren Druck weniger verbreitert. Spektren von Riesen und Über riesen sind demnach nach anderen Kriterien zu beurteilen als die der Hauptreihensterne.
Zusammenfassung Auch mit einem kleinen SelbstbauSpektrographen lassen sich interessante Dinge am Nachthimmel erforschen. Das man dabei auf die helleren Objekte beschränkt ist, tut der Sache k einen

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21 53 29 U2 U4 37
109 89
43
U3 73
87/113 119
47
75
93

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Die Reduktion von Sternspektren
von Günter Gebhard

Das Sternspektrum erscheint auf dem CCD als schmaler Strich. Dieser Spektralfaden enthält leider nicht nur das Signal vom Stern. Das CCD selber hinterlässt seine Spuren im Rohbild , auch das Teleskop und vor allem der Spektro graph beeinflussen den Intensitätsv erlauf des Spektrums. Dieser Artikel beschreibt, wie das Sternsignal aus der rohen Aufnahme herausgelöst werden kann. Es wird mit einer Wellenlängenskala versehen, das Auflösungsvermögen des Spektro graphen wird bestimmt und die Äqui valentbreite einer Linie berechnet.
Das Rohbild, so wie es vom CCD kommt, ist geprägt von: 1. Dunkelstrom 2. Rauschen 3. Vignettierungen 4. lokalen Empfindlichkeit-
sunterschieden 5. spektralen Empfindlichkeitsunter-
schieden 6. Streulicht im Spektrographen 7. wellenlängenabhängiger Effizienz
des Spektrographen 8. Licht vom Himmelshintergrund 9. Sternsignal

Die Abbildungen 1a und 1b zeigen einen Blick auf das CCD . Schon in der Falschfarbendarstellung 1a erk ennt man Absorptionslinien im f adenförmigen Spektrum. Der Spektralf aden tritt in der 3D-Ansicht als Gebir gskette hervor, die sich über eine Ebene aus unerwünschten Signalen erhebt. Im F olgenden gehen wir davon aus, dass das Spektr um waagrecht im Bild lie gt und die Wellenlänge von links nach rechts ansteigt. Notf alls dreht man das Spektr um mit einem Bildv erarbeitungsprogramm.

Dunkelstrom Am einfachsten ist der Dunk elstrom zu entfernen. Dabei sollte man einen Mittelwert aus mindestens 4 Dunkelstromaufnahmen verwenden, die mit der gleichen Belichtungszeit und bei der gleichen CCD-Temperatur wie das Ster nspektrum aufgenommen wurden. Jede (!) Aufnahme enthält zusätzlich zum erwünschten Signal auch noch Rauschen. Dieses Rauschen kann etw as zurückgedrängt werden, wenn man Einzelbilder mittelt. Bei der Addition von N Aufnahmen steigt die Signalstärke um den Faktor

Abb. 1 (unten): a) Das Bild zeigt die Falschfarbendarstellung eines 100 Pixel breiten Ausschnitts
aus einem Rohspektrum von Aldebaran um 400 nm. b) Der gleiche Bereich wie in (a). Dort ist die Empfindlichkeit der CCD und
die Durchlässigkeit der Kamera schon recht gering und Störungen treten im Untergrund deutlich hervor. c) Der Schnitt durch das Rohbild ist grün dargestellt. Deutlich ist die Restintensität außerhalb des Sternspektrums zu sehen. Der Schnitt durch das vom Dunkelstrom und dem Streulicht befreite Spektrum ist rot abgebildet. Die Intensität außerhalb des Spektrums ist Null. Das Spektrum von Aldebaran liegt zwischen den Zeilen 36 und 47. d) Der Graph des Spektrums von Aldebaran. Hier ist ein anderer Spektralbereich dargestellt als in (a).

VdS-Journal Nr. 13

24 S C H W E R P U N K T T H E M A

Abb. 2: a) Das linienlose Spektrum einer Halogenlampe. Zur Weiterverwendung wurde es noch schwach gefiltert, um das Rauschen zu
entfernen. In Magenta ist noch das berechnete Spektrum eines Schwarzen Strahlers mit der Temperatur 3.300 K eingezeichnet. b) Das Spektrum einer Thorium-Argon-Lampe. Mit den Peaks kann einigen Pixeln ihre Wellenlänge zugeordnet werden. Die
Software erstellt dann eine Zuordnungsvorschrift für alle Pixel.

Abb. 3: a) Das Spektrum von Abb. 1d) nach der Korrektur mit dem Spektrum der Halogenlampe und mit korrekter Wellenlängenskala. b) Lyr. Die Abbildung zeigt die Wirkung der Flatfieldkorrektur mit dem Spektrum einer Halogenlampe. Das blaue Spektrum
enthält noch die Vignettierung durch den Spektrographen, die Wirkung der Blazefunktion des Gitters und spektrale Empfindlichkeitsunterschiede des CCD. Das rote Spektrum ist von all diesen Einflüssen befreit. Es ist nur noch mit dem glatten Spektrum der Halogenlampe gefaltet.

N, das Rauschen aber nur um

N. Im

gemittelten Bild wird also das Rauschen

vermindert.

Es empfiehlt sich, den Dunk elstrom nicht

gleich bei der Aufnahme mit der CCD-

Software abzuziehen. Nur so hat man eine

Kontrolle über die tatsächliche Intensität

des Sternspektrums. Weil sich Linearitäts-

fehler dramatisch auf den Wert der äquiva-

lentbreite auswirken können, sollten die

hellsten Pixel mit nicht mehr als 80 % der

maximal erreichbaren Intensität belichtet

werden.

Der Mittelwert aus geeigneten Dunk el-

strömen wird einf ach vom Rohbild abge-

zogen. Das so entstandene Bild nennen wir

hier RDSTERN:

VdS-Journal Nr. 13

RDSTERN = R OHSTERN - DUNKELSTROM
CCD-Flatfield Ebenso einfach können die lokalen Empfindlichkeitsunterschiede des CCD herausgerechnet werden. Dazu fertigen wir ein Flatfield des CCD an. Der Chip wird dabei ohne jede Optik gleichmäßig beleuchtet. Bei den üb lichen Himmelsaufnahmen geht man anders v or, in der Spektroskopie wird der Einfluss der Apparatur jedoch gesondert bestimmt. Das CCD-Flatfield muss wieder ein sehr rauscharmer Mittelwert von vielen Einzelaufnahmen sein, damit es wirklich die unterschiedlichen Pix elempfind-

lichkeiten repräsentiert. Wenn man einmal so ein rauscharmes CCD-Flatfield erzeugt hat, kann man es mindestens 1 Jahr v erwenden. RDSTERN wird nun durch das Flatfield dividiert: RDFSTERN = RDSTERN / CCDFLAT
Streulicht und Himmelshintergrund Bevor wir das eindimensionale Spektr um erzeugen, werden noch Streulicht und Himmelshintergrund entfernt. Gute Resultate werden schon mit einer einf achen Methode erzielt. In den Flächen oberhalb und unterhalb des Spektrums bestimmt man den Mittel wert der Pixelintensitäten und zieht diesen v on allen Pixeln des Bildes ab. Der Median ist

S C H W E R P U N K T T H E M A 25

Abb. 4: a) Ausschnitt aus Abb. 2b). Die drei Linien haben in ihrer halben Höhe die gleiche Breite von etwa 2,5 �. Die Auflösung beträgt
ungefähr 4600 � / 2,5 � ~ 1.800. b) Die blau eingezeichnete Strecke zeigt den angenommenen Verlauf des Kontinuums unter der Spektrallinie und das
Integrationsintervall. c) Die blaue Kurve zeigt den angenommenen Verlauf des Kontinuums in einem Spektrum von Cyg. d) Normierte Spektren von Cyg (oben) und Procyon (unten). e) Im normierten Spektrum ist die Äquivalentbreite der Inhalt der gezeichneten Fläche. Da die Intensitätsachse dimensionslos
ist, die Wellenlängenachse die Dimension � hat, erscheint als Dimension einer Fläche = Länge � Breite ebenfalls die Einheit �.

dazu noch besser geeignet als das gewöhnliche arithmetische Mittel, w eil beim Median einzelne Pix el mit stark abw eichenden Werten (z. B. Cosmics) schwächer gewichtet werden: SPEKSTERN = RDFSTERN - MITTELWERT Man kann auch in jeder Spalte den

Mittelwert von geeigneten Bereichen oberhalb und unterhalb bestimmen lassen und diesen dann v on jeder Spalte in RDFSTERN subtrahieren: SPEKSTERN = RDFSTERN - MITTELWERT(spaltenweise) Bei Spaltspektrographen werden so auch noch Linien des Himmelshinter grundes

entfernt, Emissionslinien v on Straßenlampen und ungleichmäßiges Streulicht. Spektrographen, die mit einem Lichtleiter an das Teleskop gekoppelt sind, können den Himmel nicht, wie ein Spaltspektrograph getrennt v om Stern abbilden. Bei sehr lichtschwachen Objekten sollte deshalb das Teleskop auf eine sternfreie Stelle
VdS-Journal Nr. 13

26 S C H W E R P U N K T T H E M A

Abb. 5: Die Rotation der Saturnringe verrät sich durch die Dopplerverschiebung der Absorptionslinien des reflektierten Sonnenlichts.
in der Nähe des Objekts eingestellt und noch ein Spektr um des Himmels mit der gleichen Zeit wie das Objektspektrum aufgenommen werden. Der Aufwand lohnt sich aber nur , wenn das so erzeugte Himmelsspektrum deutlich aus dem unvermeidlichen Rauschen hervortritt. Wie man dieses Spektrum dann aus dem Objektspektrum entfernt, wird w eiter unten beschrieben. Der Spektrograph des Autors ist mit einem Lichtleiter an ein Teleskop mit der Öf fnung f/20 gek oppelt. Bei Blende 20 ist auch bei 10 Minuten Belichtungszeit kein Spektrum vom Himmelshintergrund messbar. Die Abbildung 1c zeigt nun einen senkrechten Schnitt durch SPEKSTERN (rot), das nun vom Dunkelstrom und dem Himmels- und Streulicht befreit ist.
1D-Spektrum Das Sternsignal liegt in den Zeilen 36 bis 47 von SPEKSTERN. Um einen Graphen des Sternspektrums zu erhalten, nehmen wir den spaltenw eise Mittelwert von Zeilen, die genügend Signal enthalten, hier von 38 bis 45: GRAPHSTERN = SPEKSTERN (Mittelwert der Zeilen 38 bis 45) Die Besitzer v on spaltlosen Spektrographen machen jetzt mit der Zuordnung der Wellenlängen weiter. Bei Spaltspektrographen sind noch w eitere Bilder zu verarbeiten. Wir haben im gleichen Spektralbereich noch das Spektr um einer Gasentladungslampe zur Wellenlängendefinition und einer Halo genlampe um Vignettierungen und die Blazefunktion des Gitters aus dem Spektr um zu entfer nen. Wenn das Spektr um später nor miert wird, kann man sich den Schritt mit dem Halogenspektrum sparen. Ich führe ihn hier trotzdem auf, w eil sich damit der Verlauf des Kontinuums korrigieren lässt. Eine absolute Flusskalibration des verwen-
VdS-Journal Nr. 13

deten Spektrographen ist das aber nicht. Die Gasentladungslampe erlaubt eine unabhängige Bestimmung des abgebildeten Wellenlängenbereichs. Vom nahen Infrarot bis in den g rünen Bereich (9000 � - 5600 �) eignet sich dazu ein billiges Neonglimmlämpchen, wie es häuf ig in Lichtschalter n zur Anzeige des Betriebszustandes v erwendet wird. Auch in Phasenprüfer n findet man dieses äußerst preisgünstige Hilfsmittel. Für kürzere Wellenlängen gibt es leider keine ähnlich günstige Lampe. Hier muss man wohl die teuere Thorium-ArgonLampe der Prof is verwenden, die obendrein noch ein eigenes Netzgerät benötigt. Die Halogenlampe ist ein K ontinuumsstrahler, also eine Lichtquelle mit recht gleichmäßigem Spektralverlauf ohne ausgeprägte Spektrallinien. Damit können wir alle Verfälschungen des Intensitätsverlaufs im Sternspektrum beseitigen. Dafür wird dem Sternspektrum jedoch der Verlauf des Spektrums der Halo genlampe aufgeprägt. Nach der Korrektur ist das Kontinuum des Sternspektrums ziemlich glatt, hat aber die falsche Steigung. Die Abbildung 3 zeigt das Ergebnis am Spektrum von Aldebaran und dem eher linienar men Spektrum des Be-Sterns Lyr. Hier ist das K ontinuum recht gerade geworden und der Hügel bei Pixel 400 verschwunden. Die Spektren zeigen aber noch nicht den richtigen Verlauf im Kontinuum. Dazu müsste der Spektrograph mit einem geeigneten Vergleichsstern geeicht w erden. Eine aufw endige Prozedur, bei der man zuerst das Spektrum eines Standardsterns bestimmt, v on dem ein kalibriertes Spektrum im Inter net zu finden ist. Dieser Standardstern sollte etwa die gleiche Zenitdistanz haben wie der Programmstern, eine ähnliche Spektralklasse und eine v ergleichbare Größe. Der Autor hat diese Kalibrier ung noch nicht durchgeführt, weil alle Standardster ne bis auf Wega, UMa und UMa ziemlich lichtschwach sind, und die v eraltete Technik seiner Ster nwarte aus den 70er Jahren den Wechsel von einem Ster n zum andern recht aufwendig macht. Die Rohbilder R OHHALO und R OHGLIMM werden genauso wie R OHSTERN zu GRAPHHALO (Abb . 2a) und GRAPHGLIMM (Abb. 2b) v erarbeitet. Mit einer Division wird das Sternspektrum von Vignettierungen des Spektro graphen und wellenlängenabhängigen Empfindlichkeitsunterschieden des CCD, befreit: STERNHL = GRAPHSTERN / GRAPHHALO Vignettierung ist bei einem Spektro-

graphen nicht zu v ermeiden. Das dispergierende Element schickt ja das Licht je nach Wellenlänge in v erschiedene Richtungen. Der Versuch, dieses Licht auf das CCD abzubilden, gleicht dem Versuch den rotierenden Lichtstrahl eines Leuchttur ms in einem größeren Winkelbereich während seines Umlaufs auf den F ilm zu bannen. Wenn man wirklich ein Himmelsspektr um aufgenommen hat, sollte man es v or der Division von GRAPHSTERN abziehen.
Kalibration in Wellenlänge Spaltspektrographen Ein linienreiches Spektr um ist ohne Hilfsmittel kaum in der Wellenlänge zu kalibrieren. Wir benutzen statt dessen das einfacher aufgebaute Spektr um der Glimmlampe und v ersuchen die Wellenlängen der abgebildeten Peaks in GRAPHGLIMM herauszubekommen. Das ist am Anfang recht zeitraubend. Im Inter net findet man zw ar Tabellen und Graphen v on vielen Spektrallampen, trotzdem braucht es viel Geduld , bis der richtige Bereich gefunden ist. Viele erinnern sich vielleicht noch an den Moment, wie sie als be ginnender Astroamateur zum ersten Mal den Ausschnitt einer Sternkarte mit dem Anblick im Teleskop in Übereinstimmung bringen konnten. Die F reude, die man empf indet, wenn die Linien im eigenen Spektr um widerspruchsfrei identifiziert werden konnten, ist mindestens genauso g roß. Eine wichtige Hilfe ist es da zu wissen, wie groß der abgebildete Spektralbereich überhaupt ist. Das lässt sich für einen Gitterspektrographen aber relati v einfach ausrechnen. Wenn man dann endlich den richtigen Bereich gefunden hat, kann den Emissionslinien im Glimmlampenspektrum ihre Wellenlänge zugewiesen und damit jedem Pix el im Spektr um seine Wellenlänge zugeordnet werden: WLGLIMM = GRAPHGLIMM (in Wellenlänge) Für das Ster nspektrum gilt natürlich die gleiche Zuordnung: WLSTERN = STERNHL (in Wellenlänge) Die Abbildung 3a zeigt nun endlich das fertige Spektrum. Der dargestellte Bereich umfasst etwa 800. Das ist typisch für Amateurspektrographen mit ihren kleinen CCD-Chips von 6 mm Kantenlänge.
Spaltlose Spektrographen Hier muss man die Wellenlänge aus dem Sternspektrum selbst entnehmen. Bei linienarmen Spektren v on heißen Ster nen ist

S C H W E R P U N K T T H E M A 27

das leicht möglich. Die Abbildung 4b zeigt das Spektrum des Be-Sterns P Cygni. Hier findet man zw ei Merkmale, deren Wellenlängen bekannt sind: die starke HEmission bei 6563 �, und Helium mit der Wellenlänge 6678 �.
Das Auflösungsvermögen Ähnlich wie für die Trennung von Doppelsternen gibt es auch für Spektrographen eine genaue Def inition des Auflösungsvermögens. Eine einzeln stehende Linie im Spektr um einer Glimmlampe ist so schmal, dass wir sie bei dem bescheidenen Auflösungsvermögen unserer Spektrographen als senkrechte Linie mit der Breite v on unter einem Pix el annehmen können. Der Spektro graph bildet sie aber mit einer endlichen Breite ab . Im Spaltspektrographen wird ja der Spalt auf das CCD abgebildet, so dass eine Emissionslinie nicht schmaler als der Spalt dargestellt werden kann. Das Auflösungsvermögen ist nun def iniert als der Quotient aus der Wellenlänge der Linie und ihrer Breite in halber Höhe. Mit WLGLIMM kann auf einf ache Weise das Auflösungsvermögen des Spektrographen bestimmt werden. Der verwendete Spektrograph hat ein Auflösungsvermögen von ca. 1.800 (vgl. Abb. 4a).
Die Äquivalentbreite Eine kleine Ener giebetrachtung an den Emissionslinien führt uns zu dem Be griff der Äquivalentbreite einer Spektrallinie. Sie ist ein wichtiger Mess wert, gerade bei veränderlichen Sternen. Die Äqui valentbreite einer Spektrallinie ist ein Maß für die Häufigkeit des Elements, das sie verursacht, für die Dichte und die Temperatur der Schicht, in der die Linie entsteht. Die schmalen Emissionslinien w erden im Spektrographen breiter dar gestellt als sie eigentlich sind. Das heißt aber , dass die Pixel neben der eigentlichen Wellenlänge auch belichtet w erden. Da aber der Spektrograph kein zusätzliches Licht erzeugt, muss dieses Licht aus der Emissionslinie stammen. Ihre Höhe ist deshalb im Spektr umplot verringert, so dass die gesamte dar gestellte Energie gleich bleibt. Die Fläche unter der Linie ist damit ein Maß für diese Ener gie. Für Absorptionslinien gilt die gleiche Überlegung. Die Äquivalentbreite gibt an, wie viel Intensität eine Absorptionslinie aus dem Kontinuum weg nimmt, bzw . eine Emissionslinie dem Kontinuum hinzufügt. Da die Spektrallinien auf Gr und ihrer

Entstehung eine gewisse Breite haben und der Spektrograph diese noch w eiter verbreitert, müssen wir , wie oben dar gelegt, über die gesamte Breite der Linie inte grieren. Wenn sichergestellt ist, dass unser Spektrum nur noch Signal v om Stern enthält, ist das Er gebnis vom verwendeten Spektrographen unabhängig. Wenn Ic die Intensität des K ontinuums ist und Il die Intensität des Spektr ums, dann erhält man die Äqui valentbreite als Integral über den Quotienten (I c-Il)/Ic, wenn man über einen genügend g roßen Spektralbereich integriert. Wenn die v erwendete Software das nicht unterstützt, kann man das Spektrum vorher normieren. Dann braucht nur noch über 1-I l integriert zu werden (vgl. Abb. 4e). In Abbildung 4b er gab sich eine Äqui valentbreite von -74 � (Bei Emissionslinien ist die Äqui valentbreite negativ). Die Äquivalentbreite der H -Linie von P Cygni ist übrigens ein guter Test für die Qualität der Reduktion. Wenn Sie hier Werte um -80 � erhalten, ist alles in Ordnung. Spektrographen mit höherer Auflösung liefern höhere, aber schmalere Peaks.
Spektren normieren Zu einer einheitlichen Darstellung der Spektren gelangt man, indem man den Verlauf des K ontinuums auf 1 setzt. Gewöhnlich bestimmt man mit der Maus interaktiv den Verlauf des Kontinuums im Spektrum. Das ist in linienar men Spektren wie in Abbildung 3b sicher leichter, als im gezeigten Abschnitt von Aldebaran (Abb. 3a). Am Beispiel von Cyg wird das Vorgehen gezeigt. Mit der Maus klickt man im entsprechenden Programm einzelne Punkte an, die man für das K ontinuum hält, und erzeugt so subjekti v den Verlauf des Kontinuums. Dieser Verlauf ergibt das Bild NORM. Es ist in der Abbildung 4c blau eingezeichnet. NORSTERN = WLSTERN / NORM Die Abbildung 4d zeigt das Er gebnis. Zum Vergleich ist noch der gleiche Bereich von Procyon darunter geplottet. Durch die Nor mierung der Spektren w erden die feinen Unterschiede deutlich.
Dopplerverschiebung Die Position von Spektrallinien hängt nicht nur v om jeweiligen chemischen Element ab, sondern auch noch davon, wie sich die Materie, die die Linie erzeugt, relativ zum Beobachter bewegt. Man kennt den Doppleref fekt im Alltag

von Motorrad- oder Autorennen. Bei der Annäherung des F ahrzeugs ist die Tonhöhe, die der Zuschauer am Straßenrand hört, zunächst höher , nach dem Vorbeifahren tiefer, als das Geräusch, das vom Fahrzeug selber erzeugt wird. Der Tonhöhe in der Akustik entspricht die Farbe in der optischen Spektrosk opie. Und diese kann wieder um durch die Wellenlänge ausgedrückt w erden. Kurze Wellenlängen entsprechen b lauer Farbe bzw. hohen Tönen, rote Farbe hat eine g rößere Wellenlänge. Die Geschwindigk eit erhält man nach der Formel = c x / Dabei ist die Verschiebung der Absorptions- bzw. Emissionslinie und c die Lichtgeschwindigkeit. Ein Beispiel zeigt die Rotation des Saturnrings. Der Lichtleiter des Spektrographen wurde einmal auf den link en Teil des Rings positionier t, einmal auf den rechten. Die Spektren des reflektier ten Sonnenlichts zeigen eine deutliche Verschiebung. Da der Lichtleiter bei jeder Aufnahme etwa ein Viertel des ganzen Rings erfasst, ist das Geschwindigk eitsprofil des Rings natürlich nicht räumlich aufgelöst. Die Linien verschiebung kann man aus der Abbildung 5 entnehmen und mit der oben ange gebenen Formel die Geschwindigkeit berechnen. Da reflektiertes Licht beobachtet wird, ist die berechnete Geschwindigkeit zu halbieren. Da wir den linken Rand des Rings mit dem rechten vergleichen, muss der Wert noch ein zweites Mal halbier t werden. Die Rotationsgeschwindigkeit, die man mit dieser einfach Messung erhält, sollte aber schon zu K eplerbahnen im Bereich der helleren Ringe gehören. Die Durchführung dieser Rechnung bleibt dem Leser überlassen.
Software Da der Verfasser dem Char me der OpenSource-Bewegung erlegen ist, v erwendet er als Betriebssystem Linux und zur Reduktion seiner Spektren die umf assende Programmsammlung ESO-Midas, die die europäische Südsternwarte sowohl in v orkompilierter Form als auch im Quellcode zum freien Download bereit hält. In guter Unixmanier wird das Pro gramm über eine Kommandozeile gesteuert und alle Reduktionsschritte sind damit in einsichtiger Art und Weise durchführbar. Eine erste Einführung in die Reduktion v on Spektren mit ESO-Midas ist von der Homepage des Verfassers unter www .spektros.de als PDF-Dokument zu erhalten.
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Kleiner Fehler - große Wirkung
von Christian Weis

In diesem Artikel stelle ich einen Bildfehler vor, der immer dann auftritt, w enn die Stundenachse der parallaktischen Montierung nur ungenau auf den Himmelspol ausgerichtet wird: Die Bildfeldrotation.
Was ist eigentlich die Bildfeldrotation? Ist eine Montier ung nicht genau parallel zum Pol ausgerichtet, geschieht es, dass der Leitstern (und damit auch die Kamera) sich um einen anderen ,,P ol" dreht; nämlich um jenen P ol, der durch die P olachse des Teleskops gegeben ist. Da bei der Belichtung immer auf den Leitster n nachgeführt wird, dreht sich dieser um sich selbst. Dies macht sich auf dem fer tigen Bild nicht bemerkbar. Allerdings beschreiben die benachbar ten Sterne Bögen um den Leitstern. Dies wirkt sich in der Fotografie deutlich aus. Je w eiter die Sterne vom Leitstern entfernt stehen, desto größer erscheint ihr Bo gen. Je g rößer der Aufstellungsfehler und je länger die Belichtungszeit ist, desto stärk er macht sich dieser Bildfehler des w eiteren bemerkbar. Außerdem hängt der Ef fekt vom Aufnahmeformat (er macht sich beim Kleinbildformat nicht so stark bemerkbar wie beim Mittelformat) und natürlich vom Abstand des Leitster nes zur Bildmitte ab . In der Praxis wird man bemüht sein, einen Leitstern zu f inden, der in der Nähe des gewünschten Zielobjektes steht, damit dieses nicht durch eine e ventuelle Bildfeldrotation in Mitleidenschaft gezogen wird. Wie man in [1] nachlesen kann, ist der Effekt der Bildfeldrotation brennweitenunabhängig. Dies lie gt daran, dass bei der Bildfeldrotation alle Ster ne die gleiche Winkelgeschwindigkeit vollführen. Ferner steht in [1], dass die Genauigk eit, mit der eine Montierung justiert werden sollte, mit zunehmender Deklination des Objektes genauer werden muss. Generell kann man sagen: Je genauer eine Montierung auf den Pol ausgerichtet ist, desto geringer wird sich die Bildfeldrotation auf die Aufnahme auswirken.
Die Bilder Wie ich in [2] schon geschrieben habe, nehme ich es mit der P olausrichtung nicht so genau, da ich in Deklination ebenso gut korrigieren kann, wie mir dies in Stunde (d. h. ,,Stundenwink el") möglich ist.
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Abb. 1: M 13, aufgenommen am 6.4.2002 in Feldkrücken/Vogelsberg. Belichtet wurde 11 Minuten mit einem 500-mm-Objektiv bei f/8. Die Bildfeldrotation wird bei den Sternen am linken Bildrand erkennbar.

Abb. 2: M 108 und M 97 bei 11 Min uten Belichtungszeit, sonstige Daten wie bei Abbildung 1. Die Bildfeldrotation wird hier sehr deutlich.

Bisher habe ich es immer so gehalten, dass ich es als ausreichend empf and, wenn der Leitstern etwa 5 Minuten ohne K orrektur in der Mitte des F adenkreuzes bleibt. Dieser Wert war bei meinen kurzen Belichtungszeiten (selten über 10 Minuten) bisher immer ausreichend gewesen. Bei den hier vorgestellten Aufnahmen war

es mir leider nicht möglich so genau auszurichten. Da ich in stark unebenem Gelände stand, habe ich meine Montierung nur ganz grob per Augenmaß ausgerichtet. Aufgrund des schrägen Untergrundes musste ich so gar die P olhöhe umstellen. Das Ergebnis kann man in den beiden Bilder n bestaunen: Eine nicht zu übersehende

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Bildfeldrotation, die man schon f ast als ,,Tunneleffekt" bezeichnen könnte. Was man sehr schön an den Bildern erkennen kann ist die Tatsache, dass die Bildfeldrotation bei M 108 / M 97 stärk er ist als bei M 13. Die Belichtungszeit war in etwa gleich lang und die Leitster ne stehen in etwa im gleichen Bereich der Bilder (bei

M 108 / M 97 w ar der helle Ster n direkt rechts von M 97 Leitstern, bei M 13 derjenige direkt unterhalb v on M 13). Wie schon oben besprochen, lie gt das an der Deklination der beiden Objekte. Während der Eulennebel eine Deklination v on 55 Grad aufweist, steht M 13 auf einer geringeren Deklination von 36,5 Grad .

Literaturhinweise [1] Koch, B. (Hrsg.), 1995: Handbuch der
Astrofotografie, Springer Verlag, 188 f [2] Weis, C., 2002: ,,Piggyback-Astrofotografie
ohne motorische Nachführung", VdS-Journal 8 (I/2002), 26

Astrofotografie
von Michael Hauss ,,Vielleicht beschert uns eines Tages die Halbleitertechnik erschwingliche CCDSensoren im Kleinbild-Format" - so ist es in einem Artikel von Wolf Bickel in SuW 25, 40 [1/1986] nachzulesen. Die rasante technische Entwicklung in der Digitalfotografie erlaubt es uns heute, knapp 17 Jahre später, die CCD-Astronomie im Amateurbereich sogar mit handelsüblichen Digitalkameras zu betreiben. In dem v orliegenden Erfahrungsbericht werden die

mit der Digitalkamera FinePix S602 Zoom

Einsatzmöglichkeiten der Digitalkamera FinePix S602 Zoom in der Amateurastronomie anhand von einigen Beispielen dargestellt. Ein herausragendes Merkmal dieser Kamera ist die Möglichk eit, eine Empfindlichkeit von ISO 1.600 zu nutzen.
Deep-Sky-Objekte Selbst unter Beobachtungsbedingungen des Großraums F rankfurt lassen sich bei einer Brennweite von 210 mm (bzw . 315

mm unter Verwendung des Telekonverters) Sterne bis zur 11. Größenklasse abbilden. Dadurch stehen dem Beobachter viele Deep-Sky-Objekte zur Verfügung. Allen voran ergeben die hellen und ausgedehnten Beispiele wie Andromedanebel, Orionnebel, Plejaden oder Hyaden e xzellente Objekte! Einige meiner eigenen Resultate sind in den Abbildungen 1 bis 5 wiedergegeben. Beim systematischen Durchforsten v on

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Abb.1: Offener Sternhaufen Mel 20 am 8.12.2002 als Überlagerung zweier nachgeführter Aufnahmen mit 315 mm Brennweite und einer Belichtungszeit von je 15 Sekunden (Grenzgröße ca. 11,4 mag).

Kamera-Adapter selbst mit dem Adapterring AR-FX9 der Digitalkamera verbunden und kann so meinen Ne wton 200 mm/1.220 mm zur afokalen Fotografie mit der F inePix S602 v erwenden. Und schon hat man ein enor mes Werkzeug zur digitalen Ablichtung der Mondoberfläche (vgl. Abb. 6 und Abb. 7). Mit der gleichen Methode wie beim Mond lassen sich die Planeten des Sonnensystems ebenfalls gut ablichten. Ende des Jahres 2002 boten sich v or allem Satur n und Jupiter an, die sich beide nahe ihrer Opposition befanden (vgl. Abb. 8 und Abb.

Abb. 2: Offener Sternhaufen NGC 2264 am 10.11.2002 als Überlagerung zweier nachgeführter Aufnahmen mit 315 mm Brennweite und einer Belichtungszeit von je 15 Sekunden (Grenzgröße ca. 10,4 mag).

Abb. 3: Offener Sternhaufen M 34 am 9.12.2002 als Überlagerung zweier nachgeführter Aufnahmen mit 315 mm Brennweite und einer Belichtungszeit von je 15 Sekunden (Grenzgröße ca. 10,4 mag).

Abb. 4: Offener Sternhaufen M 35 am 9.11.2002 als Überlagerung zweier nachgeführter Aufnahmen mit 315 mm Brennweite und einer Belichtungszeit von je 15 Sekunden (Grenzgröße ca. 10,6 mag).

Sternkarten und Atlanten auf Deep-Sk yObjekte bis hin zur 10. Größenklasse habe ich eine stattliche Anzahl von weit über 500 ausfindig gemacht, die in der Reichweite der Digitalkamera lie gen und von Deutschland aus beobachtbar sind. Ihre systematische Erf assung mit einer Brennweite von 315 mm und der damit verbundenen Abbildungsgröße ist bereits ein großes Projekt, das sehr viel F reude bereitet! Die Er gebnisse lassen sich noch dazu als Aufsuchkarten für die visuelle Beobachtung nutzen.

Sonnensystem In unserem Sonnensystem bietet sich v or allem der Mond als Beobachtungsobjekt an, doch reicht eine Brennweite von maximal 315 mm für ein brauchbares Bild des Mondes nicht aus. Stattdessen ist es notwendig, die Kamera mit dem leider nicht abnehmbaren Objektiv mit der afokalen Methode (d. h. F otografie durch das Okular des Teleskops) zu benutzen. In meinem Fall habe ich einen v orhandenen
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Abb. 5: Die offenen Sternhaufen NGC 884, NGC 869 und Tr 2 als Überlagerung zweier nachgeführter Aufnahmen mit 315 mm Brennweite und einer Belichtungszeit von je 15 Sekunden (Grenzgröße ca. 10,6 mag).

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Abb. 6: Mond am 18.11.2002 um 18:06 Uhr bei einer Belichtungszeit v on 1/34 Sekunden, effektive Brennweite 11.100 mm.

Die folgenden Schritte habe ich bei den hier vorgestellten Ergebnissen angewendet:
� ggfs. Überlagerung von mehreren Einzelaufnahmen zur Kompensation der geringen maximal verfügbaren Belichtungszeit von 15 Sekunden.
� ggfs. Invertierung des Bildes zur besseren Darstellung von lichtschwachen Sternen und Strukturen.
� ggfs. Kontrastoptimierung zur besseren Hervorhebung kleinster Helligkeitsunterschiede.
Die genaue Beschreib ung der einzelnen Schritte bei der Bearbeitung der Digitalbilder am Computer sollen im v orliegenden Beitrag nicht weiter erläutert werden. Die technischen Daten der Kamera sind in der Tabelle 1 zu f inden. Beim Kauf der Kamera hatte ich zw ar auch den Einsatz für die Astrofotografie geplant, doch nach den ersten Versuchen war ich be geistert über die tatsächliche Leistungsfähigk eit in diesem extremen Bereich der Fotografie!

Abb. 7: Mond am 18.11.2002 um 18:10 Uhr bei einer Belichtungszeit v on 1/42 Sekunden, effektive Brennweite 11.100 mm.

Abb. 8: Saturn am 10.12.2002 mit 20-mmOkular 1/4 Sekunde belichtet an einem 200 mm / 1.220 mm-Newton, effektive Brennweite 11.100 mm.

9, aufgenommen mit ISO 400). Bei einer etwas längeren Belichtungszeit lassen sich leicht auch die vier hellsten Jupiter monde und die 6 hellsten Satur nmonde mit der beschriebenen Konstruktion aufnehmen (vgl. Abb. 10 und Abb. 11, aufgenommen mit ISO 1.600). Andere Objekte des Sonnensystems, die in der Reichw eite der Digitalkamera ohne Anschluss an ein

Teleskop liegen, sind Kleinplaneten mit einer Helligkeit von mindestens 11,0 mag oder aber auch K ometen und Ster nschnuppen.
Nachbearbeitung der Aufnahmen Zur optimalen Nutzung der digitalen Astroaufnahmen müssen diese am Computer noch nachbearbeitet w erden.

Abb. 9: Jupiter am 10.12.2002 mit 20-mmOkular 1/10 Sekunde belichtet an einem 200 mm / 1.220 mm-Newton, effektive Brennweite 11.100 mm.
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Fazit Die FinePix S602 bietet v or allem mit der hohen Empfindlichkeit von ISO 1.600 eine Vielzahl von Einsatzmöglichkeiten in der Amateurastronomie. Sowohl stationär als auch in nachgeführter Form lässt sich eine Vielzahl von Deep-Sky-Objekten, Fixsternen (z. B . veränderliche Sterne) und Kleinplaneten bis etw a zur 11. Größenklasse beobachten. In Verbindung mit einem Teleskop lassen sich darüber hinaus hervorragende Aufnahmen von Mond, Sonne und Planeten mit ihren Monden erzeugen.

Insbesondere auf Reisen (man denk e etwa an die klaren Nächte im Gebir ge oder an den Himmel auf einer Reise auf die südliche Hemisphäre) kann mit minimalem Aufwand enorm viel er reicht werden. Bewaffnet mit Stati v und Digitalkamera sind (fast) überall und (fast) kostenlos hervorragende Astrofotos erstellbar!

Da bleibt nur zu wünschen, dass viele gute Beobachtungsnächte zur Verfügung stehen, um die Vielzahl der Einsatzmöglichk eiten der Kamera auch umsetzen zu können.

Modell: Effektive Pixel: Dateigröße:
Empfindlichkeit: Objektiv: Brennweite: Telekonverter TL-FX9:

Digitalkamera FinePix S602 Zoom von Fujifilm ca. 3,1 Millionen 2.832 x 2.128 = 6,0 Mio. Pixel bei ISO 160, 200, 400 1.280 x 960 =1,2 Mio. Pixel bei ISO 800, 1.600 ISO 160, 200, 400, 800, 1.600 (manuell wählbar) Optisches Super EBC Fujinon 6-fach-Zoomobjektiv 35 mm - 210 mm (verglichen mit Kleinbildkameras) 1,5-fache Brennweitenverlängerung

Abb. 10: Die Saturnmonde am 10.12.2002 mit 20-mm-Okular 1/4 Sekunde belichtet an einem 200 mm / 1.220 mm-Newton, effektive Brennweite 1.900 mm.
Abb. 11: Jupitermonde am 10.12.2002 mit 20mm-Okular 1/10 Sekunde belichtet an einem Newtonreflektor 200 mm / 1.220 mm, effektive Brennweite 1.900 mm.
Tab. 1: Technische Daten

Polarisation von Deep-Sky-Objekten
von Bernd Gährken

Fast alle Objekte des gestir nten Himmels sind für uns uner reichbar weit entfernt. Deshalb verdanken wir fast unser gesamtes Wissen über das Uni versum der Untersuchung elektromagnetischer Strahlung wie beispielsweise Röntgenstrahlung, Infrarotstrahlung oder - im einf achsten Fall - Licht. Das Licht enthält viele Informationen. So liefer n etwa die Spektraluntersuchungen eine Fülle wissenschaftlicher Erkenntnisse. Aber auch die Schwingungsebene des Lichtes ist eine wesentliche Informationsquelle. Licht, welches nicht mehr in allen Richtungen senkrecht zur Ausbreitungsrichtung schwingt, sondern nur noch in einer Richtung, nennt man polarisiertes Licht.
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Die meisten Deep-Sk y-Objekte verfügen nur über einen geringen Anteil an polarisiertem Licht. Eine Ausnahme ist der bekannte Crabnebel. Der zentrale Neutronenstern (Pulsar) besitzt ein sehr starkes Magnetfeld. Dies hat Einfluss auf die ionisierten Gasmassen. Sie w erden so angeregt, dass sie Licht in F orm von Synchrotronstrahlung emittieren. Um die Polarisation nachzuweisen, wurden vier Bilder angefertigt, bei denen der v orgeschaltete Polfilter jeweils um 45 Grad gedreht wurde. Die entstandenen Aufnahmen sind einander so ähnlich, dass auf den ersten Blick kein Unterschied feststellbar ist. Erst durch ein Dif ferenzbild kann der Polarisationsanteil sichtbar gemacht

werden. Dazu w erden sämtliche Bilder voneinander abgezogen und die positi ven Restwerte kumuliert. Die Abbildung 1 zeigt links ein Bild des Super novarestes, aufgenommen mit einem 12-Zoll-Ne wton und einer Mintron plus Polfilter. Rechts ist das Differenzbild abgebildet. Ein genauer Vergleich zeigt, dass am Rand und im Zentrum der P olarisationsanteil eher gering ist, während dazwischen ein Maximum erreicht wird.
Die Elektronen beschreiben Spiralbahnen um Magnetfeldlinien. Die zentrale Lück e im polarisierten Bild des Crabnebels wird möglicherweise dadurch v erursacht, dass hier die Feldlinien auf die Erde zeigen und

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Abb. 1: Crabnebel, aufgenommen mit einem 300-mm-Newton (f/4) und einer Mintronkamera. Der Pulsar ist markiert. Das Differenzbild auf der rechten Seite zeigt die polarisierten Lichtanteile.

sekunden. Ein erster eigener Versuch ist wohl am schlechten Seeing gescheitert.

Abb. 2: NGC 2261 ist auch bekannt als ,,Hubbles veränderlicher Nebel". Seine Strukturen ändern sich manchmal schon innerhalb weniger Monate. Es ist zu vermuten, dass auch die Polarisation Veränderungen unterworfen ist.

darum die Strahlung zirkular polarisier t wird. Auch die v erringerte Säulendichte des Nebels könnte eine Rolle spielen. Beim Blick auf die Seite der F eldlinien ist die Synchrotronstrahlung durch ihre lineare Polarisierung besser zu erk ennen. Dass der Effekt am äußersten Nebelrand geringer ist, könnte auf die zunehmende Entfernung vom Pulsar und die abnehmende Gaskonzentration zurückzuführen sein. Der Crabnebel emittiert Licht in Rot, Grün und Blau, doch die Str ukturen konzentrieren sich auf den roten F arbbereich. Es wäre interessant zu prüfen, ob dies für die Polarisation ebenfalls zutrifft. Es könnte sich auch lohnen, den Pulsar bei hoher Brennweite noch einmal e xtra zu fotogra-

fieren und eine P olarisation der ,,Sternleiche" nachzuweisen. Starke Magnetfelder gibt es auch in der Nähe schwarzer Löcher. Es ist daher naheliegend, die K erne aktiver Galaxien näher zu untersuchen. Zu den bekanntesten Exemplaren gehört M 87. Bei dieser Galaxie kann der Jet im sichtbaren Licht beobachtet werden. Allerdings wird eine hohe Auflösung benötigt. Der Jet besteht aus drei Teilbereichen. Die v ordere und hintere Blase sind horizontal und die mittlere Blase v ertikal zur Austrittrichtung polarisiert. Bei Untersuchungen der Fachastronomie wurden Anteile zwischen 25 und 50 % gemessen. Allerdings lag die optische Auflösung bei 1,5 Bo gen-

Eine sehr bekannte Aktive Galaxie ist auch M 82. Der K ern ist zwar unsichtbar, doch die intensiven Sternentstehungsausbrüche führen zu aufgeheizten Staubbänder n, deren gerichtete Strahlung im Infraroten nachgewiesen werden kann. Es soll dor t auch Reflexionsnebel geben, die im sichtbaren Wellenlängenbereich polarisiert sind. Doch auch hier war der erste Versuch erfolglos. Möglicherweise ist das Signal der Mintron zu unsauber oder die Gebiete waren zu lichtschw ach, um re gistriert zu werden.
Ein Objekt, das eher zufällig untersucht wurde, war NGC 2261. Völlig überraschend konnte bei ihm eine stark e Polarisation nachgewiesen werden. Eine Literaturrecherche zeigte, dass die Polarisation seit Mitte der achtziger Jahre bekannt ist. NGC 2261 ist eigentlich ein Bipolarer Nebel, dessen südlicher Teil durch eine Dunkelwolke verdeckt wird. Er ist kein typischer Emissionsnebel, sonder n eher ein unge wöhnlicher Reflexionsnebel. Wahrscheinlich entsteht die P olarisation durch streifende Refle xion entlang ausgerichteter Staubteilchen. Da NGC 2261 eher ,,radioleise" ist, spielt Synchrotronstrahlung wohl keine Rolle. Reflexionsnebel und Bipolare Nebel sind die aussichtsreichsten Kandidaten für w eitere Untersuchungen. Eine Liste mit Objektvorschlägen gibt es unter www.astrode.de/polaris.htm. Es wäre schön, wenn sich noch ein paar Mitbeobachter fänden. Als Ausrüstung werden
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Teleskop, Polfilter und CCD-Kamera benötigt. Polfilter mit 1,25-Zoll-Ge winde gibt es als Hilfsmittel zur Sonnenbeobachtung im Astrohandel. Zur Not kann aber auch mit P olfiltern aus dem Fotohandel gearbeitet werden. Für visuelle Beobachter ist das Projekt v ermutlich weniger geeignet. Trotzdem kann ein Versuch nicht schaden. Alle Ergebnisse bitte per CD an Bernd Gährken VdS-Fachgruppe Astrofotografie Am Holzbach 41 33378 Rheda-Wiedenbrück E-Mail: gaehrken@surfeu.de

Abb. 3: Beim Jet von M 87 konnte mit Amateurmitteln bislang keine Polarisation nachgewiesen werden. Aber selbst in solchen Fällen ist das Bild nicht vergeblich, denn es bleibt immer noch eine Aufnahme, die auch für sich allein stehen kann.

Das Projekt Draco Dwarf - Amateure untersuchen eine dSph-Galaxie
von Peter Riepe, Bernd Häusler und Ralf Mündlein

- Teil 1 -

Auf der 5. Deep-Sk y-Tagung im April 2002 wurden die Zielobjekte für das Projekt Zwerggalaxien festgelegt [1]. Draco Dwarf war nicht dabei, aus gutem Grund: Diese nahe gelegene sphäroide Zwerggalaxie (dSph) muss als Beobachtungsobjekt visuell und foto grafisch den ,,ganz har ten Nüssen" zugerechnet werden, die e xtrem schwer zu knack en sind. Unser Bericht zeigt, dass man mit einer guten instr umentellen Ausrüstung aber dennoch tiefe Details dieser nahegelegenen Zwerggalaxie untersuchen und daraus interessante Daten gewinnen kann.
Die Vorgeschichte Im Sommer 2002 richteten Ber nd Häusler und Ralf Mündlein einen Refraktor APQ 130 mm / 1.000 mm auf Draco Dwarf. Als Kamera setzten sie die SBIG ST -10 XME ein. Das Resultat (Abb . 1) wurde zur Fachgruppenleitung (Peter Riepe) geschickt, um gemeinsam die Schwierigkeit des Objekts und die er reichte Tiefe zu diskutieren: Was zeigt die CCD-Aufnahme? Können aus den Bildinformationen Aussagen über die Zwerggalaxie gewonnen werden? Nach eingehender Untersuchung zeigte sich ein überraschendes Ergebnis: Draco Dwarf war eindeutig im Bild festgehalten. Die schw achen Einzelsterne des Galaxienkör pers stehen
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Abb. 1: Mit einem Refraktor APQ 130 mm /1.000 mm und der CCDKamera SBIG ST-10 XME gelang Bernd Häusler und Ralf Mündlein am 12.7.2002 diese 90-minütige Belichtung von Draco Dwarf. Die sphäroide Zwerggalaxie hebt sich in der rechten Bildmitte vom Himmelshintergrund ab, aber nicht als diffuse Fläche, sondern als aufgelöstes stellares System. Der Refraktor erreicht in Kombination mit der CCD-Kamera Grenzsterne von etwa 20,5 mag.

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jedoch wegen der Objektnähe weit auseinander. An einigen Stellen ist Draco Dw arf so locker aufgebaut, dass man durch ihren Körper hindurch so gar entfernte Hintergrundgalaxien entdecken kann. Es gibt keine H II-Re gionen, keinen Staub. Schlagartig kam die Einsicht: Erst mit einem sehr sauber zeichnenden Teleskop genügender Brennweite und einer hochempfindlichen CCD-Kamera schaf ft es der Amateur, die helleren Einzelster ne der dSph-Galaxie abzubilden. Kleine, kurzbrennweitige Optiken, selbst wenn sie sehr lichtstark sind, scheitern beim foto grafischen Nachweis von Draco Dw arf, insbesondere in Verbindung mit k onventionellem Film. Die geringe Helligk eit der Draco-Sterne überfordert kurzbrennweitige Optiken hoffnungslos, sie er reichen nicht genügend Grenzg röße. Die lichtschwachen, weit auseinander stehenden Draco-Sterne können k eine genügend helle diffuse Fläche erzeugen, wie man es z. B. von den stellar dicht gepackten Armen und K ernen der Spiralgalaxien gewohnt ist.
Das Projekt Draco Dwarf Wir beschlossen ein gemeinsames Unterprojekt. Die einen (Ber nd und Ralf)

Abb. 2: Zentrum von Draco Dwarf, am 6.9.2002 von Bernd Häusler und Ralf Mündlein mit einem RCTeleskop 353 mm / 3.655 mm und einer ST-10 XME 5 Minuten belichtet. Die vier markierten Kohlenstoffsterne zählen zu den hellsten Einzelsternen von Draco Dwarf. Man erkennt auch den lockeren Aufbau der dSphGalaxie anhand der ,,durchscheinenden" Hintergrundgalaxie nordwestlich des hellsten Einzelsterns SAO 030343.
nahmen sich vor, Draco Dwarf mit langer Brennweite zu Leibe zu rück en, die CCDKamera zur Photometrie einzusetzen und die notwendigen technischen Gr undlagen der Photometrie zu erarbeiten. Erklär tes Ziel: Das Zentr um der dSph-Galaxie wird langbrennweitig mit einem Ritche yChretien-Teleskop (RCT) 353 mm / 3.655 mm aufgenommen, um interessante Einzelsterne zu identifizieren und zu überwachen. Der andere (P eter) suchte in der Fachliteratur nach astronomischen Perspektiven: Welche Möglichkeiten gibt es, die Er gebnisse der geplanten Veränderlichenphotometrie weiter auszuwerten? Basis zum Einstie g wurde die Arbeit von Walter Baade und Henrietta Swope [2]. Die beiden Wissenschaftler hatten sich intensiv mit der Untersuchung von Veränderlichen in Draco Dw arf befasst. Außerdem wurden w eiterführende Fachpublikationen erarbeitet, um mehr über Draco Dwarf, Einzelsterne und Veränderliche in dSph-Galaxien und K ugelsternhaufen zu erf ahren. Alles drehte sich um die Frage: Sind wir als Amateure in der Lage, mehr als nur den reinen foto grafischen Nachweis von Draco Dw arf zu erbringen?

Wissensstand über Draco Dwarf Die Entfernung von Draco Dwarf wurde im Laufe der letzten 40 Jahre recht unterschiedlich eingeschätzt. Baade und Sw ope legten die Photometrie v on RR-LyraeSternen zu Gr unde und schätzen die Distanz auf 79 bis 125 kpc (Hinw eis: 1 pc = 3,262 Lj). Diese große Spannweite ergab sich, weil die absolute Helligk eit der Pulsationsveränderlichen damals noch nicht ganz klar w ar. In den 80er Jahren wurde die Entfer nung zu (86 +- 12) kpc ermittelt, ebenfalls über RR L yrae-Sterne [3]. Gut ein Jahrzehnt später folgte - wieder mit Hilfe der Photometrie - eine Distanz von 80 kpc [4]. Nach erdgebundenen Untersuchungen gehen moderne Schätzungen heute v on einer Entfernung von (80 +- 7) kpc für Draco Dwarf aus [5], das sind (261.000 +- 23.000) Lj. Der w ahre Durchmesser lie gt bei etwa 3.000 Lj. Photometrische Untersuchungen mit der WPFC2-Kamera des Weltraumteleskops Hubble ergaben ein tiefes Farbenhelligkeitsdiagramm, dessen Analyse zeigte, dass es in der Zwerggalaxie im w esentlichen nur eine Epoche der Ster nentstehung gegeben hat [6]. Etwa 90 % der Sterne wurden vor etwa 10 Milliarden Jahren gebildet. Seit ungefähr 2 Milliarden Jahren ist die Ster nbildung in dieser alten Zw erggalaxie im wesentlichen abgeschlossen [5]. Ihre Masse beträgt etw a 22 bis 30 Millionen Sonnenmassen [7, 8], so dass Draco Dwarf von der Masse her zwischen Scheibengalaxien und K ugelsternhaufen eingeordnet werden kann. Für die visuelle und foto grafische Beobachtung ist die zentrale Flächenhelligkeit wesentlich, denn sie stellt bei bekannter Helligkeit des Nachthimmels ein Maß für den Objektk ontrast dar. Mit (24,3 +- 0,5) mag/arcsec2 ist Draco Dw arf ein extrem schwieriges Objekt für Beobachtung und F otografie. Von allen bisher bekannten sphäroiden Be gleitern der Milchstraße hat sie mit M V = 8,8 Mag die geringste Leuchtkraft [7]. Die hellsten Einzelsterne Draco Dwarf besteht durchw eg aus entwickelten Sternen der P opulation II. Die hellsten drei Magnituden sind Rote Riesen. Ihre scheinbaren visuellen Helligkeiten mV liegen zwischen 17 und 20 mag, w as absoluten visuellen Helligkeiten MV von -2,5 bis +0,5 Mag entspricht. Dieser Be griff der ,,absoluten Helligkeit" wurde für unser Projekt sehr bedeutsam. Was steckt dahinter? Die absolute Helligkeit ist die scheinbare
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Abb. 3: Schematischer Helligkeitsverlauf der RR-Lyrae-Sterne: Der Typ RR(ab) hat deutlich größere Amplituden (A) und Perioden (P) im Lichtwechsel als der Typ RR(c). Man beachte auch den unterschiedlich steilen Anstieg zum Maximum.

Abb. 4: Werden die scheinbaren visuellen Helligkeiten der RR-Lyrae-Sterne der dSphGalaxie Leo II gegen ihre Periode aufgetragen [11], so ergibt sich ein funktionaler Zusammenhang (hier als breiter, roter Graph dargestellt). Anhand der bekannten Entfernung von Leo II haben wir die scheinbaren visuellen Helligkeiten mV (schwarz) in absolute visuelle Helligkeiten MV (grün) umgerechnet. Der Zusammenhang zwischen Periode und absoluter Helligkeit, die sog. ,,PeriodenLeuchtkraft-Beziehung", wird gut erkennbar.

Helligkeit, die ein Ster n hätte, w enn er rechnerisch in einer Entfer nung von 10 pc stünde. Werden nun Ster ne unterschiedlicher Entfernung in die Einheitsdistanz von 10 pc ,,verschoben", so ergibt sich ein entscheidender Vorteil: Man kann diese Sterne - egal von welcher Masse oder von
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welchem Spektraltyp - unmittelbar in ihrer Leuchtkraft vergleichen, weil sie sozusagen direkt nebeneinander stehen! Das gilt für alle photometrischen Bereiche, daher gibt es die absolute Blauhelligkeit MB, die absolute visuelle Helligkeit MV, die absolute Rothelligkeit MR usw. Die Roten

Riesen von Draco Dw arf kommen mit ihren o. g. absoluten visuellen Helligkeiten auf eine 50- bis 800-f ache Sonnenleuchtkraft. Im Jahre 1982 wurden unter den hellen Sternen von Draco Dw arf drei K ohlenstoffsterne entdeckt [9], ein weiterer folgte 1986 [10]. Das Spektr um dieser Ster ne zeigt im blauen Bereich auffällige Banden des molekularen K ohlenstoffs C2 und im roten Bereich Banden v on Kohlenstoffverbindungen wie z. B . CN. Die F arbindizes deuten auf eine ziemlich rote Eigenfarbe hin. Die vier hellsten K ohlenstoffsterne konnten mit dem 35-cm-RCT und der CCD-Kamera mühelos erf asst werden (Abb. 2).
RR-Lyrae-Sterne Die Veränderlichen des Typs RR L yrae wurden für unser Projekt die wichtigsten Sterne. Diese Pulsationsv eränderlichen gleichen in ihrem Leuchtv erhalten den Cepheiden, besitzen aber kürzere Perioden und geringere Leuchtkräfte. RR-L yraeSterne sind verhältnismäßig alt, als Ster ne der Population II k ommen sie im galaktischen Halo vor, z. B. in dSph-Galaxien und in Kugelsternhaufen (daher auch die Bezeichnung ,,Haufenveränderliche"). Ihre Spektralklasse liegt im Bereich A, so dass RR-Lyrae-Sterne eine w eißliche Farbe besitzen. Der Lichtw echsel erfolgt mit Perioden von 0,3 bis zu 1,2 Tagen und Amplituden von 0,5 bis maximal 2 mag. Man unterscheidet zwischen den Baile yTypen RR(a), RR(b) und RR(c), auf den Typ RR(d) gehen wir hier nicht ein. Die beiden Erstgenannten w erden gern zu RR(ab) zusammengefasst. Ihr Lichtwechsel ist ausgesprochen asymmetrisch: Zum Maximum steigt die Helligkeit rapide an, danach folgt ein flacheres Abklingen bis zum Minimum. Der Typ RR(c) wechselt seine Helligk eit fast sinusförmig, dabei sind die P erioden kürzer und die Amplituden kleiner als bei den RR(ab)Typen (Abb. 3). Für unsere spätere Auswertung benötigten wir die durchschnittliche Absoluthelligkeit der RR-Lyrae-Sterne in Draco Dw arf. Baade und Swope hatten sich nicht festlegen wollen, sie konnten es auch gar nicht. Die RR-Lyrae-Sterne der K ugelsternhaufen beispielsweise besitzen visuelle Absoluthelligkeiten, die zwischen 0,4 und 1 Mag streuen [4]. Dies hängt unter anderem mit der Metallizität des stellaren Muttersystems zusammen. Die mittleren Absoluthelligkeiten der RR-L yrae-Sterne streuen in unterschiedlichen dSph-

Galaxien ebenfalls. Das wird durch v erschiedene wissenschaftliche Arbeiten belegt, die hier nicht alle zitier t werden sollen. Eine astrophysikalische Erkenntnis besonderer Tragweite ist, dass die absolute Helligkeit der RR-Lyrae-Sterne eng mit der Periode ihres Lichtw echsels im Zusammenhang steht. Zu dieser ,,Perioden-Leuchtkraft-Beziehung" machten Baade und Sw ope für unsere Be griffe keine klaren Angaben [2]. Aus dem Grunde stützten wir uns auf Untersuchungsergebnisse zu RR-L yrae-Variablen in der Zwerggalaxie Leo II. Für diese Veränderlichen wurde eine P erioden-Leuchtkraft-Beziehung gefunden [11], die wir in der Abbildung 4 schematisch darstellen. Als Amateure gingen wir ohne Scheu davon aus, dass sich die RR-Lyrae-Sterne in Leo II und die in Draco Dw arf physikalisch sehr ähnlich v erhalten und derselben Perioden-Leuchtkraft-Beziehung gehorchen. Dass ihre mittleren Absoluthelligkeiten in unterschiedlichen dSph-Galaxien unterschiedlich hoch sind, ist kein Gegenargument, denn das könnte z. B . an unterschiedlichen mittleren Massen liegen. Mit dieser Annahme wurde unser Arbeitsweg konkret: Identifikation einiger der von Baade und Sw ope gefundenen RR-LyraeSterne, Anfertigung von Reihenaufnahmen, Rekonstruktion der zugehörigen Lichtkurve und Er mittlung der Lichtwechselperiode. Auf diese Weise wollten wir aus der o. g. P erioden-LeuchtkraftBeziehung die Absoluthelligkeiten der RR-Lyrae-Sterne selbst er mitteln, ohne z. B. auf andere Messungen (z. B. Literaturwerte) zurückgreifen zu müssen. Mit Hilfe der Absoluthelligkeiten und der photometrisch gemessenen scheinbaren Helligk eiten lässt sich dann die Entfer nung der Veränderlichen ermitteln und damit die Entfernung von Draco Dw arf selbst. Berufsastronomen hatten dies schon in den fünfziger Jahren erstmals geschaf ft und in den achtziger Jahren mit Großtelesk open perfektioniert. Uns interessier te es brennend, ob eine solche Entfer nungsbestimmung auch mit Amateurmitteln möglich ist.

Literaturhinweise [1] Riepe, P., Steinicke, W., 2002: ,,Projekt Zwerggalaxien angelaufen", VdS-Journal Nr. 9 (II/2002), 26 [2] Baade, W., Swope, H. H., 1961: ,,The Draco system, a dwarf galaxy", Astron. J. 66 (9/1961), 300 [3] Nemec, J. M., 1985: ,,Double-mode RR Lyrae stars in the Draco dwarf galaxy", Astron. J. 90 (2/1985), 204 [4] Nemec J. M. et al., 1994: ,,PeriodLuminosity-Metallicity Relations, Pulsation Modes, Absolute Magnitudes, and Distances for Population II Variable Stars", Astron. J. 108 (7/1994), 222 [5] Aparicio A., Carrera R., MartinezDelgado D., 2001: ,,The star formation history and morphological evolution of the Draco dwarf spheroidal galaxy", Astron J 122 (Nov. 2001) 2524 [6] Grillmair C. J. et al., 1998: ,,Hubble Space Telescope Observations of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy", Astron. J. 115 (Jan. 1998), 144 [7] Mateo, M., 1998: ,,Dwarf Galaxies of the Local Group", Annual Review of Astron. and Astrophys. 36, 435 [8] Odenkirchen M. et al., 2001: ,,New insights on the Draco dwarf spheroidal galaxy from the Sloan Digital Sky Survey", Astron. J. 122 (Nov. 2001), 2538 [9] Aaronson, M. et al., 1982: ,,Discovery of Carbon Stars in the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy", Astrophys. J. 254 (3/1982), 507
[10] Azzopardi, M. et al., 1986: ,,New carbon stars in spheroidal galaxies. II - Draco, Ursa Minor and new data on Sculptor, Carina, and Leo I", Astron. and Astrophys. 161 (6/1986), 232
[11] Siegel M.H., Majewski S.R., 2000: ,,Exploring the Leo II dwarf spheroidal galaxy. I. The variable star content", Astron. J. 120 (7/2000), 284

Ausblick Im nächsten Heft wird es in der Fortsetzung dieses Berichts um Technik, Photometrie und Auswertungen gehen. Wir werden zeigen, wie wir mit Hilfe der Photometrie einiger RR-L yrae-Sterne die heliozentrische Entfernung von Draco Dwarf ermitteln konnten.

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38 A M A T E U R T E L E S K O P E

Neue preisgünstige Okularkonstruktionen
von Sven Wienstein und Andre Walczak

In der Preisklasse unter 100 Euro gab es bis vor kurzem w enig Okularkonstruktionen zur Auswahl. In der Hauptsache fanden sich für den Ster nfreund hier Ortho- und Plössl-Konstruktionen. Mit den derzeit recht beliebten kurzbrennw eitigen Teleskopen arbeiten diese Okulare allerdings nur bedingt zufriedenstellend , was Randabbildung und scheinbares Gesichtsfeld betrifft. Im Jahr 2002 erschienen aber drei neue Okularbaureihen mit recht interessanten Eckdaten, die in diese Lücke vorstoßen wollen. Um diese K onstruktionen einmal für die v erschiedenen Anforderungen unterschiedlicher Teleskopbauarten zu testen, stellte uns die F irma TeleskopService Ransburg sieben Okulare zur Verfügung. Es handelt sich dabei um drei TS-SW Okulare mit 6, 15 und 20 mm Brennweite (79,- Euro), zw ei LE Okulare mit 5 und 20 mm Brennw eite (97,- Euro), sowie das Baader GEN II 14 mm (65,Euro). Einen deutlichen preislichen Ausreißer bildete das Antares Speers-Waler 14L (174,- Euro). Die Okulare kamen an 6 verschiedenen Teleskopen bzw. Optikkombinationen zum Einsatz: Bei f/4 am R200SS und am GSO 8' '-f/4-Newton, bei f/4,8 am 250 mm / 1.200 mm OrionEurope-Newton, am C8 bei f/10, am Explorer 395 (90 mm / 1.000 mmAchromat) und schließlich an einem Orestegor 1:4,0 / 300 mm-T eleobjektiv, wobei hier mit der stufenlosen Blende experimentiert werden konnte. Als Referenz zur Sternabbildung dienten unter anderem die LV Okulare mit 5 und 15 mm Brennweite, sowie ein 25 mm TS-Plössl.

unter 200 g Ge wicht. Die Okular -Tuben sind solide aus Metall gefer tigt und abgesehen von den Steckhülsen schw arz eloxiert. Die Steckhülsen der LE und SW haben eine Nut gegen versehentliches herausrutschen bei lock erer Klemmung. Speers-Waler, GEN II und LE tragen eine griffige Gummiarmierung, die allerdings bei den LE recht spärlich klein ist. Die SWOkulare wurden im Drehpack zusammen mit einer Schutzkappe für die Steckhülse geliefert, alle anderen Okulare kamen mit je zwei Schutzkappen. Bei den LE sitzen

klappt werden. Die LE-Okulare erlauben den größten Augenabstand. Da alle Okulare große Augenlinsen besitzen, wäre auch eine Verwendung mit Digi- oder Webcam denkbar.
Filtergewinde Natürlich besitzen alle Okulare ein Filtergewinde für 1,25''-Filter. Allerdings gibt es leider immer wieder Toleranzen, die dazu führen, dass F ilter sich verklemmen, oder nur äußerst unbefriedigend auf einer ,,halben Umdrehung" sitzen. Die

Abb. 1: Die Testkandidaten auf einen Blick: obere Reihe v. l. SW 15, 6 und 20 mm, LE 5 und 20 mm und das Gen II 14, unten das Speers-Waler 14L

Äußerlichkeiten Alle Okulare machen äußerlich einen ordentlichen Eindruck, wobei aber das Baader GEN II und das Antares SpeersWaler um eine Klasse besser v erarbeitet sind. Gummimuscheln sor gen für eine angenehme Augenauflage und v erhindern verkratzte Brillen. Besonders für die LE und SW ist das ein wichtiger Punkt, da sich diese Okulare ja mit großem Augenabstand für Brillenträger empfehlen. Das g rößte und auch schwerste Okular ist das SpeersWaler 14 mm L. Es wiegt 250 g bei 15 cm Länge. Mit 48 mm Durchmesser ist es aber noch handlich. Alle anderen Okulare haben normale Größen, wobei darunter SW 6 mit 75 mm Länge und LE 5 mit 70 mm Länge die größten sind. Sie alle b leiben deutlich
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die augenseitigen Schutzkappen allerdings wegen der g roßen Augenmuschel sehr locker. Hier würde sich auch ein Drehpack anbieten, denn die Kappen f ielen unzählige Male schon in der Tasche oder beim Ein- und Auspacken herunter. Die SW Okulare bieten 66 Grad Gesichtsfeld. Die LE sind je nach Brennw eite unterschiedlich, das 20 mm mit 50 Grad und das 5 mm mit 45 Grad angegeben. Das GEN II bietet 60 Grad und das Speers-Waler 73 Grad . Ohne dies berechnet oder vermessen zu haben, entsprechen die Angaben offenbar den tatsächlich sichtbaren Feldern. Prinzipiell ist jedes dieser Okulare für Brillenträger geeignet. Die Gesichtsfelder lassen sich voll überblicken, zumindest wenn die Augenmuscheln umge-

Filtergewinde mussten sich deshalb di versen 1,25''-Filtern stellen, und zw ar: B+W 28,5E 64x Grau, Astronomik Profi O III, Meade Broadband Neb ular und Baader Skyglow. Alle Filter ließen sich vollständig einschrauben, lediglich am Speers-W aler stieß der B+W nach etw a 1,5 Umdrehungen auf Widerstand, was aber in der Praxis ausreichend ist. Eine Mehrschicht-Vergütung ist inzwischen Standard, nicht aber eine gute Schwärzung des Okularinneren, wie die Tabelle 1 zeigt.
Testmethoden Bei der Tagbeobachtung wurden mit dem Explorer 395 die feinen Zw eige eines 200

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Okular

Vergütung

Vergütung subjektiv

SW 20 SW15 SW 6

Multi Coated Multi Coated Multi Coated

helle Reflexe grün+hellblau helle Reflexe grün+hellblau helle Reflexe grün+hellblau

LE 20 LE 5 GEN II 14 Speers-Waler 14L LV 15 LV 5

Fully Coated Fully Coated Multi Coated keine Angaben Fully Multi-Coated Fully Multi-Coated

grün/gelbgrün ähnlich grün/gelbgrün ähnlich grün/dunkelviolett ähnlich LV grün/violett ähnlich LE lila-grün ähnlich GEN lila/rot ähnlich GEN

Tab. 1: Übersicht über Vergütung und Schwärzung der getesteten Okulare

Schwärzung
Feldblendenrand deutlich keine inneren Reflexe bemerkbar Feldblendenrand schimmert (Plastik), viele dünne Reflexe SW Reflexe kaum bemerkbar SW Reflexe kaum bemerkbar Feldblendenrand sichtbar einige interne Reflexe deutlich Rand der Steckhülse schwach bemerkbar viele schwache interne Reflexe

m entfernten Baumes ge gen einen gleichmäßig hellgrauen Wolkenhimmel betrachtet. Um die Schwärzung des Okularinneren am Teleskop zu testen, wurde aus ca. 5 cm Abstand in das Okular geschaut, so dass der helle Himmel Refle xionen gut sichtbar machte. Nachts dienten Orionnebel, Plejaden, Mond, Jupiter und Satur n als Testobjekte. Besonders die hellen Sterne der Plejaden standen gut im Bildfeld verteilt und enthüllten eine e ventuell vorhandene Verzeichnung.
Tagbeobachtung Extreme Unterschiede gibt es hier w eniger zwischen den Okularen. Vom oft unangenehmen Einblick am Tag blieb bei allen Okularen nachts fast nichts übrig. Das LE 20 zeigt bei einf achem Einblickverhalten eine gute Schärfe auf der Achse, am Rand lässt diese ein w enig nach. Die Schwärzung ist akzeptabel. Das SW 20 bietet eine gute Schärfe bis zum Rand und auch die Schwärzung ist gut gelungen. Allerdings ist der Einb lick schwierig; während der Augenabstand eine unkritische Größe ist, muss die Okular mitte recht genau getroffen werden. Das Gen II 14 zeigt ein ähnliches Einblickverhalten wie das L V 15, auch die Schärfe kann sich damit messen. Die Schwärzung ist bei diesem Okular am besten gelungen, es über trifft alle anderen Okulare, die in diesem Rahmen betrachtet wurden. Beim SW 15 ist der Einblick recht schwierig. Das Okular neigt zum Kidne yBeaning. Die Schärfe in der Bildmitte ist gut, zum Rand hin fällt sie auf den letzten 5 Grad recht deutlich ab . Die Schwärzung könnte etwas besser sein. Das SpeersWaler 14 mm L macht es durch sein schlechtes Einblickverhalten schwer, das volle Gesichtsfeld zu überb licken. Wenn der Augenabstand gerade klein genug ist, um das wirklich k omfortabel große Feld

voll zu überb licken, beginnen KidneyBeaning-Effekte nahe der Bildmitte. Es ist schwierig, den richtigen Abstand zu treffen. Die Schärfe ist bis auf die letzten 5 Grad des Gesichtsfeldes gut. Die Schwärzung ist im unteren Bereich des Okulars gut gelungen, im oberen Bereich gibt es v on den Innenwänden Refle xionen, die aber weit außerhalb des Gesichtsfeldes zu liegen kommen und v ernachlässigbar sind. Das LV 15 zeigt die beste Randschärfe bei einem ,,normalen" Einblickverhalten. Die Schwärzung ist in Ordnung, könnte aber besser sein. Das LE 5 zeigt sich bezüglich Schärfe und Einb lickverhalten praktisch identisch mit dem L V 5. Die Schwärzung ist aber nicht gelungen, sehr deutlich zeichnet sich ein heller Ring, v ermutlich von der blanken Kunststoff-Feldblende ab. Das SW 6 zeigt auch bei dieser Brennweite wieder sein schwieriges Einblickverhalten mit Neigung zum Kidney-Beaning. Die Schärfe ist aller dings gut bis zum Rand. Bei der Schwärzung muss man wieder Abstriche machen. Das L V 5 zeigt bei bequemen Einblick eine gute Schärfe gleichmäßig bis zum Rand. Auch die Schwärzung ist gut.
Astronomische Beobachtungen LE 20 und SW 20 Bei langer Brennweite, also am C8 und am Explorer 395 machten beide Okulare eine gute Figur. Der absolut scharfe Teil des Gesichtsfeldes ist beim SW 20 ein gutes Stück größer als das Gesichtsfeld des LE 20. Die Schärfe des SW fällt zum Rand hin langsam ab, beim LE gibt es am äußersten Rand einen Schärfeabf all. Bei f/4 w ar das SW deutlich besser als das LE, aber beide machten keinen besonders guten Eindruck. Die Randabbildung w ar nicht zufriedenstellend und auch in der Bildmitte waren die Ster nabbildungen

deutlich größer als die eines zur Referenz herangezogenen TS-Plössl 25 mm. Bei f/4,8 arbeiteten beide Okulare schon wesentlich besser, und mit der Blende des Orestegor ließen sie sich ab f/6 als ordentlich bezeichnen.

SW 15, GEN II 14 und Speers-Waler 14L

Das Speers-Waler spielt nicht nur preislich

sondern auch optisch in einer anderen

Preisklasse. Es zeigte eine her vorragende

Leistung. Bei f/4 bot es über ca. 55 Grad seines

Gesichtsfeldes feinste Ster nabbildungen

und fiel dann zum Rand des 73 Grad großen

Feldes langsam ab . Bei f/10 im C8 und

noch viel mehr am Explorer 395 w ar das

perfekt scharfe Feld um 60 Grad groß und der

Schärfeverlust zum Rand hin sehr gering.

Erstaunlich: In allen Geräten ließen sich

durch Nachfokussieren auch am äußersten

Rand punktförmige Sterne erzielen, und

das ohne Farbfehler. Das SW 15 bot im C8

und am Refraktor leicht g

rößere

Sternabbildungen als das Speers-W aler.

60 Grad des Gesichtsfeldes sind gut brauchbar ,

von da an fällt die Schärfe zum Rand hin

sehr unangenehm ab . Während die

Abbildung im C8 durchaus in Ordnung

war, gab es am Refraktor ,,kreuzför mig"

verzeichnete Sterne. Zum Rand hin gab es

auch leichte Chromasie. Bei f/4 im

R200SS und im GSO 8' '-Newton war der

brauchbare Teil des Gesichtsfeldes kaum

größer als das Gesichtsfeld des LV 15. Das

LV 15 liefer te auch leicht bessere

Sternabbildungen. Wirklich enttäuschend

war das GEN II 14. Das am besten v ergü-

tete und her vorragend verarbeitete Okular

bot selbst auf der Achse keine ordentliche

Sternabbildung in allen getesteten

Geräten. Chromasie und Verzeichnung

nahmen zum Rand hin immer mehr zu. Bei

f/4 war es praktisch unbrauchbar , ebenso

am Refraktor. Am Refraktor erinner te die

VdS-Journal Nr. 13

40 A M A T E U R T E L E S K O P E

kreuzförmige Verzeichnung an Ne wtonSpikes. Einzig am C8 bei f/10 zeigte es in der Bildmitte einen ca. 45 Grad großen Feldbereich der zw ar brauchbar, aber mit unangenehm großen Sternabbildungen behaftet war. Mit der stufenlosen Blende am Orestegor sah das Okular im Bereich zwischen f/6 und f/8 am besten aus. F arbe war aber ein stetes Problem.
SW 6 und LE 5 Bei f/4 zeigten beide Okulare eine angenehme Leistung. Das LE 5 zeigte eine gleichmäßige Schärfe über das gesamte Gesichtsfeld, lediglich die Ster nabbildungen waren leicht größer als beim LV 5, das als Referenz diente. Das SW 6 zeigte feinere Sternabbildungen als das LV 5, was nicht allein auf die geringere Vergrößerung zurückzuführen ist. Das insgesamt gut brauchbare Gesichtsfeld des SW war deutlich größer als bei den f ast identischen LE 5 und LV 5. Das fehlen des K omakorrektors am GSO 8''-f/4 machte dem SW 6 allerdings zu schaffen. Im R200SS mit K omakorrektor konnte es mehr leisten. Im C8 und im Explorer 395 zeigte sich ein ähnliches Bild, wobei im C8 f ast das gesamte 66 Grad große Gesichtsfeld des SW 6 angenehm scharf war. Im Refraktor f iel die Leistung allerdings etwas ab, w ar aber insgesamt immer noch besser als die des LE 5. Bei der Planetenbeobachtung im 10' '-f/4,8 machten sich beide Okulare recht gut, wobei das SW 6 die Nase leicht vorn hatte.

Fazit Das SW 6 schnitt optisch am besten ab. Für die modern gewordenen Optiken mit kurzer Brennweite finden sich mit dem SW 6 und dem SW 15 zw ei gut brauchbare und angenehm weitwinklige Okulare. Das LE 5 ist in dieser Preisklasse ebenf alls zu empfehlen. Wer zur Beobachtung die Brille braucht, musste bisher mindestens den doppelten Preis für brillentaugliche Okulare unter 7 mm bezahlen, w obei an 66 Grad Gesichtsfeld nicht zu denk en war. Für längere Teleskopbrennweiten empfehlen sich die SW -Okulare mit ihren g roßen Gesichtsfeldern, während die LE bei Brennweiten oberhalb v on 10 mm k eine Vorteile gegenüber herkömmlichen Designs wie z.B. Kellner und Plössl bieten. Unterhalb von 10 mm werden die LE allerdings wiederum für Brillenträger interessant. Hier bieten sie eine preisgünstige Alternative zu den LV, wenn man bereit ist auf etwas Schärfeleistung zu v erzichten. Überall enttäuschend war nur das GEN II 14 mm. Hier haben wir uns wirklich bemüht, ein dazu passendes Gerät zu f inden - vergeblich. Die Leistung war in allen Fällen inakzeptabel, vor allem da mit dem SW 15 für einen nur sehr geringen Preisunterschied ein deutlich besseres Okular verfügbar ist. Besonders bei langbrennweitigen Geräten bieten die SW mit ihrem dann gut nutzbaren Gesichtsfeld von 66 Grad ein erstklassiges Preis-LeistungsVerhältnis. Die LE be wegen sich gut im Rahmen dessen, was in dieser Preisklasse

zu erwarten ist. Das Speers-Waler 14L besticht durch seine gute Abbildungsleistung in allen getesteten Teleskopen. Auf der Achse war die Sternabbildung nicht zu übertreffen und an langbrennweitigen Geräten konnte es auch mit wesentlich teureren Okularen mithalten. Besonders faszinierend war, dass auch in den f/4-Geräten durch Nachfokussieren eine punktförmige Sternabbildung am äußersten Rand zu erzielen w ar. In einem Gerät, dessen Bildfeldwölb ung der des Speers-Waler entspricht, erhält man ein unschlagbares Okular! Die Variante 14L mit 73 Grad scheinbarem Gesichtsfeld ist eine Sonderkonstruktion für Newtons mit knapper Fokuslage. Die Steckhülse wurde zu diesem Zweck um das doppelte Verlängert, so dass die Feldlinse tief im Okularauszug zu liegen kommt. Dies k ostet deutlich Gesichtsfeld gegenüber der 14 mm ,,Standard-Version", die 80 Grad bietet. Beim R200SS passte das Okular gerade in die Steckhülse, ohne am Komakorrektor anzustoßen. Zur Verwendung von Filtern darf das Okular nicht mehr ganz eingesteckt werden, oder man fängt sich Kratzer . Ebenso gibt es natürlich am Zenitprisma bzw. Zenitspiegel die selbe Prob lematik allerdings bieten solche Geräte meist genügend Fokussierweg um die Standardversion nutzen zu können. Auch das R200SS hätte damit wohl gut funktioniert.

Umbau eines Meade Starf inder-Dobson
von Manfred Kleisa

Auf dem ATT 2003 erwarb ich für meine

beiden Jungs einen gebrauchten 8' '-f/6-

Starfinder-Dobson von Meade, w elcher

technisch und optisch eine Rundum-

erneuerung dringend nötig hatte. Das

Gerät ist bekannterw eise aus einer so ge-

nannten Sono-Tube hergestellt, einer

Presspappröhre mit w eißer Außen- und

mattschwarzer Innenlackierung. Der werk-

seitig montierte Okularauszug ist aus

Plastik und kippelt beim Ein- und

Ausfahren in seiner Achse. Die F ang-

spiegelhalterung ist vernünftig und brauch-

bar. Die Gleitbeläge beider Achsen sind

zwar relativ leichtgängig aber F einbe-

wegungen wie sie bei hohen

Ver-

größerungen nötig sind , können nicht

ruckelfrei ausgeführt werden. Das 5x24-

Sucherfernrohr war bereits v om Vor-

besitzer gegen einen Telrad getauscht worden. Als erstes nahm ich mir den Sono-T ubus vor. Er sollte in der Außenlackierung eine Wiedererkennung zu meinem 18' '-f/4,5Dobson darstellen. Da ich mit der GraphitEffektlackierung bereits dor t gute Erfahrung gemacht hatte, f iel die Wahl nicht schwer. Aus dem Baumarkt besor gte ich mir zw ei Dosen dieses Lack es. Das warme Wetter der ersten Sommer tage ließ die mit der Sprühdose aufgetragene Lackierung schnell abtrocknen. Ein
Abb. 1: Gesamtansicht des umgebauten
8''-Meade Starfinder-Dobson

VdS-Journal Nr. 13

A M A T E U R T E L E S K O P E 41

eine tiefschwarze samt-

artige Oberfläche auf-

weist. Es w ar gar nicht

so einfach die Bahnen

sauber und ohne sicht-

bare Nähte in den

Tubus einzubringen.

Nach zwei Stunden war

es endlich geschafft.

Die vorher abmontier-

ten Höhenräder k onn-

ten wieder befestigt

werden. Den schon

erwähnten Plastik-

Kippelauszug ersetzte

ich durch einen fein-

gängigen Drehfokus-

sierer mit 60 mm

Verstellweg. Dieser

ebenfalls gebraucht

erworbene Auszug

wurde mit matt-

schwarzem kratzfesten

Rallyelack lackiert.

Danach sah er aus wie

Abb. 2:

neu. Die F angspiegel-

Der serienmäßige Okularauszug ist durch diesen

spinne mit dem F ang-

Schraubfokussierer ersetzt worden.

spiegel konnte nun wie-

der eingebaut w erden,

nicht ohne v orher den

Anschliff der Oberfläche ist bei diesem

Spiegel mit einer Punktmarkier ung verse-

Lack nicht nötig. Nach zw ei Tagen versie- hen zu haben. Das üb liche Verfahren, den

gelte ich den Lack mit einem lösungsmit- Okularauszug mittels Laser auf den

telhaltigem Parkettlack der Mark e Fangspiegel zu zentrieren versagte hier, da

Covidur, welcher sich her vorragend mit anders als beim Gitter rohr-Dobson der

dem Effektlack verband. Die Oberfläche Spiegel ja nicht mehr eingesehen w erden

war nun extrem hart und kratzfest nach nur konnte. Nach der Montage des Haupt-

2-3 Lagen des seidenmatten Lacks. In

spiegels, der ebenf alls mit einer Mittel-

einem Tapetengeschäft besorgte ich mir punktmarkierung - bestehend aus einem

nun für die Auskleidung der Tubus- weißen Ring (Schreibw arenhandel, Ring-

innenseite dezefix Velourfolie, welche buchverstärkung) - k onnte die Optik nun

mittels eines Chesire-Okulares justier t werden. Die Mittelmarkier ungen halfen hier das Ganze zu v ereinfachen. Na ja, nach drei Stunden justieren w ar es denn auch gut! Auf der Oberseite des Tubus montierte ich eine Ge gengewichtschiene, um so schw ere Okulare auszugleichen. Wie sich später herausstellen sollte, w ar das nicht die Lösung aller Prob leme, aber dazu später. Der Telrad wurde oberhalb des Auszuges montiert. Damit w ar der Tubus erst mal fertig. Die Montierung wurde nun zerlegt und auf die Gleitlager klebte ich mit Doppelklebeband das bekannte Gleitmaterial ,,Formica" welches ich auch schon v orsorglich auf dem ATT besorgt hatte. Die drei Teflonlagerblöcke entfernte ich und ersetzte sie durch dick ere. Die Bohr ungen für die Befestigung habe ich leicht v ersenkt, so dass auch nach jahrelangem Abrieb nichts an die Befestigungsschrauben kommt. Zusätzlich setzte ich ein Teflonstück mit Mittenbohr ung in die Drehachse. Dieses habe ich mit einer sehr dünnen Unterlagsscheibe unterle gt, so dass sie leicht höher ist als die äußeren Teflons. Dies macht die Drehung im Zenitbereich sehr einf ach. Wieder montiert drehte diese Achse fein und leichtgängig. Nun k onnte der fer tige Tubus in die Höhenlager gelegt werden. Um die Höhenräder mit F ormica zu beschichten, musste erst der Be wegungsspielraum der Räder ermittelt werden, so dass die beim Aufkleben entstehende Naht nicht über die Teflonlager läuft. Nun k onnten die fer tig erhältlichen Formicastreifen mit Doppelklebeband aufgebracht werden und an den Enden jeweils mit feinen Blauk opfnägeln in die K unstoffhöhenräder vernagelt wer-

Abb. 3: Die Fangspiegelhalterung konnte beibehalten werden, die Tubusinnenwand wurde mit Velourfolie ausgekleidet.

Abb. 4: Die Höhenräder sind nun mit besseren Gleitbelägen versehen, der Kasten rechts enthält den digitalen Encoder.
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Hersteller etwa

schon jemand so

weit gedacht? Da ich

digitale Encoder ver-

wenden wollte, mus-

ste darauf geachtet

werden, dass dieses

Zusatzgewicht bei

Zenitstellung nicht

an den Encoder

schlägt. Um nun den

Anpressdruck der

Räder auf die

Abb. 5:

Teflonlager

zu

Am hinteren Ende des Tubus musste ein Gegengewicht ange- erhöhen und um den

bracht werden.

zu leichten Lauf so

zu kompensieren

montierte ich eine

den, so das sich das F ormica auch bei Zugfeder aus einem Wäschetrockner (hof-

Wärmeeinwirkung nicht wieder lösen

fentlich merkt meine F reundin nichts!).

kann. Die Befestigung ist bei senkrecht

Eine außeraxial sitzende Bohr ung im

stehendem Tubus auf ca. 11 Uhr einge-

Höhenrad hat nun zur F olge, dass der

bracht. Wie sich nun herausstellen sollte, Federdruck bei zunehmender Tubus-

liefen die Höhenräder nun zw ar exzellent, neigung erhöht wird und damit ein v aria-

aber jede kleinste Gewichtsänderung vorne bles Gegengewicht simuliert wird. Der

am Okularauszug ließ den Tubus in seiner Anpressdruck der Höhenlager w ar nun

Lage ändern. Das Ganze lief zu leicht.

optimal. Das Gleiten w ar schwerer aber

Laufgewichte auf der unten montier ten blieb schön feingängig. So sollte es sein.

Schiene halfen zw ar, aber bei jeder

Die Gegengewichtstange konnte ich auf

Höhenänderung des Tubus mussten diese Grund der soliden Befestigung nun prima

wieder auf der Stange v erstellt werden. zum Tragen des Tubus verwenden.

Außerdem hatte das Laufge wicht den

Effekt, dass bei zenitnaher Stellung das

Nun war es Zeit, das Gerät zu testen.

Gewicht den Tubus immer an den

Schnell stellte sich heraus, dass die 60 mm

Anschlag drückte. Eigentlich lo gisch. Das des Okularauszugs nicht ausreichten, um

Laufgewicht konnte ich dann auf der

einen Stern zu fokussieren. Bei einer

Unterseite auf ein mittig w erkseitig einge- Brennweite von 1.220 mm und einem auf

lassenes Gewinde aufbringen. Hat da beim 960 mm montier tem Fangspiegel war der

errechnete Brennpunkt rund 120 mm über dem Tubus. Ein Freund drehte mir nun eine passende 120 mm lange 2' '-Verlängerungshülse welche direkt als 11/2''-Adapter fungiert. Damit w ar das Prob lem dann auch behoben. Ein seitlich montier tes Brettchen dient als Ablage für den Positionscomputer von Meade. Die Originalfüße wurden durch ni vellierbare Füße aus dem Küchenf achhandel ersetzt, so dass das Gerät für den v erwendeten Positionscomputer bei unebenem Boden in die Waage gestellt werden kann. Jetzt habe ich ein absolut brauchbares Teleskop, allen Anforderungen gewachsen und mechanisch ohne Mängel. Hier zeigt sich, dass man aus einem preiswerten, aufs Nötigste beschränkten Anfängerteleskop ein hervorragendes Beobachtungsgerät bauen kann, w elches auf hohem Ni veau eingesetzt werden kann. Die K osten des Umbaus lagen etw a bei 120 Euro. Für meine beiden Jungs hat das Gerät die ideale Einblickhöhe. Für mich baue ich noch einen Kasten zum Unterstellen, um so eine optimale Einblickhöhe zu er reichen und den Rücken zu schonen. Die Dimension des Kastens wird so ge wählt, dass die Dobsonmontierung für den Transport einfach komplett hinein passt - eine prima Doppelfunktion des Kastens. Es sei jedem ans Herz gele gt, mit diesen einf achen für jedermann zu bewältigenden Umbauarbeiten sein Gerät zu verbessern.
Homepage des Autors: www.astrozeichnungen.de - hier ist auch der Umbau eines 18-Zoll-Gerätes bebildert und beschrieben.

Abb. 6 (oben): Die Originalfüße wurden durch nivellierbare Füße ersetzt.
Abb. 7 (rechts): Mit der Zugfeder am Höhenrad wird der Anpressdruck erhöht und damit ein optimales Gleiten erreicht.
VdS-Journal Nr. 13

Miyauchi

Dank Schrägeinblick schmerz- und ermüdungsfreies Beobachten im Zenit. Bereits die achromatische Optik beeindruckt durch hervorragende Bildqualität und war Testsieger bei 100 mm Öffnung in SuW 7/93.

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Das Miyauchi 15x60-45 Grad erreicht im Zenit durch den angenehmeren Einblick die Wahrnehmung eines 80 mm Fernglases. Excellente und nahezu farbfehlerfreie Optik, randscharf und kontrastreich. Für Detailbeobachtungen gibt es Okulare mit 22-facher Vergrößerung.

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Die afokale Fotografie mit ,,normalen" Digitalkameras wird bei Astronomen immer beliebter. Statt markengebundenen Adaptern erlaubt der ICS UDA die Verbindung von praktisch allen Okularen mit fast allen Kameras am Markt.

ICS UDA Okular-Adapter:
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Anschlußringe: 37 / 43 / 46 / 49 mm
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Gerade bei der Deep Sky Beobachtung bekommt man ab acht Zoll richtig was zu sehen. Selbst unter Vorstadtbedingungen sieht man mit dem D8 wesentlich mehr als mit kleinen Refraktoren unter dunklem Landhimmel.
Die Dobson-Montierung ist genial einfach. Das Teleskop ruht oben auf einer Holzbox mit Drehplatte am Boden. Dadurch wird diese Montierung preiswert und dennoch sehr stabil. Auch bei hoher Vergrößerung kann man sanft und ruckfrei nachführen und ohne Gezitter scharfstellen. Das Dobson bietet maximalen Beobachtungsspaß ohne lästigen Ballast.
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44 A M A T E U R T E L E S K O P E

18-Zoll-Satisfaction
von Christian Weis

In diesem Artikel möchte ich über den Bau eines 18''-f/5-Dobson-Teleskopes berichten. Insbesondere möchte ich auf einige konstruktive Verbesserungen eingehen, die das Beobachten bequemer machen. Ausschlaggebend für den Bau war das ITV 2001. Zur damaligen Zeit w ar ich eigentlich kurz davor, die praktische Astronomie nach fast sieben Jahren wieder aufzugeben, trotzdem entschloss ich mich zum Vogelsberg zu f ahren. Bei diesem Treffen hatte ich die Gelegenheit durch einen 18''Dobson zu beobachten, der mir ein astronomisches Highlight nach dem anderen präsentierte: Neben den vielen bekannten Leckerbissen aus dem Messierkatalo g, die auf Fotografien kaum hätten schöner aussehen können, beobachtete ich auch die Galaxie NGC 2300, die ich kurz zuvor mit meinem 4,5''-Teleskop sichten konnte. Der Unterschied war unglaublich. Ich k onnte nicht nur die Galaxie direkt sehen; nein, sie zeigte mir so gar Strukturen. Es w ar um mich geschehen...
Am nächsten Tag schlenderte ich dann über den Platz und lernte Frank Leiter kennen, welcher mich zur AAG Heuchelheim einlud. Ich folgte dieser Einladung kurze Zeit später und ler nte dort viele w eitere Hobbyastronomen kennen, die mich sofort in ihren Kreis aufnahmen (eine Sache, die ich vorher nie für möglich gehalten hätte...). Dort quoll dann der Gedanke hervor, ein eigenes Teleskop zu bauen. Eigentlich wollte ich mit einem 10' 'Instrument beginnen, dann sah ich mir die Spiegel-Preisliste verschiedener Firmen an und dachte, ein 12,5-Zöller könne auch nicht schaden. Nach einiger Grübelei und gedanklichem Zwischenstop bei 16 Zoll fand ich im Inter net einen recht günstigen Anbieter und es sollte dann schlussendlich doch der 18-Zöller sein. Ohne die Hilfe sowie den Zuspr uch meiner Vereinskollegen und Aussagen wie: ,,Teleskopbau ist nicht so schwer", und: ,,Du schaffst das schon" hätte ich dieses Projekt sicherlich nie verwirklichen können, möglicherweise hätte ich niemals angefangen.

habe ich mir F otos in einschlägigen Zeitschriften und im Inter net angesehen, um eine k onkrete Vorstellung zu bek ommen, wie so ein Monster eigentlich auszusehen hat. Es folgte eine lange Zeit der Planerei, Zeichnerei und Verwerferei. Nach einigen Abenden hatte ich das Grundgerüst auf Papier. Ich versuchte schon jetzt, eigene konstruktive Verbesserungen, die ich bis dato noch nicht gesehen habe, mit in die Konstruktion einfließen zu lassen. Dies waren ein drehbarer Hut, eine ,,Hauptspiegelfernbedienung" und ein Filterrad.
Der Hut Als Material v erwendete ich 15 mm starkes Birke-Multiplex, das eine ausgezeichnete Stabilität aufweist. Ein eigens zu diesem Zweck gebauter Zirk elaufsatz half beim Fräsen ungemein. Um den Hut drehbar zu machen, musste ich anstelle zw eier Ringe gleich drei Stück anfer tigen, wobei ein Ring drei kreisabschnittför mige Nuten erhält. Verbunden durch drei Schrauben lagert der Hut so auf dem dritten Ring, der die Verbindung zu den Stangen bildet. Die zweite Neuerung am Hut ist das F ilterrad, welches einen Filterwechsel in unter einer Sekunde möglich macht. Durch einen Kugelschnäpper, der nor malerweise im Möbelbau verwendet wird, rastet das Rad

Abb. 1: Der Autor mit seinem 18'' - f/5 Selbstbau - Dobson anlässlich des ITV 2003
immer dann ein, wenn ein Filter in zentraler Stellung v or dem Okularauszug sitzt. Durch eine Flügelmutter ist es abnehmbar und kann so während des Transportes sicher verstaut werden. Das gesamte Rad wiegt ohne F ilter gerade mal 75 Gramm. Ein Nachteil des F ilterrades möchte ich allerdings nicht v erschweigen: Damit das Rohr des Okularauszuges nicht ge gen ein Filter stößt, musste ich einen Kasten bauen, der 30 mm dick ist und so genügend Spielraum zum Fokussieren bildet. Diesen Kasten habe ich aus Ge wichtsgründen aus zwei hohlgefrästen Hälften gebaut. Die Spinne bog ich mir aus 0,75 mm stark em

Der Bau Wie fängt man eigentlich mit dem Bau eines Teleskops an, wenn man v orher mit dem Thema Selbstbau noch nie in Berührung gekommen ist? Nun, zunächst
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 2: Durch Lösen der drei unteren Muttern lässt sich der Hut um insg esamt 45 Grad drehen.

A M A T E U R T E L E S K O P E 45

Abb. 4: Das abnehmbare Filterrad mit 5+1 Filterplätzen

Abb. 3: Das aufgeklappte Stangenbündel mit Velours-Ummantelung zwecks Reflexionsverminderung
Blech zurecht, wobei das Offset gleich mit berücksichtigt wurde. Um w eiteres Gewicht zu sparen, schnitt ich noch mehrere Fenster aus. Dies beeinflusst die Steifigkeit im übrigen nicht.
Die Stangen Beim ITV 2002 konnte ich ein sehr durchdachtes Design be wundern: Ein Sternfreund hat die Stangen seines Teleskops so k onstruiert, dass sie ein Bündel ergeben. Diese Idee kupfer te ich ab. Durch zwei Kugelköpfe aus Kunststoff, die über ein Stück Multiple x geklemmt werden (übrigens eine Werkstoffpaarung, die sich sehr gut v erträgt), werden die Stangen zusammengehalten. Auf diesen Holzstücken sitzt jeweils eine Kugel, über welche letztendlich die Stangen mit Spiegelzelle bzw. Hut v erbunden werden. Das Stangenbündel wird im Ge gensatz zu den meisten K onstruktionen nicht durch einen Klemmflansch f ixiert, sondern durch Schrauben. Hierbei muss man beachten, dass die oberen Stangen auf Zug belastet werden und sich herausziehen, wenn die K ugeln nur seitlich geklemmt

werden (der Autor spricht aus leidv oller

Erfahrung). Aus diesem Gr unde habe ich

die oberen K ugeln der Stangen aus

Aluminium neu gedreht und mit einer

radialen Bohrung versehen, in welche die

Klemmschraube greift. Das ganze System

kann sich nun auch bei stark

em

Schwenken nicht mehr selbständig lösen.

Die Hauptspiegelzelle Das Herz des Teleskops baute ich im wesentlichen nach [1]. Ich fügte noch zwei PC-Lüfter bei, w obei einer den Hauptspiegel von unten kühlt, während der andere quer über den Spie gel bläst. Die Idee des zweiten Lüfters ist diejenige, dass die durchströmende Luft ein besseres Bild erzeugt als eine über dem Spie gel stehende Luftschicht. Beim Bau wusste ich nicht, ob diese theoretische Überle gung in der Praxis etwas bringt, nach mehreren Versuchen in der Nacht glaube ich aber behaupten zu können, dass sich durch den Lüfter tatsächlich ein besseres Bild er gibt. Der Spiegel ruht auf einer 18-PunktLagerung und wird über eine Schlinge (aus einem Spanngur t) in P osition gehalten. Die Höhenräder wurden aus Stabilitätsgründen aus 21 mm stark em Multiplex gefräst. Als Gleitlagerwerkstoffe dienen Ebony Star auf Teflon. Wie oben beschrieben, wollte ich eine so genannte ,,Hauptspiegelfernbedienung" bauen. Der Gedanke, dass ich beim Justieren des Teleskops zigmal hin- und her rennen müsste, ließ mich erschaudern. Bewerkstelligen wollte ich das durch zwei biegsame Wellen, die normalerweise für Bohr maschinen eingesetzt werden (man braucht zum Justieren des

Hauptspiegels strenggenommen nur zw ei Justierschrauben zu drehen). Mit diesen durch ein Alurohr verlängerten Hilfsmitteln sollte es eigentlich möglich sein, den Hauptspiegel zu be wegen, während man gleichzeitig auf der Leiter stehend durch das Okular einen defokussier ten Stern beobachtet. Dieses System habe ich bis fast zum Abschluss des Baus beibehalten. Leider hat sich aber gezeigt, dass enorme Gewichtsprobleme auftreten, wenn man die beiden bie gsamen Wellen (5 kg) von der Hinterseite der Spie gelzelle hinauf zum Hut nimmt. Außerdem wäre eine große Rockerbox notwendig, um das ganze Kabel unterzubringen. Letztendlich habe ich das System v erworfen, obwohl es von der Gr undüberlegung sicherlich nicht schlecht ist. Es würde mich interessieren, ob jemand ein solches System erfolg reich im Einsatz hat.
Die Rockerbox Auch hier gibt es einen w esentlichen Unterschied zu vielen Eigenbauten: Anstelle eines Dreibeins habe ich mich für fünf Beine entschieden. Ausschlaggebend dafür war eine Beobachtung im Zenit mit dem 10''-Dobson eines F reundes. Beim Versuch nachzuführen, hätte ich das Gerät fast umgeworfen. Das sollte mit meinem Teleskop natürlich nicht passieren (w er noch einen alten Drehstuhl mit drei Beinen hat, weiß sicher, wovon ich spreche). Auch hier ergibt sich wieder ein Nachteil, der nicht unerwähnt b leiben darf: Damit das Teleskop nicht w ackelt, ist ein halbw egs ebener Boden vonnöten.
VdS-Journal Nr. 13

46 A M A T E U R T E L E S K O P E

Abb. 6: Das bis auf die Stangen und das Lichttuch komplette Teleskop wird über eine Rampe mühelos ins Auto gefahren.

Abb. 5: Die nicht realisierte ,,Hauptspiegelfernbedienung"

Lichttuch / Socke

An dieser Stelle kann ich

Velours-

Lederimitat empfehlen. Zwar ist dieses mit

ca. 10 Euro pro qm ziemlich teuer und

auch nicht gerade leicht (in meinem F alle

wiegt es 1,2 kg), der K ontrastgewinn ist

aber ausgezeichnet. Ich möchte es bei mei-

nen Beobachtungen nicht mehr missen.

Nach einer Beobachtungsnacht sollte man

das Tuch aber in einem w armen Zimmer

aufhängen, da es nächtens F euchtigkeit aufsaugt und es im schlimmsten F alle zu Gleichgewichtsproblemen des Teleskops kommen kann.
Fazit Der Selbstbau hat mir sehr viel Vergnügen bereitet, und ich k onnte viel ler nen. Ich kann jedem handw erklich begabten empfehlen, es mir nachzutun. Man kann k onstruktive Eigenwege gehen und das Teleskop den eigenen Bedürfnissen anpassen. So trägt jedes Selbstbautelesk op die Handschrift seines Erbauers. Außerdem wird das Beobachten mehr F reude an einem selbstgebauten Gerät machen, als an einem gekauften Teleskop ,,von der Stange". Nicht zuletzt hat man für das nächste Teleskoptreffen einen Hinguck er,

der viel Bewunderung erfahren wird.
Danksagung Mein Dank gilt insbesondere den Ster nfreunden der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Heuchelheim so wie Stathis Kafalis. Ohne ihre Hilfe hätte ich dieses Projekt niemals anf angen und erfolg reich beenden können.
Literaturhinweise [1] Kriege, D., Berry, R., 1997: ,,The
Dobsonian Telescope", Willmann-Bell Inc. [2] Website von Stathis Kafalis: www.geoci-
ties.com/dobsonstathis, besondere Beachtung verdient die umfangreiche Linksammlung zum Thema Teleskopselbstbau

Der Kugelblitz
von Jens Geibel

Viele kennen wohl das Gefühl, w enn sie das erste Mal zum ITV kommen, dass alles was sie bisher gekauft und gesehen haben, klein und unscheinbar zu sein scheint. So ging es mir 2002, als ich zum erstenmal zu Besuch beim ITV war und dort die riesigen Dobsons sah. Die wunderschönen und riesig anmutenden Selbstbau-Gitter rohrdobsons hatten es mir mit ihrem äußerem Erscheinen einfach angetan! Schnell wurde mir klar: So w as muss ich auch haben und da ich nicht bereit w ar ein Vermögen zu in vestieren, kam mir die Idee, einen Miniatur -Gitterrohrdobson im Design der großen Vorbilder zu bauen. Zu meinem Glück arbeite ich als Schweißer in der Metallbaubranche und hatte daher die Chance mit ein w enig Geschick und Ideen das kleine K unstwerk aus poliertem Edelstahl zu v erwirklichen. Die Frage, woher ich einen passenden klei-
VdS-Journal Nr. 13

nen Spiegel bekommen sollte, wurde durch den Tipp eines Freundes schnell gelöst. Er riet mir einf ach zu der Optik des kleinen Papier-Dobsons der Firma Baader,
Abb. 1: Jens Geibel und sein Kugelblitz. Er gewann damit den zweiten Preis bei der Prämierung der schönsten Selbstbauten beim IV 2003.

A M A T E U R T E L E S K O P E + C C D - T E C H N I K 47

welches einen Spie gel Durchmesser 70 mm und 450 mm Brennweite enthält. Zum Bau des Dobsons benutzte ich di verse Restmaterialien (Schrott), wie zum Beispiel die Edelstahlkugel, w elche aus einem alten K ugelhahnschieber stammt oder dem Okular -Drehpack, welchen ich zu einem Drehfokussierer umgebaut habe. Ehrlich, die meiste Zeit haben die vielen kleinen Gewindeschneidearbeiten gekostet und das g rößte Problem war die K opflastigkeit, welche ich beim ersten Testen herausfand. Doch nach langem Überle gen kam mir dann doch noch eine Lösung in den Kopf. Ich schweißte einfach eine weitere kleine K ugel an die g roße als

Gegengewicht, was sich hinterher auch als prima Führungsgriff herausstellte und witzigerweise ein wenig aussieht, als würde ein kleiner Mond um die Hauptkugel kreisen. Das Ganze wurde dann noch teilweise per Hand und zum Teil maschinell auf Hochglanz poliert. Weiterhin bestückte ich das fertige Gerät mit einigen Kleinigkeiten wie zum Beispiel einer kleinen drehbaren Sternkarte, welche ich noch her umliegen hatte. Außerdem spendierte ich meinem Dobson dann noch ein paar zusätzliche Beine, um beim Beobachten nicht auf dem Asphalt liegen zu müssen. Das ganze Basteln hat sich sehr gelohnt, denn herausgekommen ist dabei ein glit-

zerndes schmuckes Mini-Gitterrohrdobson, welches auf dem ITV 2003 zu meiner Begeisterung viele beeindr ucken konnte und des w eiteren sogar bei der Prämierung der schönsten Selbstbauten den zweiten Platz er ringen konnte. Ja, da war mein Kleiner ganz groß und mir somit ein schönes 30-mm-Okular einbrachte (wooow und vielen Dank!). Ich kann nur jedem, der ger ne bastelt, empfehlen seine Ideen auch zu verwirklichen, denn es lohnt sich manchmal in mehrerlei Hinsicht! Allerdings, wer glaubt, dies wäre das ideale Reiseteleskop, irrt sehr, denn bei einer Höhe von 50 cm wiegt es stattliche 7,5kg!

Artefakte und Überschwinger heute,

Das Marsjahr 2003 hat es in sich. Nicht nur, dass diese Opposition eine sehr enge zwischen der Erde und unserem Nachbarplaneten ist, viele Amateure haben mittlerweile in F orm von Hard- und Software einen Bildverarbeitungsstand erreicht, mit dem es einf ach erscheint ein ,knackig' scharfes Planetenabbild zu erhalten. Doch noch ist diese Technik sehr neu und ich möchte da vor warnen, sie blind als das ,,non plus ultra" anzusehen. Denn die moder nen digitalen F iltertechniken verstärken nicht nur die dem Auge verborgenen Bildinformationen, sondern auch Bildfehler wie fehlerhafte Pixel oder Staub- und Schmutzfleck en. Die Filter vermögen es nicht, tatsächlich vorhandene Bildinformation des Objektes von ebenso schw ach ausgeprägten Bild-

Marskanäle damals
Astr onomen-Fenster fehlern zu trennen. Zu stark ange wandte Schiaparelli vor 120 Jahren mit der

Filter neigen zudem noch dazu, bei Kanten Beobachtung der Marskanäle hatten.

und starken Helligkeitsgradienten Über- Damals war es eine optische Täuschung,

schwinger zu produzieren, die sich dem

die die Bildverarbeitungsmaschine ,,Auge-

Bild überlagern.

Hirn" zu v erantworten hatte und die erst

Was kann man nun tun, um sich gegen sol- einmal erkannt werden musste, um sie bei

che Effekte abzusichern? Der mühsame Beobachtungen und ihrer Inter pretation

aber saubere Weg: Flatfielden und Dunkel- entsprechend berücksichtigen zu können.

stromkorrigieren was das Zeug hält! Aber, Unser Vorteil heute: Wir wissen um

hat das jemand schon mal mit den einge- Artefakte und Überschwinger und sollten

setzten Webcams gemacht und abge- sie nicht übersehen!

schätzt, ob das auch was bringt? (So haben

jedenfalls namhafte CCD-P lanetenfoto- Ihr Dennis Möller

grafen in der Prä-W ebcamzeit mit ihren

CCD-Kameras gearbeitet). Die einf achere

Antwort: Beobachten, seine Er gebnisse

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hinterfragen und mit denen anderer abglei-

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chen. Momentan spielt sich hierbei ein Prozess ab, den die Marsbeobachter wie

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48 C C D - T E C H N I K

Mars für Nordlichter
von Hans-Joachim Leue

Abb. 1 (links): Mars am 17. August 2003, aufgenommen an einem 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleksop (C 8) mit einer Cookbook CB245 CCD-Kamera. LRGBKomposit aus mehreren Einzelaufnahmen. Die Belichtungszeiten lagen für das Luminanzbild zwischen 0,1 und 0,2 Sekunden, für die Farbauszüge bei 0,25 bis 0,35 Sek. Aufnahme von H.-J. Leue.

Eigentlich finde ich es spannender, Deep-Sky-Objekte aufzunehmen! Seit einigen frühen Versuchen, mit der herkömmlichen Fotografie zu mehr oder minder unbrauchbaren Bildern von Planeten zu kommen, hielten sich meine Ambitionen, das gleiche mit der CCD-Kamera zu versuchen, bisher in Grenzen. Das Ganze am Mars, der selbst in Erdnähe mit einem kleinen Fernrohr visuell kein Aha-Erlebnis ist, wieder zu v ersuchen? Zudem waren die Voraussetzungen in der Nordlichtzone alles andere als überzeugend, zu halbwegs brauchbaren Bildern zu kommen. Das, bedingt durch den ca. zweifachen Weg durch die Atmosphäre des 25 Grad über dem Horizont stehenden Objektes, zeitweise stark tanzende Planetenscheibchen konnte eigentlich nur SeeingForscher begeistern. Das Maß der Dinge für Vergleiche sind zweifellos die Aufnahmen des Hubb leTeleskops. Vielleicht war es der Reiz, zu testen, was diesbezüglich das eigene Equipment leisten kann. Den Schiefspiegler hatte ich v or Jahren schon verkauft! Das C8, obw ohl ein altes Gerät aus der ,,schärferen" Generation, ist sicher nicht der ultimati ve Planetenkiller. Die Webkamera mit einem CMOS-Chip und bescheidener 8-bit-Dynamik schied nach Testaufnahmen aus, obw ohl zahlreiche Parameter, wie Verstärkung, GammaWert, Belichtungszeit und Schärfung manuell einstellbar sind und einen g roßen Variationsspielraum bieten. Ich konnte also im Konzert der Bildersammler nicht mitspielen! Vorbei scheinen inzwischen die
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 2 (unten): Mars am 21. August 2003, Aufnahmedaten wie bei Abb. 1
Abb. 3 (unten): Mars am 31. August 2003, Aufnahmedaten wie bei Abb. 1
Diskussionen und Grabenkämpfe zu sein, ob das Aufaddieren von möglichst vielen Einzelbildern nun zu einem besseren Endergebnis führt oder nicht! Wie sich doch die Zeiten ändern! Ein anderer Veteran musste mit der Hoffnung, aus vielleicht 30 bis 40 Luminanz-Bildern und ein paar RGB-Auszügen einige halbw egs scharfe Planetenbildchen aus wählen zu können, seinen Dienst antreten: die Cookbook CB245. Es b lieben pro Kanal letztlich 6 bis 8 Aufnahmen übrig, mit denen sich ein Komposit lohnte. Das Rohbild sah immer noch schlecht genug aus! Den Rest musste also die Bild-
Abb. 4: Mars am 3. September 2003, Aufnahmedaten wie bei Abb. 1

bearbeitung besorgen. Ein wenig Tiefpass-

Filterung, etwas mehr eine v orsichtige

Matrixverarbeitung (damit nicht Marsfor-

mationen auftauchen, die es gar nicht gibt);

vielleicht nachträglich noch eine unscharfe

Maske. Und plötzlich machte die Planeten-

fotografie wieder mehr Spaß! Syr tis Major,

Terra Meridiani, Solis Lacus oder die Valles

Marineris waren zu identifizieren!

Mit der F arbe ist es so eine Sache! Sie

musste angepasst werden, weil die geringe

Anzahl der brauchbaren F arbauszüge eine

der spektralen Empf indlichkeit des CCD-

Chips äquivalente Verteilung nicht zuließ.

Und um Hunderte von Einzelbildern aufzu-

sammeln fehlte mir ganz einfach die Lust!

Das Marsbild vom 21. August 2003 - am

Rand mit einer Fehlstelle (Flatfield fehlt!),

wurde bei leichtem Dunst gemacht. Mit

Ausnahme des Fotos vom 31. August wur-

den die Bilder 1,5-f ach nachvergrößert.

Die Belichtungszeiten lagen für das

Luminanzbild zwischen 0,1 und 0,2

Sekunden, für die Farbauszüge bei 0,25 bis

0,35 Sekunden.

Was hat man daraus nun geler

nt?

Eigentlich nicht viel mehr , als man schon

wusste:

Auch mit der langzeitintegrierenden CCD-

Kamera und w enigen Aufnahmen kann

man brauchbare Er gebnisse erzielen. Die

12-bit-Dynamik pro Kanal und die g roßen

Pixel sind dabei sicher

nicht zu vernachlässigen.

Die Bildbearbeitung muss

sorgfältig sein; die

Deckung der F arbaus-

züge ist manchmal ein

Problem. Das Seeing ist

der eigentliche Störfaktor

bei der Bildge winnung.

Auch in der Nordlicht-

zone lohnt sich die

Planetenfotografie mit

der CCD-Kamera.

C O M P U T E R A S T R O N O M I E 49

Simulation von Bahnkurven beim Kepler-Problem
von Ralph Brinks

Immer wieder f indet man in den Medien Meldungen über das v ermeintliche Ende der Erde durch eine Asteroiden-Kollision zu einem zukünftigen Zeitpunkt xy . So meldete etwa die Tageszeitung Die Welt am 5. April 2002 eine Wahrscheinlichkeit von 1:300 eines Einschlags mit dem ,,Killer-Asteroiden" 1950 D A, [1]. Knapp vier Monate später machte eine Kollisionsvorhersage mit dem Asteroiden 2002 NT7 für den F ebruar 2019 Schlagzeilen. Welcher Sternfreund kennt nicht die Fragen von Bekannten oder Kollegen nach einer möglichen Kollision? Und tatsächlich sind die P ositionsbestimmung und die Bahnberechnung von Himmelskörpern die ursprünglichen Aufgaben der Astronomie. Heute werden für die Bahnbestimmung moderne Computeranlagen eingesetzt, und Rechnungen, die früher Tage dauerten, werden heute elektronisch in Sekundenbruchteilen erledigt. Um die Wichtigkeit der Wahl des ,,angemessenen" Rechenverfahrens bei der Lösung v on astronomischen Problemen auf moder nen Compu-

tern zu v erdeutlichen, sollen in einer Computer-Simulation verschiedene rechnerische Verfahren zur Behandlung des Kepler-Problems aus der Himmelsmechanik qualitativ miteinander verglichen werden. Die Simulation ist als Java-Applet auf der Homepage der FG Computer -Astronomie zu finden [2].
Beschreibung des Testproblems Das Testproblem ist das bekannte Einkörperproblem aus der Himmelsmechanik. Dabei erzeugt ein massereicher Zentralkörper ein Gra vitationsfeld, in dem sich ein fast masseloser Kör per bewegt. Aufgrund der Massen verhältnisse wird vereinfachend angenommen, dass die Zentralmasse gänzlich unbe wegt bleibt und sich nur der masseleichtere Kör per bewegt, anstatt dass sich beide Kör per um ihren gemeinsamen Schw erpunkt bewegen. Dieses Modell liefer t brauchbare Näherungen an die wirklichen Verhältnisse in unserem Sonnensystem beim Umlauf von Planeten um die Sonne und beim

Umlauf von Monden oder Satelliten um einen Planeten. Zu Ehren v on Johannes Kepler, der zu Beginn des 17. Jahrhunderts entscheidende Einsichten in die Be wegungen der Planeten for mulierte, nennt man das Einkörperproblem auch K eplerProblem. Der masseleichtere Kör per wird im Folgenden aus Gründen, die w eiter unten ersichtlich sind, Projektil genannt. Man kann zeigen [3], dass beim K eplerProblem als mögliche Bahnfor men für das Projektil nur K egelschnitte auftreten und zwar je nach Ener gie beschränkte Bahnen (Ellipsen) oder unbeschränkte Bahnen (Parabeln oder Hyperbeln). Physikalisch wird die Bahn des Projektils durch eine Dif ferentialgleichung (DGL) zweiter Ordnung beschrieben:
r'' = - G M r / |r|^3 wobei r die (zw eidimensionale) Position des Projektils, G die Gravitationskonstante und M die Masse des Zentralkör pers ist. Für das Testproblem stellen wir uns v or, dass das Projektil mit einer Anfangs-

Abb. 1: Ansicht des Applets zur Simulation der Bahnkurve eines Körpers (rot) im Schwerefeld einer massiven Zentralmasse (blau). Weitere Erläuterungen befinden sich im Text..

Abb. 2: Folgenschwere Fehlvorhersage: Die exakte Bahn (dunkelgrau) endet auf der Zentralmasse und das numerische Verfahren sagt einen Vorbeiflug voraus.
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geschwindigkeit v0 in das Zentralfeld eintritt. Die Richtung und die Größe dieser Geschwindigkeit können v ariiert werden. Das entspricht der Situation, dass das Projektil mit der Geschwindigk eit v0 in das Zentralkraft eingeschossen wird und dann mit der Zentralmasse wechselwirkt.
Behandlung des Testproblems auf dem Computer Viele numerische Verfahren behandeln lediglich Differentialgleichungen erster Ordnung, da man DGL höherer Ordnung stets zu Gleichungen erster Ordnung umformen kann. Wie das gemacht wird , findet der interessier te Leser auf der Homesite des Applets [2]. Hat man eine Differentialgleichung erster Ordnung, so kann man beispiels weise das Verfahren von Euler (siehe Kasten) benutzen, um die Bahnkurve anzunähern. Dabei berechnet man nicht die ganze Bahn auf einmal, sondern nur schrittweise einige Punkte auf der Bahn - anschaulich gesprochen: man hangelt sich von Punkt zu Punkt. Neben dem vergleichsweise einfachen Verfahren von Euler gibt es jedoch auch Algorithmen, die genauer arbeiten. Einige da von werden in dem Applet angeboten und lassen sich ausprobieren. Insgesamt sind in der Simulation die folgenden Verfahren anwendbar: � Verfahren von Euler � Verfahren von Heun � Runge-Kutta-Verfahren (mit/ohne
kleinere Schrittweite) � Prädiktor-Korrektor-Verfahren Je weiter unten in dieser Liste, desto genauer (und aufwändiger) ist das Verfahren. Das genaueste Verfahren gehört zu den sogenannten Prädiktor-KorrektorVerfahren, die in der Praxis gerne aufgrund ihrer Genauigkeit und Effizienz verwendet werden. Hier wurde als Prädiktor das Runge-Kutta-Verfahren gewählt und als Korrektor das Adams-Moulton-Verfahren. Der Korrektor ist übrigens benannt nach dem Mathematiker John Couch Adams benannt, der sich u. a. für astronomische Fragen interessierte und für seine genauen Berechnungen bekannt war. Wahrscheinlich hatte Adams schon ein Jahr v or Leverrier eine Positionsbestimmung für den damals noch unbekannten Planeten Neptun [4].
Applet Der Benutzer des Applets kann durch eine Pull-Down-Liste das Lösungsv erfahren auswählen und durch Verändern des gelben Pfeils die Anfangsgeschwindigkeit und Richtung des Projektils festle gen. Nach jeder Veränderung der Geschwindigk eit
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Das Euler-Verfahren
Hat man eine Differentialgleichung y' = f(x,y) erster Ordnung, so kann man für die Lösung y(x+h) an der Stelle x+h (h wir d Schrittweite genannt) nach dem dem
Taylor'schen Entwicklungssatz schreiben: y(x+h) = y(x) + h y'(x) + Terme höher Ordnung Lässt man die Terme höherer Ordnung weg und ersetzt y'(x) durch f(x,y) hat man y(x+h) = y(x) + h f(x,y) Diese Rechenvorschrift ist das einfac hste Verfahren zur numerisc hen Lösung von Differentialgleichungen, das so genannte Euler'sche Verfahren: Möchte man von einem Punkt x auf der Lösungskurve um einen Sc hritt der Länge h zu einem Punkt x+h vorangehen, muss man zu y(x) den Wert h f(x,y) addieren. Startet man bei x = x0, kann man über dieses Verfahren die Lösungskurve Schritt für Schritt annähern.

wird die e xakte Bahn (dunk elgrau) des einen Vorbeiflug voraussagt. Diese

Projektils angezeigt. Durch Drück en des Situation ist in der Abbildung 2 dargestellt.

Start-Knopfes wird mit der Berechnung

Als numerisches Verfahren wurde dort das

der Bahn be gonnen und das Projektil Verfahren von Heun v erwendet. Das

bewegt sich Schritt für Schritt so wie es das Beispiel soll illustrieren, dass b lindes

numerische Verfahren bestimmt (s. Abb. 1). Vertrauen in die Er gebnisse numerischer

Entgegen der Wirklichkeit bestimmt also Rechnungen ohne eine Analyse der Fehler-

hier die Näher ungsrechnung des Compu- trächtigkeit der v erwendeten Verfahren

ters die Bahn des Projektils. Die nähe-

völlig unangebracht ist.

rungsweise bestimmte Bahn kann mit der

exakten Bahn v erglichen werden und je Danksagung

nach Verfahren und Anfangsgeschwindig- Die Simulation ist aus dem Numerix-

keit erheblich abweichen.

Projekt [6] unter der Leitung von Prof. Dr.

F. Locher des F achbereichs Mathematik

Beobachtungen

der Fernuniversität Hagen her vorgegan-

Nach vielen Rechenschritten werden selbst gen, bei dem ich mich für die freundliche

die genaueren Verfahren fehlerhaft. Die Unterstützung bedanken möchte.

Verfahren unterscheiden sich durch die

Dauer, für die sie brauchbare Näher ungen Literaturhinweise

liefern. Weil sich die Näher ungsfehler bei [1] Tageszeitung ,,Die Welt" vom 5.4.2002:

jedem Verfahren Schritt für Schritt auf-

,,Weltuntergang am 16. März 2880?"

summieren, sind Pro gnosen über sehr [2] www.hobby-astronomie.net/coma/orbits.htm

große Zeiträume mit numerischen Ver- [3] Guthmann, A., 1994: Einführung in die

fahren prinzipiell unmöglich. Man kann

Himmelsmechanik und Ephemeriden-

lediglich feststellen, dass je genauer das

rechnung, BI Verlag, Mannheim

Verfahren ist, desto länger lassen sich die [4] www-groups.dcs.st-andrews.ac.uk/~history/

Bahnen vorherbestimmen. Neben dem

Mathematicians/Adams.html

numerischen Näherungsfehler (der men- [5] Murray, N., Holman, M, 2001: ,,The Role

schen- und maschinengemacht ist) hat man

of Chaotic Resonances in the Solar

in den v ergangenen Jahren herausgefun-

System", Nature 410 (April 2001)

den, dass die Planetenbahnen des Sonnen- [6] www.fernuni-hagen.de/NUMERIK/learntec/

systems naturge-

geben chaotisch sind

und sich daher Lang-

zeitprognosen ver-

bieten, vgl. z. B. [5].

Besonders fatal für

eine Kollisionsvor-

hersage ist die

Situation, bei der

die korrekte Bahn

das Projektil auf die

Zentralmasse führt,

während das ge- Näherung an die unbekannte Lösungskurve einer

wählte numerische Differentialgleichung (durchgezogene Kurve) durch mehrere

Verfahren jedoch Punkte, die nach dem Euler-Verfahren berechnet wurden.

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Designfrage

Entwurf und Analyse optischer Systeme mit MODAS - eine Rezension
von Helmut Jahns

Die optischen Eigenschaften v erschiedener Teleskoptypen lassen sich mit Hilfe des PC`s und spezieller Optikdesignsoftware analysieren. Die meisten der hierfür verwendeten Programme richten sich primär an professionelle Anwender. Es gibt jedoch auch für den Amateur verschiedene Gründe, sich für das Design von Optiken und den entsprechenden Softwaretools zu interessieren. MOD AS (die Abkürzung steht für Moder n Optical Design and Analysis Software) ist ein solches Tool. Es ist w egen seines moderaten Preises für Amateure durchaus erschwinglich und soll im folgenden v orgestellt werden. Die Benutzerführung ist insgesamt w ohl-

durchdacht. Beim Programmstart wird auf Wunsch der Design Wizard geöffnet, der den Benutzer zunächst angeben lässt, ob er mit einem völlig neuem, einem gespeicherten oder dem Design aus der letzten Sitzung arbeiten möchte. Das Pro gramm kommt mit einer stattlichen Auswahl von gespeicherten Designvorlagen daher. Entscheidet sich der Benutzer für ein neues Design, so wird er in mehreren Dialogfenstern aufgefordert, seine Systemeinstellungen (wie z. B . verwendete Maßeinheiten, Arbeitswellenlängen oder Anzahl der Grenzflächen) festzulegen. Für weniger erfahrene Benutzer bietet der Wizard obendrein den Easy Telescope

Design Modus an, w omit der ge wünschte Fernrohrtyp aus einem Baumdiag ramm heraus ausgewählt werden kann und daraufhin eine passende Schablone mit einem entsprechenden Standarddesign zur w eiteren Bearbeitung geöffnet wird. Ein optisches Design wird durch die Angabe der Eigenschaften sämtlicher beteiligten Grenzflächen zwischen den Medien, wie z. B . Krümmungsradien, Brechungsindizes und Abstände der Grenzflächen, definiert. Die Eigenschaften der Grenzflächen können im Surface Editor, der bei MOD AS eine zentrale Funktion einnimmt, tabellarisch editiert oder eingesehen w erden. Nach dem Editieren stehen zahlreiche Möglichk eiten

Abb. 1: Beispiel für das Hauptfenster von MODAS mit dem Surface Editor sowie Diagrammen zum Layout und des Gaußfehlers eines Fraunhofer-Objektivs
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Abb. 2: Dialogfenster zur Festlegung der Parameter für die Designoptimierung

zur Diagrammerstellung zur Verfügung, wie z. B. Layout-Zeichnungen (s. Abb. 1) oder Wellenfrontdiagramme, um nur einige zu nennen. Mit dem Tool können v erschiedene Optiktypen wie Refraktoren, Reflektoren oder Okulare entworfen werden. Ein gegebenes Design kann außerdem bzgl. der zu erwartenden systembedingten Abbildungsfehler optimiert werden, wobei es dem Anwender überlassen ist, die Optimier ung entweder von Hand oder automatisch v orzunehmen. Er kann in der entsprechenden Dialogbox angeben, w elche Parameter vom Optimierungsalgorithmus verändert

werden dürfen und nach welcher Größe (z. B. Durchmesser des Spots) optimier t werden soll. Der Umgang mit dem Pro gramm setzt ein gewisses Grundwissen in Optik v oraus. Die Online-Hilfe bietet einen guten Einstieg für die Benutzung des Programms, ersetzt aber nicht ein gutes Lehrbuch zur Optik. Ein Wermutstropfen bleibt: Manchmal führt sowohl fehlerhafte als auch k orrekte Handhabung des Pro gramms zu ink onsistenten Designs, F ehlermeldungen oder gar zum Aufhängen des Pro gramms. Die neueren 4-er Versionen laufen allerdings

deutlich stabiler als ihre Vorgänger. MODAS ist sowohl für Windows als auch für Linux v erfügbar und läuft auch auf weniger aktueller Hardware (im Test: P166 mit 48 MB Hauptspeicher) durchaus zufriedenstellend. Das Pro gramm gibt es sowohl als F reeware- als auch in einer Vollversion. Die F reewareversion ist auf lediglich vier optische Grenzflächen beschränkt (wobei die Objekt- und Bildebene bereits inbe griffen sind), ansonsten steht der k omplette Funktionsumfang zur Verfügung. Die F reeware-Variante eignet sich somit besonders für jene, die in das Thema Optik und Optikdesign gern hineinschnuppern möchten. Der Preis für die Vollversion beträgt 35 . Dies ist v ergleichsweise günstig, w enn man bedenkt, dass manche Prof itools bis zu einigen hunder t Euro k osten. Der Leistungsumfang, den man dafür mit MODAS bekommt, ist beachtlich.
MODAS kann direkt beim Autor Ivan Krastev Schulweg 3/2/3 A-2340 Moedling /Österreich bestellt werden
Die Freeware-Version kann v on der Homepage des Programms unter: http://members.kabsi.at/i.krastev/modas. html (Downloadgröße: ca. 5,1 MB) heruntergeladen werden.

Sind Menschen Motten - oder können Menschen nur
mit immer mehr Licht angezogen werden?
3. Internationales Symposium zur Lichtverschmutzung in Stuttgart
von Helmut Deschan

Am 12. und 13. September f and in Stuttgart das 3. inter nationale Symposium zur Lichtverschmutzung statt. Die v on der International Dark Sky Association (IDA) in Zusammenarbeit mit dem Carl-ZeissPlanetarium (Hans-Ulrich Keller) und der Schwäbischen Sternwarte e.V. ausgerichtete Tagung wurde von etwa 40 Teilnehmern aus 9 Länder n besucht - dar unter David Crawford, der Gründer der ID A, der zusammen mit seiner Frau Mary Crawford aus den USA angereist w ar. Rekrutierten sich die Teilnehmer überwiegend aus dem
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Bereich der Astronomie - neben Amateuren waren auch einige Ber ufsastronomen anwesend - so reichte das Spektr um doch erheblich darüber hinaus: Zu nennen wären hier der Insektenkundler Prof. Gerhard Eisenbeis v on der Uni versität Mainz, Herr Schneider, ein Beleuchtungsingenieur von der Traunreuter Firma Siteco sowie Sandor Isep y vom Tiefbauamt Augsburg. Bob Mizon aus England k onnte vor allem über negative Entwicklungen auf der Insel berichten. Ein Kalauer am Rande w ar die

Skizze aus der Werbebroschüre eines Leuchtenherstellers, die eindeutig zeigt, dass der Lichtk egel seiner Sicherheitslampen ausschließlich über den Zaun in Nachbars Garten zeigen sollte! Ergänzt wurden diese Ausführungen durch eindrucksvolle Aufnahmen von Chris Baddiley (ebenfalls aus England). Während der anschließenden Pressek onferenz wies Günther Wuchterl (Garching) treffend darauf hin, dass unsere Zi vilisation auf Grund des nach außen abgestrahlten nächtlichen Lichts aus dem Weltraum

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Abb. 1: Die Teilnehmer des Dark Sky Symposiums vor dem Stuttgarter Planetarium (Foto: Hänel)

bestens zu erk ennen ist - ,,nur: k einer schaut zu!" Gerhard Eisenbeis erklär te in seinem Vortrag, dass nur w enige Insekten nicht

von Licht beeinflusst w erden. Zahlreiche Insekten sterben an hellen Lampen oder werden durch künstliche Beleuchtung v on anderen Aktivitäten abgehalten, z. B. von

der Paarung. Die Insektenvielfalt nimmt ständig ab, w as u. a. zum Rückgang v on Vögeln und Säugetieren führ t, denen die Nahrungsgrundlage entzogen ist. Außerdem fehlen in zunehmendem Maß Insekten als Bestäuber von Pflanzen. Sein Fazit: Künstliche Beleuchtung ist ein globales Problem für die Biosphäre. Eine in Holland e xtrem starke Quelle für Lichtsmog ist bisher in den umlie genden europäischen Ländern kaum bekannt: Wim Schmidt schilder te die rapide Zunahme der Beleuchtung v on Gewächshäusern (bisher v . a. Rosen). Trotz voll abgeschirmter Lampen reicht allein das zurückgestrahlte Licht wegen der immensen Beleuchtungsstärke (5.000 bis 10.000 Lux) aus, dass Ge wächshäuser am Lichtsmog in Holland zu etw a 60 % beteiligt sind. Experimente gehen inzwischen bis 100.000 Lux und die Kulturen werden versuchsweise auf Gemüsepflanzen ausgedehnt. Thomas Posch schlug spontan vor, zu diesem Thema einen Punkt in die ,,Declaration of Stuttgar t on Protecting the Night Sky for our ne xt generations" aufzuneh-

ASTROCOM - Kompetenz auf breiter Basis

NEU! WATEC WAT-120N astronomische Video-
Kamera: Überzeugend
durch hohe Lichtemp-
findlichkeit, sehr gute
Bildschärfe und
einfache Bedienung
Die neue Watec-Kamera WAT-120N definiert als prädestinierte Deep-SkyKamera neue Maßstäbe in der Video-Astronomie und zeichnet sich vor allem durch ihre extrem hohe Lichtempfindlichkeit aus (ca. 0,00002 Lux). Sie kann bis zu 10 Sekunden belichten und hat eine viel bessere Signalqualität als bisher verfügbare vergleichbare Modelle, sowohl in der in der Dunkelheit des Hintergrundes, als auch in der Schärfe des Gesamtbildes. Eine inhomogene Aufhellung des Hintergrundes ist praktisch nicht vorhanden, auch bei maximaler Belichtungszeit ist der Hintergrund völlig gleichmäßig. Das Bild der WAT-120N erscheint deutlich schärfer, die defekten Pixel, quasi ideale Punktquellen, sind wirklich nur in ihrer eigenen Zeile sichtbar und nicht über zwei benachbarte Zeilen.
Die Kamera ist mit ihren 44mm x 44mm x 63mm sehr kompakt und macht praktisch an keinem Teleskop Befestigungsprobleme. Die Bedienung der WAT-120N ist durch das externe Bedienpanel sehr komfortabel; es muß nicht auf der Kamera herumgetastet werden, um Einstellungen zu verändern. Das Bedienpanel ist über ein ca. drei Meter langes Kabel mit der Kamera verbunden und ermöglicht die Steuerung der Kamera in praktisch jeder Situation. Der ,,Belichtungszeitverlängerungsfaktor" kann in Zweierpotenzen von 2x bis 512x gewählt werden, wodurch sich eine minimale Belichtungszeit von 1/50 sec. und eine maximale von 10 Sekunden ergibt. Sehr hilfreich ist hier die schnelle Reaktion der Kamera auf veränderte Einstellungen: Wenn von 1/50 sec. auf 10 sec. umgestellt wird, erscheint das erste lang-belichtete Bild auch wirklich nach 10 Sekunden - kein minutenlanges Warten, bis die volle Empfindlichkeit erreicht ist! Die schnelle Reaktionszeit ist wichtig, um nach einem Fernrohrschwenk schnell an einem Stern scharfstellen zu

können und gleich danach wieder die volle Empfindlichkeit zu haben.
Auf dem Bedienpanel kann weiterhin die Verstärkung (Gain) der Kamera in mehreren Stufen per Drehschalter eingestellt, sowie der Gammawert (Kennlinie der Kamera) in drei Stufen verändert werden. Dies ist hilfreich, um helle oder dunkle Partien im Bild stärker zu betonen. Des weiteren ist ein Bildspeicher vorhanden, der per Knopfdruck das aktuelle Bild einfriert.
Hier ein Beispielbild, wie es mit der WAT-120N in 10 sec. Belichtungszeit an einem 16" LX200 mitten in München von M57 erhalten wurde ((C) Martin Elsässer, München).
Der Bildeindruck an einem guten Videomonitor ist bei der WAT-120N deutlich besser als bei anderen Modellen. Der Hintergrund bei Deep-Sky-Aufnahmen ist gleichmäßig und dunkel, und die Sternabbildungen sind einwandfrei scharf und nicht ,,verwaschen" bzw. ,,aufgeblasen". Die Dunkelbilder der WAT-120N sind selbst bei hohen Temperaturen (zB. 25 Grad C), maximalem Gain und längster Belichtungszeit (10 sec.) extrem gut - sehr wenige heiße Pixel und keinerlei Randaufhellung. Die Analyse des Dunkelbildes mittels eines Cross-Histogramms ergibt ein sehr geringes Rauschen. Das Live-Bild der WAT-120N übersteigt die Qualität bisher verfügbarer Kameras dieser Klasse; schwächere Details sind sichtbar, der Hintergrund ist gleichmäßiger und dunkler und schärfer ist das Bild auch. Weitere Infos auf www.astrocom.de!
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men. Diese Stuttgar ter Erklärung wurde unter der Leitung v on Bob Gent (ID A Europe) durchaus kontrovers diskutiert, da sie einzelnen Teilnehmern nicht hart genug formuliert war. David Crawford wies darauf hin, dass die F orderungen dieser Erklärung vorsichtig formuliert werden müssten. So berühr t z. B . die F rage nach dem Zusammenhang zwischen nächtlicher Beleuchtung und Sicherheit einen besonders sensiblen Bereich. Eine angemessene Beleuchtung öffentlicher Bereiche ist unbestritten notwendig. Dabei wird aber häufig grelle Beleuchtung mit ,,guter" Beleuchtung verwechselt. Besonders nachteilig ist blendendes Licht. Und gerade dies ist bei vielen Sicherheitslampen der F all. Im englischen Sprachraum wird diese Art von Beleuchtung mitunter als ,,criminal friendly" bezeichnet - als hilfreich für den Einbrecher. Die v on David Crawford in seiner ,,Einführung in die Lichtv erschmutzung" gezeigten Fotos zeigten diese Problematik überaus deutlich. Die Angst des Menschen v or der Dunk elheit ist jedoch so tief v erwurzelt, dass die reinen Fakten von untergeordneter Bedeutung sind. In die Stuttgar ter Erklärung wurde dieser Punkt dann auch in einer sehr v orsichtigen Formulierung aufgenommen. Im Jahr 2002 erschien eine Arbeit der englischen Kriminologen Farrington und Welsh, die einen hoch signif ikanten Zusammenhang zwischen stärk erer Beleuchtung und niedrigerer Kriminalität ergab. P. R. Marchant, ein Statistikspezialist von der Universität Leeds, konnte jedoch zeigen, dass F arrington und Welsh grundlegende statistische Re geln missachtet haben. Tatsächlich stützt eine Überprüfung des zu Gr unde liegenden Zahlenmaterials die v on F arrington und Welsh gemachten Aussagen nicht im geringsten. ,,Die Dunkelheit tritt ein, sobald die städtischen Laternen zu brennen anfangen" (aus einer Polizeiverordnung von 1907) Aufgelockert durch solche Zitate berichtete Sandor Isep y über Verbesserungen bei der Augsburger Straßenbeleuchtung. Beim Austausch und der Neuinstallation v on Lampen wird auf ein möglichst niedriges Beleuchtungsniveau und auf eine gute Blendungsbegrenzung geachtet. Weitere Einsparungen bringt die Trennung in eine Grundbeleuchtung und in eine Halbnachtbeleuchtung. Herr Isepy machte am Rande darauf aufmerksam, dass die Bezeichnung ,,Lichtverschmutzung" sprachlich nicht k orrekt ist, da das Licht selbst nicht verschmutzt wird. Vorzuziehen
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wäre eine Bezeichnung wie ,,Lichtsmog". Thomas Posch aus Wien demonstrierte an Hand von Fotos (fast) die ganze Breite der Beleuchtungsintensität, der das menschliche Auge ausgesetzt ist: Immerhin umfasst diese einen Bereich v on 12 Zehnerpotenzen (10-6 Lux bis 106 Lux). Während physikalische Grundgrößen wie Meter, Gramm und Sekunde für uns gut einschätzbar sind, trifft dies für Dezibel und insbesondere für Lux nicht zu. Der Bereich, der in einer ge gebenen Situation vom Auge erfassbar ist, beträgt nämlich allenfalls 1 zu 50. Eine Folge davon ist die so genannte Beleuchtungsspirale. Dies bedeutet, dass eine Umgeb ung, die durchaus als hell empfunden wird , durch Hinzunahme einer deutlich stärk eren Beleuchtung als viel zu dunk el wahrgenommen wird. Wird dann z. B. wegen einer hellen Reklame die Forderung nach hellerer Straßenbeleuchtung erhoben, so muss die Reklame wieder um noch heller gemacht werden, um sich abzuheben us w. Der hochstehende Vollmond beleuchtet die Umgebung übrigens mit 0,3 Lux, während eine Nebenstraße typischerw eise mit 10 Lux ausgeleuchtet wird. 0,01 Lux w erden zum Schlafen noch als störend empfunden! An weiteren Themen wären zu nennen: Mary Crawford beschäftigte sich mit dem Problem des alter nden Auges - speziell auch unter dem Blickwink el von blendender Beleuchtung. Lichtsmog im Großraum Stuttgart wurde von Steffen Brückner vorgestellt. Herr Schneider v on der F irma Siteco Beleuchtungstechnik stellte sein Angebot an Lampen mit ef fizienter Spiegeltechnik vor; mit diesen v oll abgeschirmten Lampen kann gezielt die gewünschte Fläche ausgeleuchtet w erden. Der belgische Amateurastronom Friedel Pas wiederum hatte eine selbst entwickelte Straßenlampe mitgebracht, die zusätzlich durch weitere interne Reflektoren Streulicht vermeidet und eine möglichst gleichmäßige Ausleuchtung der Straße bringt. Prof. Franz Kerschbaum aus Wien schilderte Verfahren zur Himmelshelligk eitsmessung mit einf achen Mitteln. Über die flächendeckende Bestimmung der Grenzgröße in Öster reich referierte Günther Wuchterl; es ist angedacht, diese Aktion, die in Österreich 2 Mio. Menschen erreichte und zu einer Rücksendung v on 2.000 Beobachtungen führte, weltweit durchzuführen. Fazit von Andreas Hänels provokativ formuliertem Referat ,,Sind Menschen Motten?" war: ,,Mehr sehen mit w eniger Licht durch gute, nicht durch viel Beleuchtung".

Wahrscheinlich trug die parallel stattf indende VdS-Tagung in Berlin dazu bei, dass sich zum abschließenden D ARK SKYFachgruppentreffen nur acht Aktive einfanden. Ein wenig wundern muss man sich trotzdem: Allein die VdS hat über 4.000 Mitglieder. Viele weitere Amateurastronomen gehören anderen Or ganisationen an oder sind nicht or ganisiert. Nur ein sehr kleiner Teil davon setzt sich für den Erhalt eines dunklen Nachthimmels ein. Zu zw ei verbreiteten Mythen sei deshalb zum Schluss noch kurz Stellung bezogen: Da ist zum einen die optimistische Vorstellung, man werde immer einen dunklen Himmel zum Beobachten finden, man müsse nur w eit genug f ahren. Hier sei jedoch auf das Beispiel unserer englischen Kollegen verwiesen, bei denen der Lichtsmog bereits flächendeck end das ganze Land überzieht - auch in den ländlichen Bereichen! Erinnert sei auch daran, dass uns die dunkle Seite des Lichts endgültig dann erreicht, wenn Pläne für satellitengestützte Beleuchtungsprojekte in die Tat umgesetzt werden. Noch häufiger trifft man auf die zw eite, resignative Haltung, man könne ge gen die zunehmende Lichterflut ohnehin nichts ausrichten. Auch hier hat diese Tagung gezeigt, dass Erfolge sehr w ohl möglich sind. Da sind zum einen Erfolge auf lokaler Ebene. So teilte A. Hänel mit, dass zwei Skybeamer gerichtlich verboten wurden - und zwar erstmals aus Gründen des Schutzes von Natur und der nächtlichen Ruhe des Menschen und nicht aus Gründen der Verkehrssicherheit. Zum anderen konnte Jenik Hollan aus Prag vom ,,Clean Air Act" berichten: Es handelt sich dabei um die neue tschechische Umw eltgesetzgebung, die auch das Thema Lichtverschmutzung beinhaltet.
KALAUER ,,MOS ... ist das wider einer Deiner
berühmten Kalauer?" ,,Was heißt hier Kalauer? Das ist Okular-Projektion!"

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Neues aus der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung"
von Wolfgang Steinicke

In diesem Heft finden Sie drei Artikel zum Thema Deep-Sky. Rainer Töpler führt seine Einführung in die Beobachtungstechniken Planetarischer Nebel for t (der letzte Teil erscheint in Heft 14). Ferner gibt es einen Beitrag zu Johann K ern, einem Pionier der visuellen Deep-Sk y-Beobachtung in Deutschland. Hierzu habe ich einen Vortrag auf der 26. VdS-Tagung in Berlin gehalten. Besonders interessant war, dass sich einige Teilnehmer noch an den ,,Bauernastronomen" erinnern konnten.

Im letzten Beitrag zeigt Markus Dähne, wie man Zeichnungen digital bearbeiten kann. Die Planung des Deep-Sky-Treffens DST2004 vom 2. - 4. April 2004 auf dem Eisenberg (vgl. Heft 12) v erläuft ohne Probleme. Schon jetzt können Sie Vorträge anmelden (dst@fachgruppe-deepsky.de)! Das Organisationsteam wird sich auf der BoHeTa (15.11.2003) tref fen. Weitere Infos demnächst auf unserer Webseite (www.fachgruppe-deepsky.de). Die FG wird sich auf www .astronomie.de

mit einer Seite und Artikeln präsentieren, wodurch eine breite Öffentlichkeit erreicht wird. Wer Interesse hat, dor t etwas zu publizieren, möge sich bei mir melden. Priorität sollte natürlich das VdS-Journal haben, eine ,,Zw eitverwertung" ist aber möglich! Das Deep-Sky-Buch ist in der f inalen Phase und wird als ,,Praxishandb uch Deep-Sky" im F rühjahr 2004 bei K OSMOS erscheinen.

Helle Planetarische Nebel detailliert beobachten
von Rainer Töpler

- Teil 2 -

rot

erster Gesamteindruck als Zeichengrund-

In diesem Teil führen wir w eiter in die lage, grobe Form vorzeichnen

Technik der hochauflösenden Detailbeob- gelb

achtung heller PN ein.

hellste Bereiche und Knoten genau erf as-

sen als wichtigste Ausgangspunkte

PN ,,scannen"

Die Details sind nie alle auf ein-

mal zu sehen (auch bei PN , die

kleiner als 10 Bo gensekunden

sind), sondern erscheinen erst

im Laufe der Beobachtung nach

und nach. Es kann sein, dass ein

Objekt erst f ast strukturlos

wirkt, aber sich im Laufe der

Beobachtung doch als sehr

detailreich entpuppt! Die

Technik:

� den PN geistig in sich über-

schneidende Abschnitte unter-

teilen

� diese nach und nach ausführ-

lich mit indirekter und direk-

ter Sichtweise untersuchen

� wiederholen, ggfs. in unter-

schiedlicher Reihenfolge, die

Detailwahrnehmung verfeinert

sich im Laufe der Beobachtung

� nur mehrfach erkannte Details

aufnehmen

� Zeit nehmen! (eine halbe

Stunde pro Objekt und

Zeichnung ist nicht schlecht,

eine ganze ist noch besser)

Vorschlag einer Abfolge, das

Objekt mit den Augen abzuscan- Abb. 1:

nen (vgl. Abb. 1):

NGC 3242

grün Zwischenräume und angrenzende Bereiche der hellsten Teile ergänzen blau Außenbereiche suchen und untersuchen. Zur Verifizierung in anderer Reihenfolge wiederholen.
Details als kleine Einheiten zeichnen Eine große Gefahr besteht darin, Erwartungshaltungen in ein Objekt hinein zu projizieren. Planetarische Nebel besitzen oft viel mehr Einzelheiten als man erwartet. Deshalb: � Nicht im vorhinein Bögen,
Ringe und Balken in den PN hineindenken. Voreiliges Verschmelzen von Details hemmt die Wahrnehmung der Feinheiten. � Eulen, Eskimos usw. möglichst vergessen!!! Von einer abstrakten Struktur ohne bestimmte Form ausgehen. (Ganz wichtig! Siehe M 97 in Abb. 2d) � Details erst nur als Flecken zeichnen. Verbindungen entstehen von selbst an den Stellen, wo sie wirklich sind.
Objekte immer wieder angehen Erfahrung ist durch nichts zu ersetzen! Man wird merken, wie das selbe Objekt mit zunehmen-
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a)

b)

c)

d)

Abb. 2: a) NGC 6818, b) NGC 2392, c) M 76, d) M 97. Newton 360 mm / 1.600 mm, V = 300-550�, [O III]-Anteile erscheinen grün.
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D E E P - S K Y 57

der Erfahrung immer mehr Details und diese immer genauer zeigt.
Diskussion Vorteil: Sehr hohe Auflösung - besser als CCD, da mit dem Auge kürzeste Momente r uhiger Luft auch bei diesen schwächeren Objekten (schwächer im Vergleich zu Planeten) wahrgenommen werden können. Nachteile: a) Erfahrung nötig b) zeitaufwändig c) Fehler durch � subjektive Einflüsse (mangelnde Erfahr-
ung, Müdigkeit, usw.) � Seeing-Einflüsse. Position der Details ist
nicht genau festzulegen, wenn die

Details zwar scharf erscheinen, aber um mehrere Bogensekunden hin und her schwanken. Dadurch können Details auch doppelt gesehen werden. Details können im einen Moment verwaschen und im nächsten scharf erscheinen. Die genaue Festlegung auf ein Erscheinungsbild ist manchmal schwierig. � Optik. Beugungserscheinungen durch Fangspiegelstreben oder Reflexe in der Optik (Filter, Okular), selbst die Beugungsringe sind manchmal schwer von realen Objektdetails zu unterscheiden. Besonders störend bei PN unter 5'' bis 8''. � Blickrichtung im azimutalen Teleskop. Bei Dobsonteleskopen dreht sich das Objekt im Blickfeld. Das bedeutet, dass

das Bild in unterschiedlichen Winkeln in das Auge fällt. Nach meiner persönlichen Erfahrung ist die Lichtempf indlichkeit meines Auges inhomogen verteilt, die Wahrnehmung verändert sich also mit der Bildfelddrehung. d) Oft liegt das Problem in den zu zahlreichen Details, die miteinander v erschwimmen und eine eindeutige Zuordnung fast unmöglich machen. Auch dadurch übersieht man Details, lokalisiert sie f alsch und v erschmilzt Nachbardetails an der Auflösungsgrenze unterschiedlich von Moment zu Moment. Der dritte Teil dieser F olge wird auf die Beobachtung mit F arb-, Linien- und Polarisationsfiltern eingehen.

Johann Kern -

Pionier der visuellen Deep-Sky-Beobachtung

von Wolfgang Steinicke

,,Von allen Menschen, die privaten Leidenschaften nachgehen, sind wir am schlechtesten dran; denn wer sich mit der Astronomie befasst, der muss nachts heraus, w enn andere sich in den Betten räkeln. Und glauben sie mir, es ist bitter kalt in einer ster nklaren Winternacht, wenn ich auf dem Hügel meiner Ster nwarte im F reien stehe und ins All blicke. Aber das, was ich sehe, entschädigt mich für alle Entbehr ungen." [1]
Der Bauernastronom Diese Bezeichnung steht synon ym für Johann Kern (Abb. 1). Er wurde am 22. Juni 1895 in Steinmark/Spessar t als Sohn eines Bauern geboren und blieb zeitlebens seinem Heimatort treu. Er k onnte auf ein

Abb. 1: Der ,,Bauernastronom" (r.) mit dem VdS-Vorsitzenden Dr. Walter Stein auf der 6. VdS-Tagung 1962 in Köln
ereignisreiches Leben als Hobb yAstronom zurückblicken. Die Krönung war sicherlich die Verleihung des Bundesverdienstkreuzes im Jahre 1963, als

Zeichen der Anerkennung für seine populär-astronomische Arbeit. Wer war Johann Kern? Von Lichtverschmutzung war in dem kleinen Dorf Steinmark um 1900 sicher wenig zu spüren, so war der Anblick des gestirnten Himmels für den jungen Bauer nsohn ein besonderes Erlebnis. Seine Naturverbundenheit wurde schon sehr früh geprägt, was sich auch in besonders guten Noten im F ach Naturkunde in der Volksschule Steinmark niederschlug. Er schrieb später [2]: ,,Schon als junger Bauernbursche, da spar te ich diese Groschen, um mir naturkundliche Bücher dafür zu kaufen. Ich las nie Gangsterbücher, rauchte fast nichts und setzte mich auch ganz selten ins Wirtshaus." Eines die-

Abb. 2: Der 30-cm-Schiefspiegler mit 7,2 m Brennweite

Abb. 3: Privatsternwarte ,,Spessart" mit 42-cm-Newton (links) und 30-cm-Schiefspiegler
VdS-Journal Nr. 13

58 D E E P - S K Y

Abb. 4: Arbeit am 61-cm-Newton ser Bücher hieß ,,Das Weltall". Schon früh beobachtete er mit dem F ernglas. Doch neben der Astronomie begeisterte ihn die Technik. Bereits mit 11 Jahren k onstruierte er einen 9x12-Fotoapparat. Mit 16 ersann er eine Luftdr uckbremse für Lastw agen und eine Briefmarkenfrankiermaschine mit automatischer Klebevorrichtung. Leider reichte das Geld nicht, um P atente anzumelden. Sein Wunsch war, Maschineningenieur zu w erden, doch der Vater war dagegen, brauchte einen Nachfolger . Er machte sich nützlich und elektrif izierte 1915 den Hof mit Wasserkraft. Johann Kern heiratete mit 24, baute ein neues
Abb. 6: Das Johann-Kern-Teleskop in Wertheim
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 5: Johann Kern und sein 61-cm-Newton (f/15)

Haus und be wirtschaftete fortan 17 ha Feld.
Im Teleskop-Fieber Doch die Astronomie zog ihn immer stärker in ihren Bann. Er erstand einen damals 150 Jahre alten Fraunhofer-Refraktor mit 1 m Brennweite und begann den Himmel zu erforschen. 1941, mittlerweile 46 Jahre alt, bekam er ein Buch über Fernrohrselbstbau von Ludwig Neuroth in die Hände - die Kombination von Astronomie und Technik war genau das, was er brauchte. Als erstes schliff er einen 15-cm-Spie gel und kaufte später vom Autor einen 25-cm-Newton mit
2 m Brennw eite. Auch während des Krieges konnte er beobachten. Einmal infiziert, wuchs der Wunsch nach immer größeren Teleskopen. Nach 1945 k onstruierte er einen 12cm-Refraktor von 3 m Brennweite, den er in Werkstätten um Aschaffenburg bauen ließ. Diese Partnerschaft sollte noch viele F rüchte tragen. Als nächstes kam ein Schiefspiegler mit 30 cm Öffnung und 7,2 m Brennweite hinzu (Abb. 2). Die Planzeichnungen hatte Prof. Anton Stauss ihm gefertigt. Damit beobachtete er Mond und Planeten. Ein lange gehe gter Wunsch wurde aber immer stärker: Er wollte Galaxien

sehen - in allen Lagen und bei hoher Vergrößerung! Was fehlte war ein lichtstarker Spiegel. Johann Kern war kein Einsiedler. Seit 1955 war er VdS-Mitglied (Nr. 296), w as ihm viele Kontakte brachte. So erhielt er v on der Firma Zeiss/Jena günstig einen Spiegel mit 42 cm Durchmesser und 2,6 m Brennweite (f/6,2). Sein Wunsch war nun realisierbar. Er konstruierte einen parallaktisch montierten Newton, geschützt v on einer einfachen verschiebbaren Holzhütte. Die Privatsternwarte ,,Spessart" war geboren (Abb. 3) [3]. Auf einer Anhöhe in 357 m und mit dunklem Himmel w ar nun Deep-Sky-Beobachtung möglich. Ein Höhepunkt war die Nacht v om 18. April 1955. Johann K ern, mittlerweile 59, schrieb über seine erste Beobachtung v on Galaxien im 50 Mill. Lj entfer nten VirgoGalaxienhaufen: ,,Nach 3-stündiger Beobachtung stand ich f assungslos neben meinem Teleskop und be wunderte den Spiegel, der aus unendlichen Himmelstiefen diese fer nen Weltensysteme so gut sichtbar herauszuzaubern vermochte - mein Lebenstraum hat sich erfüllt!"
Sein Meisterstück mit 69 Johann Kern berichtete in vielen Vorträgen über seine Beobachtungen und f aszinierte seine Zuhörer mit seiner einf achen, begeisternden Art. So etw a auf einer VdSTagung in Bochum 1957. Er bemühte sich um Beobachtungsmöglichkeiten in Hamburg-Bergedorf und auf dem Königstuhl. Leider war man dort auf visuelle Beobachtungen nicht eingerichtet. Absagen, wie die v on Karl Reinmuth aus Heidelberg, spornten ihn nur weiter an. Ein noch größeres Teleskop schwebte ihm vor. 1962 las er im Buch ,,F ernrohre und ihre Meister", dass die Amerikaner ihre Teleskope weitgehend durch Spenden finanzierten. Eine nachahmenswerte Idee, wie er f and - eine Zeit der Bettelbriefe

D E E P - S K Y 59

begann. Seine Bekanntheit brachte den gewünschten Erfolg. Er bekam einen Rohling von Schott, der v on Zeiss/Jena bearbeitet wurde, die mechanischen Teile lieferten die Werkstätten um Aschaffenburg zu günstigen Bedingungen, einen Teil der Gesamtkosten von 30.000 DM brachte er selbst auf. Heraus kam 1964, nach unzähligen Arbeitsstunden (Abb. 4), das weltweit größte Amateurteleskop: ein 61cm-Newton (24'') mit 305 cm Brennw eite (Abb. 5)! Der Spiegel hat ein Gewicht von 65 kg, der offene Tubus ruht auf einer englischen Montierung mit Achsen von 100 mm bzw. 80 mm Durchmesser . Das Gesamtgewicht beträgt 1,5 t. Für das Fundament wurden 13 m 3 Beton verwendet. Johann Kern war wiederum mit einer einfachen Rollhütte von 5 m x 7 m zufrieden - für ihn zählten nur die ,,inneren Werte". Beobachtet wurde mittels einer Hebebühne. Seine Beobachtungssaison w ar von Mai bis Oktober: Auf dem Programm standen Planeten, Doppelsterne, Sternhaufen, Nebel und natürlich Galaxien, nun in 100 Mill. Lj Entfer nung! Er plante so gar eine Feriensternwarte, doch daraus wurde nichts mehr. Johann Kern war 74 Jahre, als Kälte und Anstrengung nicht mehr zu meistern waren. Von Rheuma und Altersschwäche geplagt, beendete er 1969 seine aktive Zeit. Johann K ern starb am 11. Dezember 1975 in seinem Heimator t Steinmark [4]. Über sein Leben schrieb er: ,,Wenigen Menschen auf der Erde ist es

Abb. 7: Die ,,Johann-Kern-Sternwarte" in Wertheim

möglich, all das zu sehen, w as der kleine Spessartbauer sah."
Die ,,Johann-Kern-Sternwarte" in Wertheim Sein Werk blieb erhalten. Das 61-cmTeleskop wurde 1976 v on Walter Lutz, einem Amateur-Astronomen aus Wertheim gekauft. Zwei Jahre später wurde der Verein ,,Johann-Kern-Sternwarte Wertheim e.V." gegründet [5]. Mit Hilfe v on Spenden konnte eine 6-m-Kuppel gekauft werden, in der das K ern-Teleskop eine neue Heimat fand, wieder auf seiner englischen Montierung (Abb. 6). Die Ster nwarte, in der Nähe von Reicholzheim gelegen, wurde im Mai 1981 of fiziell eingeweiht. Nach Berlin war sie die zweitgrößte Privatsternwarte in Vereinsbesitz. Mittlerweile gibt es einen komfortablen Erweiterungsbau (Abb. 7). Ein Besuch lohnt sich -

und sei es nur , um sich an Johann K ern, den ,,Bauernastronomen" und Pionier der visuellen Deep-Sky-Beobachtung, zu erinnern.
Literaturhinweise [1] Geschichte der Johann-Kern-Sternwarte
Wertheim: cip.physik.uni-wuerzburg.de/ ~tnratzka/history.html [2] Kern, J., 1965: ,,Wie ich dazu kam, mir größte Fernrohre zu bauen", VdS-Nachrichten 15, 70 (April 1965); s. auch: Die Sterne 41, 152 (1965) [3] Widmann, W., 1966: Der ,,Kosmos" besuchte die Spessart-Sternwarte in Steinmark, Kosmos-Heft 12, 513 [4] Frevert, F., 1976: ,,Bauern-Astronom Johann Kern ", SuW 9/1976, 291 [5] Szczuka, G., 1982: ,,Die Johann-KernSternwarte in Wertheim", SuW 2/1982, 87

Astronomische Zeichnungen digital bearbeitet
von Markus Dähne

Als ich mich vor einigen Jahren dazu entschloss, meinen 10-Zoll-Dobson auf die Kanareninsel La P alma mitzunehmen, stand ich zum ersten Mal v or der F rage: Wie kann ich die unzähligen, f aszinierenden Beobachtungen unter diesem großartigen Himmel im Bild festhalten? An Fotografie war bei einem Dobson natürlich nicht zu denk en. So beschloss ich, zu Papier und Bleistift zu g reifen und - wie die Astronomen von anno dazumal - das Gesehene in Zeichnungen festzuhalten. Als Zeichentechnik wählte ich die Bleistiftzeichnung auf weißem Papier, weil sie mir am geläuf igsten ist, auch w enn natürlich andere Verfahren genauso geeignet sind, vom weißen Stift auf schw arzem Karton bis hin zur rein digitalen ,,Zeichnung", direkt mit den Werkzeugen

eines Bildverarbeitungsprogramms. Der Gedanke, dass die BleistiftZeichnungen ungeschützt sind ge genüber Verwischen, Kaffeeflecken etc., gefiel mir gar nicht. Durch Scannen können die Zeichnungen digital gesicher t werden, aber damit ist gleichzeitig auch der Weg frei zur digitalen Nachbearbeitung. Die Nachbearbeitung soll zum Ziel haben, die Zeichnungen noch realistischer wirk en zu lassen und Artefakte, die durch die Zeichentechnik entstehen, wie beispielsweise Bleistiftstriche, zu reduzieren. Da ich sämtliche Zeichnungen auf meiner Internetseite (www.blickinsuniversum.de) veröffentliche, achte ich bei der Bearbeitung darauf, dass sie v or allem am Bildschirm möglichst gut rüberk ommen. Im Folgenden möchte ich zeigen, wie die

Bearbeitung in der Bildv erarbeitungssoftware Adobe Photoshop ablaufen kann.
Vom Weltraum in den Computer Die Rohskizze fer tige ich bei der Beobachtung am Teleskop an, gezeichnet wird im Deep-Sky-Bereich selbstverständlich bei Rotlicht, um die Augen nicht zu blenden. Bei Deep-Sk y-Objekten drucke ich mir später zu Hause eine Kar te der Umgebung des Objektes aus einem Planetariumsprogramm aus und zeichne das Objekt noch einmal sauber direkt in diese Karte. Diese Reinzeichnung wird dann gescannt (Abb . 1). Bereits beim Scannen ist für eine ausreichend hohe Auflösung zu sorgen, je nachdem wie die Zeichnung weiterverarbeitet werden soll, beispielsweise ob und wie g roß sie später

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60 D E E P - S K Y

Abb. 1: Bleistiftzeichnung des Planetarischen Nebels NGC 7662, nach Beobachtungen mit einem 60-cm-Cassegrain Abb. 2 (links): Die helle Struktur im Innern des Nebels wurde mit dem Zauberstab-Werkzeug ausgewählt. Abb. 3 (mitte): Der Maskierungsmodus: Die vor der Bearbeitung geschützten Bereiche werden rot dargestellt, die weiche Begrenzung der Auswahl wird sichtbar. Abb. 4 (rechts): Die fertig bearbeitete Zeichnung

gedruckt werden soll. Durch In vertieren in Photoshop mit dem Befehl Umk ehren kann ich nun wieder ein Positiv herstellen, Sterne und Objekt erscheinen jetzt hell auf dunklem Grund.
Auswählen von Bildbereichen Bei der digitalen Bearbeitung ist es nötig, nacheinander verschiedene Bildbereiche auszuwählen und den je weiligen Bearbeitungsschritt nur auf den betref fenden Bereich anzuwenden. In Photoshop stehen dazu verschiedene Auswahlwerkzeuge zur Verfügung. Zunächst eignet sich der so genannte Zauberstab, mit dem man Bereiche, deren Farbwerte in einem bestimmten einstellbaren - Toleranzbereich liegen, auswählen kann (Abb. 2). Das Ergebnis hängt davon ab, welches Pixel man gerade ,erwischt', unter Umständen muss man mehrere Versuche unternehmen, um das gewünschte Ergebnis zu erhalten. Gelingt dies dennoch nicht, so kann mit dem Werkzeug Polygon-Auswahl der gewünschte Bildbereich auch manuell ausgewählt werden. Die Auswahl kann auch nachträglich noch geänder t werden, beispielsweise können w eitere Auswahlbereiche durch zusätzliches Drück en der Umschalttaste hinzugefügt werden. Damit keine harten Kanten im Bild entstehen, sollte man die Auswahlbegrenzung abrunden und mit einem weichen Übergang versehen. Dies erreicht man mit der Funktion Weiche Auswahlkante, bei der der Umfang der Abrundung/des Übergangs als Pix elwert eingestellt werden kann.
VdS-Journal Nr. 13

Will man die Auswahl noch feiner bearbeiten, so wechselt man am besten in den so genannten Maskierungsmodus. Hier sind die vor der Bearbeitung geschützten - also die nicht ausge wählten - Bereiche mit transparentem Rot überlager t, auch die weiche Auswahlkante wird hier sichtbar (Abb. 3). Diese rote Maske kann man nun mit den nor malen Malwerkzeugen wie Pinsel oder Radiergummi bearbeiten, ausweiten oder löschen.

Hintergrund abdunkeln Je nach Scan-Einstellungen wird möglicherweise der Himmelshinter grund nicht schwarz und auch mehr oder w eniger fleckig aussehen. Um den Hinter grund gleichmäßig abzudunkeln, bietet es sich an, zunächst den gesamten Hinter grund auszuwählen (s. oben) und dann gleichmäßig schwarz zu färben. Grundsätzlich ist dies mit dem Füll werkzeug möglich. Als Vordergrundfarbe stellt man Schw arz ein und klickt dann mit dem Füll werkzeug in

Abb. 5: Der Wolf-Rayet-Nebel NGC 2359, beobachtet mit einem 35-cm-Newton, mit [O III]Filter; Ort: Sudelfeld/Oberbayern

D E E P - S K Y 61

Abb. 6: Der Trifidnebel M 20, beobachtet mit einem 10''-Newton; Ort: Farm Hakos/Namibia.

größen erreicht man durch Einstellen der Größe der Werkzeugspitze.
Beschriften Abschließend besteht nun noch die Möglichkeit, die Zeichnung mit dem Photoshop-Textwerkzeug zu beschriften. Im Hinblick auf die Schriftgröße ist es von Vorteil, für alle Zeichnungen eine einheitliche Bildauflösung zu wählen (einstellen unter ,Bildgröße'), da v on der Bildauflösung auch die Größe des Textes abhängt. Mit dem Freistell-Werkzeug wird die fertig bearbeitete Zeichnung auf die endgültige Größe gebracht.
Fazit Astronomische Zeichnungen digital nachzubearbeiten ist reizv oll, aber eben mit zusätzlichem Aufwand verbunden. Je komplexer das beobachtete/gezeichnete Objekt, desto mehr Zeit muss man dann auch noch am Computer v erbringen. Digitale Bearbeitung ist nicht zwingend notwendig, kann den Zeichnungen aber den letzten Schliff verleihen. Dabei ist der hier dargestellte Weg natürlich nur einer von vielen; sowohl was die Zeichentechnik als auch die v erwendete Software angeht kann sich jeder die v on ihm f avorisierte Methode auswählen. Weitere Beispiele sind in Abb. 5 bis 7 dargestellt.

die Auswahl. Durch Einstellen eines Toleranzwertes vermeidet man, dass auch Umgebungssterne, die innerhalb der Auswahl liegen, mit Schw arz überdeckt werden. Anstelle des Füllwerkzeuges eignet sich auch die Funktion Helligk eit und Kontrast: Man reduzier t die Helligk eit so stark, dass der Hinter grund schwarz wird und passt gleichzeitig den K ontrast so an, dass die Sterne immer noch weiß bleiben.
Bearbeitung des Objektes Als nächstes folgt die Bearbeitung des eigentlichen Objektes. Hier wird man nacheinander Bereiche etw a gleicher Helligkeit auswählen und in diesen Bereichen den K ontrast reduzieren, so dass eventuelle Zeichenstrukturen, wie etwa Bleistiftstriche, immer mehr zurücktreten. Dies lässt sich wieder mit der Helligkeit und K ontrast-Funktion erreichen, zur gleichen Zeit wird noch die Helligkeit etwas angepasst. Für w eitere lokale Anpassungen der Helligkeit eignen sich Werkzeuge wie Abwedler (zum Aufhellen), Schwamm (zum Abdunkeln) oder der Kopierstempel, der zum Kopieren

von Bildbereichen dient. Bei all diesen Werkzeugen kann die Deckkraft, also die Intensität, mit der das Werkzeug wirken soll, eingestellt werden.

Sterne hinzufügen Mit weißer Farbe und dem Pinsel lassen sich auch die Sterne neu platzieren, was erwünscht sein kann, wenn die mit dem Bleistift gezeichneten Sterne nicht kreisrund sind. Ob man eine Pinselspitze mit w eicher oder scharfer Kante wählt, ist reine Geschmackssache. Die unterschiedlichen Sternhelligkeiten und damit -

Abb. 7: Die Andromedagalaxie M 31, beobachtet mit einem 20 x 77Feldstecher; Ort: La Palma/Kanarische Inseln
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Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke

In diesem Heft gibt es zw ei Beiträge: Arndt Latußeck beschließt seine dreiteilige Reihe zu Herschels ,,Nebelschleier n"; Volker Witt berichtet über die sehens werte Abteilung ,,Astronomie" im Deutschen Museum. Die Fachgruppe wächst und ist - wie man an den Beiträgen im Jour nal sehen kann - recht aktiv. Derzeit haben wir 33 Mitglieder (Stand September 2003), v on denen 31 auf der Mailingliste v ertreten sind. Wer sich mit seinen Interessensgebieten auf der Webseite (www.vdsastro/fg-geschichte) eintragen lassen möchte, möge sich bei mir melden (fggeschichte@vds-astro.de). Im Rahmen der 50-Jahr -Feier der VdS in Berlin auf der Archenhold-Sternwarte fand am 13. September 2003 ein erstes Treffen statt (Abb. 1). Etw a 10 FG-Mitglieder waren auf der Tagung anwesend. Das Treffen diente hauptsächlich dem Kennenlernen, es wurden aber auch einige organisatorische Punkte diskutier t. Wir haben beschlossen, die Größe der Mails auf der Liste auf 80 kB zu erhöhen. JPG ist als Anhang erlaubt. Texte bitte nicht als DOC anhängen sondern als TXT (ASCII), oder

Abb. 1: FG-Mitglieder auf der Archenhold-Sternwarte

besser gleich im Mailtext unterbringen. Wir wollen im Herbst nächsten Jahres (2004) eine erste Tagung organisieren. Die Idee war, Tagungen im Wechsel an interessanten historischen Orten (die natürlich gut erreichbar sind) stattf inden zu lassen. Ein Vortragsprogramm ist geplant. Einen k onkreten Termin haben wir aber noch nicht diskutiert. Wir bitten um Vorschläge. Wir haben auch über den K ontakt zum ,,Arbeitskreis Astronomiegeschichte" der Astronomischen Gesellschaft (A G) ge-

sprochen. Hier bestehen Doppelmitgliedschaften. Ich selbst habe an der AKTagung am 15.9.2003 in F reiburg teilgenommen und interessante Gespräche geführt. Man k ennt uns dor t und ist für Kontakte sehr aufgeschlossen. Die FG ist jetzt auch mit einer Seite auf www.astronomie.de präsent, wodurch eine breite Öffentlichkeit erreicht wird. Es sind auch bereits einige Artikel online, weitere werden folgen. Interessenten mögen sich bei mir melden.

Die Nebelschleier des Sir William Herschel

von Arndt Latußeck

- Teil 3 -
Ende der Zw anziger Jahre des letzten Jahrhunderts war die Situation hinsichtlich einer Beantwortung der F rage nach der Realität der 52 Nebelschleier des William Herschel verfahren: Wenigen glaubwürdigen, dafür aber umso engagier teren Beobachtern stand eine Über macht an Kritikern entgegen, die es wohlgemerkt nie für notwendig erachtet hatten, sich mit eigenen Augen von der Existenz der Wolken zu überzeugen. Es schien k ein Weiterkommen im Dienste der Astronomie möglich. Eine Person engagierte sich weiterhin mit großer Energie: Dorothea Klumpk eRoberts (1861-1942), die Witwe Isaac Roberts', war auch zw ei Jahrzehnte nach dem Tod ihres Mannes noch um seine Ehrenrettung bemüht. Als Hagen sie um die Herausgabe der F otoplatten der

Herschelschen Nebelschleier für seine Arbeiten an der Durchbeobachtung v on Herschels Liste bat, sagte sie sofor t zu. Wahrscheinlich auf seine Anregung hin publizierte Klumpke-Roberts aus Anlass von Isaacs hunder tstem Geburtstag 1929 schließlich sogar alle 60 F otoplatten in einem Atlas [1]. Für Hagen w ar diese Veröffentlichung ein Befreiungsschlag gegen seine Kritik er, denn obw ohl der Atlas kaum Nebelschleier zeigte, so k onnte er doch mit stellarstatistischen Techniken analysiert werden. Hagen hoffte, dadurch das Hauptar gument gegen die Existenz der K osmischen Wolken, sie wären lediglich ein v on der lokalen Sterndichte abhängiges ph ysiologisches Kontrastphänomen, entkräften zu können. Der Atlas wurde auf der dritten Generalversammlung der Inter nationalen Astronomischen Union (IA U) 1928 in Leiden präsentiert und laut Klumpke-Roberts "mit

Wohlwollen und Applaus" aufgenommen [2]. Offensichtlich hatte ihr Engagement bei der IA U Eindruck gemacht. Edwin Hubble regt denn auch in einem persönlichen Gespräch freundlich an, foto grafische Versuche mit Farbfiltern zu unternehmen [2, S. 322]. P. A. McNally, Nachfolger von Hagen als Direktor der Sternwarte von Georgetown, veröffentlicht in der F olge des IAU-Kongresses sogar eine Zusammenfassung der bisherigen Bemühungen um den Nachw eis der Herschelschen Nebelschleier, gemeinsam mit der Aufforderung, die F orschung an diesen Objekten doch weiter zu treiben [3]. Eine Reaktion in der F achwelt auf diesen Aufruf blieb weitgehend aus. Lediglich Dorothea Klumpke-Roberts wehrt sich in einem offenen Brief in scharfen Worten gegen McNallys Interpretation, ihr Mann Isaac hätte aus seinen Beobachtungen ,,falsche Schlüsse" gezo gen, indem er

VdS-Journal Nr. 13

G E S C H I C H T E 63

behauptet hätte, Herschels Nebelschleier seien nichtexistent [4]. Klumpk e-Roberts erkennt, wohl auch beeinflusst durch Hagen, der für die Veröffentlichung des Roberts'schen Atlasses eng mit ihr zusammengearbeitet hat (er schrieb u. a. das Vorwort), vielmehr die Nebelschleier als unzweifelhaft an. Zu erwähnen ist noch die Ausgabe eines Nachtrags zum Rober ts-Atlas der Herschelschen Nebelschleier aus dem Jahr 1932, für den Klumpk e-Roberts sogar in die Astronomische Gesellschaft aufgenommen wurde [5]. Es scheint, dass Klumpk e-Roberts viel an der Reputation ihres Mannes gele gen war. Denn nach der Veröffentlichung des Atlasses begann sie, politische Mittel einzusetzen, um die ,,Herschel 52" auf der astronomischen Tagesordnung zu halten, zumal 1930 ihr stärkster Mitstreiter Johann Georg Hagen starb, der in Fachkreisen noch eine ge wisse Stimme gehabt hatte. So stiftete sie 1930 der Astronomischen Gesellschaft einen jährlichen Preis von 100 Dollar, der demjenigen ,,...jüngeren Mitgliede der Gesellschaft zuzuerkennen [sei], das sich in den letzten Jahren besonders um die Untersuchung der Herschelschen dunklen Nebel verdient gemacht hat." [6]. Bis 1938 v ergab eine Kommission jährlich einen Preis. Interessanterweise behandelt keine einzige Arbeit die Nebelschleier unmittelbar , es hat den Anschein, dass es der Kommission zunehmend schwerer gefallen ist, je weils einen würdigen Preisträger zu f inden (so erhält der Preisträger von 1938, ein gewisser B. Sticker, den Preis für eine Arbeit bereits aus dem Jahr 1932 über den ,,Cepheusnebel", ein Gebiet w eitab der Position eines der Herschelschen Nebelschleier) (Tab. 1). Weiterhin stiftete Klumpk e-Roberts der

Abb. 1: Vergleich der visuellen Beschreibungen der ,,Herschel 52" von de Kerolyr (links) und Hagen (rechts). Angegeben ist weiterhin die galaktische Breite () des jeweiligen Feldes
Societe Astronomique de F rance einen Preis in Höhe von ebenfalls $100, der insgesamt dreimal, je weils in den Jahren 1931, 1933 und 1935, v ergeben wurde. Tatsächlich findet sich hier ein Mann, der sogar zweimal für seine Arbeiten ausgezeichnet worden war (1931 und 1935): Marcel de K erolyr, ein französischer Amateur und Autodidakt, der seit ihrer Gründung im Jahre 1927 die Ster nwarte

Haute Provence in F orcalquier betreute (zur damaligen Zeit noch ,,Station Astrophotographique") [7]. De K erolyr hatte, offenbar durch eine Bekanntschaft zu Klumpke-Roberts, ein Ex emplar des Atlasses der Herschel-Nebelschleier erhalten und im Jahre 1931 sämtliche 52 Objekte durchbeobachtet. Sein Ur teil ist ebenso eindeutig wie das der v orangegangenen visuellen Beobachter: ,,Bei der Leichtigkeit, mit der wir hier die Herschelschen Nebel sehen, sind wir erstaunt, dass es Beobachter gibt, die an ihrer Sichtbarkeit zweifeln." [8, siehe auch 9, S. 259]. In [9] w erden die Beobachtungen Hagens und de K erolyrs für Herschel-Objekte in hohen galaktischen Breiten verglichen, mit meist erstaunlich guter Übereinstimmung der Beschreibungen (Abb. 1). Auch der englische Astronom W. S. Franks meldet in [10] alle 52 Objekte als visuell gesichtet, und das mit einem bescheidenen Instrumentarium (6-Zöller). Dass beide Männer Amateurastronomen waren und ihre Beobachtungen w eitgehend in populärwissenschaftlichen

Abb. 2: Kontrastverstärktes DSS-Bild der Region um NGC 7088 [13]. Das Objekt würde in der Bildmitte liegen, der helle Fleck unterhalb der Mitte ist M 2. NGC 7088 existiert offensichtlich nicht, was die Zweifel an der Qualität der Fotografien von de Kerolyr verstärkt.
VdS-Journal Nr. 13

64 G E S C H I C H T E

aber sämtliche als

Beweis für die

Realität der acht wei-

teren genannten

Nebelschleier stark in

Zweifel, denn w enn

de Kerolyr den

tatsächlich nichtexi-

stenten NGC 7088

angeblich erfolgreich

fotografiert hatte,

was war dann auf den

anderen Fotografien

der Herschelschen

Nebelschleier zu

sehen? Leider sind

die Fotografien heute

nicht mehr auf find-

bar, so dass k eine

Gewissheit geschaf-

fen werden kann; die

Zweifel sind aber so

groß, dass diese

Meldung

von

Dorothea Klumpke-

Abb. 3:

Roberts als Nach-

Zufälliger Nachweis des Nebelschleiers Herschel 32 [11,

weisbestätigung für

Negativdarstellung]. M 81 und M 82 bef inden sich am unte- weitere der 52

ren rechten Bildrand, die Position von H 32 etwa rechts

Nebelschleier nicht

oberhalb der Bildmitte. Die Maße des Bildes betragen ca.

taugt (Abb. 2).

2,8 Grad x 3,5 Grad . Da Willliam Herschel immer nur ungefähre

Der zweite Weltkrieg

Positionen angab, kann das gesamte Gebiet oberhalb der

beendet 1939 alle

Mitte zu H 32 gezählt werden (vgl. Abb. 1).

Forschung an den

Kosmischen Wolken

Magazinen veröffentlichten, hat allerdings und somit auch an den Herschelschen

trotz ihrer erstaunlichen Er gebnisse sicher Nebelschleiern. Es ist zu v ermuten, dass

nicht zur w eiteren Anerkennung der die - w enn auch w enig dynamische -

Herschelschen Nebelschleier beigetragen. Konzentration der F orschung an diesen

Auf der Tagung der Astronomischen Objekten auf den mitteleuropäischen

Gesellschaft 1935 zeigt Madame Klumpk e- Raum eine maßgeb liche Rolle dabei

Roberts plötzlich triumphierend Abzüge gespielt hat, dass dieses Thema der astro-

von ,,erfolgreich aufgenommenen" F oto- nomischen Forschung verloren ging. In

grafien der Herschelschen Nebelschleier Amerika hatte sich die Astronomie schon

Nr. 12, 13, 14, 15, 20, 21, 33 und 41, alle- seit Jahren den Galaxien als wichtigste

samt aufgenommen von Marcel de Kerolyr Forschungsobjekte zugewandt, und die

[5]. Diese Bilder habe sie bereits auf der

Argumente gegen die Kosmischen Wolken

gerade beendeten Tagung der IAU vorge- waren so erdrück end, dass nie wieder ein

führt, und sie zeigten nach ihren Angaben systematischer Ansatz versucht wurde, sie

unter Anderem auch das Objekt NGC

im Einzelnen zu v erifizieren. Herschels

7088, den so genannten ,,Bax endell's Liste von 52 Nebelschleier n ging mit den

Nebula", in der Nähe des K ugelstern- Kosmischen Wolken unter.

haufens M 2. Wie die Herschelschen Herschels 52 Nebelschleier sind inzwi-

Nebelschleier, so w ar die Existenz v on schen so w eit in Vergessenheit geraten,

NGC 7088 lange Zeit sehr umstritten, auch dass 1976 der bekannte Astronom Allen

er war visuell anscheinend beobachtbar , Sandage sogar eine Fotografie veröffentli-

fotografisch jedoch nicht. Bei NGC 7088 chen konnte, auf der ganz eindeutig einer

liegen die Dinge heute allerdings klar , so der bisher zw eifelhaften Herschelscher

dass zweifelsfrei gesagt werden kann, dass Nebelschleier abgebildet ist (Abb . 3) [11]

das Objekt nicht existent ist (so ist es auch - und es hat k einer gemerkt! Auf dieser

im NGC v erzeichnet, siehe auch die

extrem kontrastverstärkten, sehr langbe-

Abbildung 2). Diese Tatsache zieht nun lichteten (4 Stunden!) Aufnahme der

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berühmten 48''-Schmidtkamera auf dem Mt. Palomar erscheint Herschels Nebelschleier Nr. 32 nordöstlich von M 81 und M 82 als Teil einer sehr diffusen, ausgedehnten Wolke. Sandage gibt für die hellsten Teile des Gebiets w estlich des Teils, den Herschel beobachtet hatte, eine Flächenhelligkeit von 25 mag pro Quadratbogensekunde an - fürw ahr ein außergewöhnlich schwieriges Objekt auch für erfahrenste visuelle Beobachter . Aber real! Hat nun Michael Hoskin Unrecht, wenn er schreibt, dass William Herschel falsch lag (siehe [12])? Nach dem Sachstand lässt sich die F rage nicht beantw orten, denn außer den w enigen erwähnten ist k eine systematische Untersuchung bekannt geworden, die die Antwort geben könnte. Die zufällige Beobachtung v on Sandage macht allerdings Hof fnung, das Rätsel eines Tages endgültig lösen zu können. Insofern ist die Geschichte der Herschelschen Liste v on 52 Nebelschleiern auch über 200 Jahre nach ihrer Entdeckung noch nicht abgeschlossen!
Literaturhinweise [1] Klumpke-Roberts, D., 1928: ,,Isaac Roberts' Atlas of 52 Regions, A Guide to Herschel's Fields", Thomery [2] Klumpke-Roberts, D., 1928: ,,Isaac Roberts' Atlas ...", VJS 63, 320 [3] McNally, P. A., 1929: ,,The Herschel 52 Areas of Nebulosity", Publ. Astron. Soc. Pac. 41, 16 [4] Klumpke-Roberts, D., 1930: ,,A Correction", Publ. Astron. Soc. Pac. 42, 110 [5] Klumpke-Roberts, D., 1935: ,,Presentation of Photographs...", VJS 70, 331 [6] VJS 65, 238 (1930) [7] Richardot, A., 1987: ,,A Renowned, yet Forgotten Astronomer: Marcel de Kerolyr", Proc. IAU Colloq. 98, 58 [8] de Kerolyr, M., 1931: ,,Nouvelles observations visuelles et �tude photographique des 52 Nebulosites �tendues et Diffuses de W. Herschel ", Station astrophotographique de la Haute Provence [9] Stein, J., 1934: ,,Der gegenwärtige Stand des Problems der Kosmischen Wolken", Die Sterne 14, Heft 12, 1
[10] Franks, W. S., 1928: Popular Astronomy 36, 464
[11] Sandage, A., 1976: ,,High-latitude reflection nebulosities illuminated by the galactic plane", Astron. J. 81, 954
[12] Latußeck, A.,2003: ,,Die Nebelschleier des Sir William Herschel (Teil 1) ", VdSJournal 11 (II/2003), 121
[13] skyview.gsfc.nasa.gov/

G E S C H I C H T E 65

100 Jahre Deutsches Museum - Die Abteilung Astronomie -
von Volker Witt

zugesagt. Hugo von Seeliger versprach aus

der Münchner Ster nwarte ein F raun-

hofersches Heliometer, eine astronomi-

sche Pendeluhr von Mahler und die erdma-

gnetischen Apparate von Lamont (zweiter

Direktor der Sternwarte). Aus Königsberg

kam ein v on Bessel um das Jahr 1815

benützter Vertikalkreis, und aus der

Sternwarte Göttingen schickte ihr Direktor

Karl Schwarzschild einen 1793 in Kiel

angefertigten Parabolspiegel von 47 cm

Durchmesser nach München, mit dem J .

H. Schroeter auf seiner Ster nwarte in

Lilienthal die Planeten beobachtete.

Weitere Angebote kamen v on den

Sternwarten in Hamburg, Jena, Würzburg

und Bonn.

Abb. 1:

Oskar von Miller k onnte bei der

Die Sonnenkugel im Museumshof bildet den Beginn eines mehr als 4 km lang en

Verfolgung seiner hochgesteckten Ziele

Planetenwegs. Im Hintergrund die Westkuppel für den 30-cm-Zeiss-Refraktor.

sehr hartnäckig sein und einen energischen

Sammeleifer an den Tag legen. In vielen

Das Deutsche Museum in München feier t Erste Sammlungsstücke treffen ein

Fällen bekam er die Objekte seiner

100. Geburtstag. Sein Gründer Oskar v on Daraufhin wurden von der K.B. Akademie Sammelbegierde, aber auch so manches

Miller hatte v on Anbeginn geplant, der der Wissenschaften neben anderen

Mal musste er kapitulieren. Schon im

Darstellung der Astronomie eine umf ang- Instrumenten diverse Sonnenuhren, astro- Jahre 1904 ließ er bei seiner Majestät dem

reiche Abteilung im Museum zu widmen. nomische Pendeluhren von Utzschneider Deutschen Kaiser anfragen, ob die vor der

Den Grundstock dafür bildete die der

und Liebherr, ein Azimutalquadrant und Orangerie in P otsdam aufgestellten

Königlich-Bayerischen Akademie der verschiedene Spiegelfernrohre von G. F . Instrumente der Sternwarte Peking für das

Wissenschaften gehörende mathematisch- Brander und F ernrohre von Fraunhofer neue Museum in München zur Verfügung

physikalische Sammlung. In der ersten

Sitzung des wissenschaftlichen Aus-

schusses am 11. Mai 1903 erklär te Hugo

Abb. 2:

von Seeliger, der Direktor der Münchner

Historische

Sternwarte, dass ,,er es für richtig halten

Fernrohre zeigen

würde, wenn die in der Akademie befind-

die Entwicklung

lichen historischen Instr umente im

vom frühen

Museum ausgestellt würden [1]".

Teleskop des

An Institute und Ster nwarten ergingen

17. Jahrhunderts

Werbebriefe und Wunschlisten, in denen

zum achroma-

um die Überlassung geeigneter Ausstel-

tischen Fernrohr

lungsstücke gebeten wurde. In dem v on

von Dollond.

Oskar von Miller abgef assten Werbebrief

heißt es unter anderem: ,,... Zu den

Wissenszweigen, deren Darstellung in

erster Linie geeignet ist, das Interesse der

weitesten Kreise zu erw ecken, gehört die

Astronomie, und es soll deshalb gerade

diese Abteilung durch die Aufstellung

wertvoller Karten, Pläne und hervorragender alter und neuer Instr umente, durch die modellweise Darstellung ganzer Ster nwarten usw. in besonders belehrender Weise ausgestattet werden..."

Deutsches Museum

Adresse:

Museumsinsel 1, 80538 München

Telefon:

0 89 / 21 79-1, automatische Auskunft: 0 89 / 21 79-433

Internet:

www.deutsches-museum.de

Öffnungszeiten: Museum und Bibliothek sind täglich von 9:00 bis 17:00 Uhr geöffnet.

Die Westkuppel der Sternwarte ist täglich von 10:30 bis 11:30 Uhr

geöffnet.

VdS-Journal Nr. 13

66 G E S C H I C H T E

stünden. Nach Beendigung des Ersten Weltkriegs unternahm er 1921 nochmals einen vergeblichen Versuch, die seltenen Instrumente zu bekommen. Sein großer Optimismus ließ Oskar v on Miller auch nicht v or dem Gedank en zurückschrecken, für sein Museum die berühmte Uhr des Strassb urger Münsters oder das Objekti v des 15-zölligen Refraktors der Ster nwarte in Pulk owa erwerben zu w ollen. Mehr Sammler glück war ihm beim Erw erb des zehnzölligen Fraunhofer-Refraktors beschieden, mit dem Galle im Jahre 1846 den Planeten Neptun in Berlin entdeckt hatte.
Kuppeln bestimmen das Gesicht des Sammlungsbaus Die von Sternwartenkuppeln gekrönte Fassade des Sammlungsbaus weist auf den Stellenwert hin, den die Astronomie in diesem Museum hat. Die mittlere zylinderförmige Kuppel sollte ein originalgetreuer Nachbau der Hauptkuppel der Nik olaiSternwarte in Pulk owa sein, w as von Miller in einem Brief nach Pulk owa vom April 1914 zum Ausdruck bringt: ,,...W ir beabsichtigen dann auch die Kuppel genau
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 3 (links): Vertikalkreis des englischen Herstellers Cary (London 1791). Das Instrument stammt aus der Hahnschen Ster nwarte Remplin und wurde später an der Sternwarte Königsberg von F. W. Bessel zur Messung von Sternpositionen verwendet.

Abb. 4 (oben): Heliometer von Repsold aus der Remeis-Sternwarte in Bamberg.

nach der Originalkonstruktion in Pulkowa nachzubilden, sowie ein Modell der historischen Sternwarte in Pulk owa in unserer Gruppe Astronomie aufzustellen...". Unter der Mittelkuppel war bis zur kriegsbedingten Zerstörung im Jahre 1944 das einstmalige Hauptinstrument der Ster nwarte

Pulkowa, der 15-zöllige Refraktor v on Merz und Mahler unter gebracht [2]. Während des Zw eiten Weltkriegs gingen viele Originale und Demonstrationsobjekte verloren, so dass das Deutsche Museum lange Jahre nach dem Krie g ohne eine Abteilung für Astronomie auskommen musste.

Abb. 5: Der 36-cm-Schmidtspiegel aus der Sternwarte Bamberg enthält noch einen original von Bernhard Schmidt um 1930 geschliffenen Spiegel von 44 cm Durchmesser.

G E S C H I C H T E 67

Abb. 6: Erster aktiver Teleskopspiegel der ESO aus dem Jahr 1986 (Labortestmodell, Durchmesser 1 m).

Abb. 7: Modell des 1,2-m-Spiegelteleskops von W. Herschel in Slough, England (um 1789).

In der Westkuppel des Sammlungsbaus (Abb. 1) ist ein Refraktor von Zeiss (Jena) aus den Jahren 1923/24 erhalten, der bei einer Brennweite von 5 m eine respektable Öffnung von 30 cm besitzt und mit dem bei klarem Himmel (auch tagsüber) Sonne, Mond, Planeten und die hellsten F ixsterne beobachtet werden können. Die Ostkuppel enthält ein 40-cm-Casse grain-Spiegelteleskop von Goerz (Berlin) aus dem Jahre 1913, mit dem bei günstigem Wetter auch Abendbeobachtungen angeboten werden.
Die neue Abteilung Astronomie Am 7. Mai 1992 w ar es endlich so w eit, dass die neue Abteilung für Astronomie feierlich eröffnet werden konnte. Gemessen an der Anzahl der Exponate ist sie die weltweit größte Astronomieausstellung, wo auf einer Fläche v on 1.100 m 2 die wesentlichen Aspekte von Astronomie und Astrophysik dargestellt werden [3]. Die historische Entwicklung der astronomischen Beobachtungsinstrumente wird durch die Fülle der dargebotenen Exponate eindrucksvoll dokumentiert. Astrolabien aus dem 15. - 17. Jahrhunder t sind ebenso zu bestaunen wie die ersten achromatischen Fernrohre (Abb. 2) oder die Instr umente zur P ositionsbestimmung von Sternen wie Vertikalkreis (Abb. 3), Durchgangsinstrument oder Heliometer . Ein imposanter Blickf ang ist das

Heliometer (Abb. 4) der Remeis-Ster nwarte in Bamber g, das zur Zeit seiner Erbauung im Jahre 1889 mit einer Objektivöffnung von 184 mm das g rößte derartige Instrument der Nordhalbkugel war. Der ebenf alls aus der Ster nwarte Bamberg stammende Schmidt-Spie gel (Abb. 5) enthält noch einen original v on Bernhard Schmidt um 1930 geschlif fenen Spiegel von 44 cm Durchmesser . Eine Vorstellung von aktiver Optik ge winnt man durch das erste Ex emplar eines aktiven Teleskopspiegels (Abb. 6), der 1986 von der Europäischen Südster nwarte (ESO) als Labortestmodell mit 1 m Durchmesser angefertigt wurde. Besonders liebevoll und detailgetreu gestaltet sind die zahlreichen Dioramen und Modelle historischer Ster nwarten von Hevelius (Danzig 1660), Tycho Brahe (Uranienburg auf der Insel Hv en) oder Wilhelm Herschel (Slough 1789). Herschels Spiegelteleskop von 1,2 m Öf fnung ist mitsamt seinem k omplizierten Holzgerüst im Maßstab 1 : 15 nachgebaut (Abb. 7). Eine für die Astronomiegeschichte wichtige Entwicklung, die v om Deutschen Museum ausging, war das auf Oskar v on Millers Anregung in den Zeiss-W erken konstruierte und gebaute Projektionsplanetarium. Während der Astronom Max Wolf diese Idee durch eine innen begehba-

re große Blechkugel realisieren w ollte, in die das Licht der Ster ne durch kleine Löcher von außen dringen sollte, setzte von Miller auf eine anspr uchsvollere Lösung, bei der die Ster ne und Planeten als helle Punkte an eine über dem Beschauer sich wölbende K uppel projiziert werden. Im Mai 1925 wurde dieses weltweit erste, unter der Leitung v on Walther Bauersfeld in Jena entwick elte Projektionsplanetarium in Betrieb genommen [4]. Es hat die Zerstör ungen des Zweiten Weltkriegs überstanden und noch bis 1960 seinen Dienst v ersehen, als es durch ein moder neres Nachfolgemodell abgelöst wurde.
Literaturhinweise [1] Fuchs, F., 1955: ,,Der Aufbau der
Astronomie im Deutschen Museum (1905 1925)", Verlag R. Oldenbourg, München [2] Hartl, G., 1987: ,,Der Refraktor der Sternwarte Pulkowa", SuW 26, 397 [7-8/1987] [3] Hartl, G., Märker, K., Teichmann, J., Wolfschmidt, G., 1993: ,,Planeten, Sterne, Welteninseln: Astronomie im Deutschen Museum", Franckh-Kosmos Verlag, Stuttgart [4] Bauersfeld, W., 1924: ,,Das Projektionsplanetarium des Deutschen Museums in München", Z. d. Vereins deutscher Ingenieure 68, 793
VdS-Journal Nr. 13

68 K O M E T E N

Die hellen Kometen des Jahres 2004
von Maik Meyer

Die Kometenvorschau für das Jahr 2004 steht im Zeichen zw eier langperiodischer Kometen, die das Potential haben könnten, einfach mit bloßem Auge sichtbar zu sein. Im folgenden w erden die bis zum Zeitpunkt der Erstellung bekannten kurz- und auch langperiodischen Kometen behandelt, die im Jahr 2004 heller als etw a 13 mag werden können und v on Mitteleuropa aus beobachtbar sind.

Januar bis April wird er sich in Höhen von 10 Grad - 20 Grad bewegen und dabei vom Morgenan den Abendhimmel wechseln.
C/2001 Q4 (NEAT) Der hellste K omet des Jahres 2004 für Mitteleuropa soll C/2001 Q4 (NEAT) sein.

misch ,,neuen" Kometen lag, was bedeutete, dass der Komet sehr wahrscheinlich seinen ersten Durchgang durch das innere Sonnensystem erlebt und damit eine eher langsame Helligkeitsentwicklung zu erwarten ist. Ende Dezember 2002 gelangen die ersten unsicheren visuellen

Die Kometen, welche in der Tabelle 1 aufgeführt sind, haben eine Höhe v on mindestens 15 Grad am nachtdunklen Himmel (Sonnenhöhe < -16 Grad ) bei 50 Grad nördlicher Breite. Die Helligkeiten stellen wie immer nur Schätzwerte dar und können um mehrere Größenklassen nach oben oder unten abweichen. Zusätzlich ist zu bedenk en, dass Kometen oft Helligk eitsausbrüche erleiden, so dass auch nominell schwächere Objekte Überraschungen bieten können. Auf der anderen Seite neigen dynamisch neue Kometen oft zu Helligk eitseinbrüchen. 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 sowie neueste Informationen über diese (und e vtl. nach Redaktionsschluss entdeckte) K ometen sind auf der Homepage der Fachgruppe Kometen im World Wide Web unter www.fg-kometen.de abrufbar. Beobachter noch schwächerer K ometen werden auf die Ephemeridenseiten des CBAT unter cf a-www.harvard.edu/iau/ Ephemerides/Comets/index.html hingewiesen. Diese schwächeren K ometen sollten auf keinen Fall vernachlässigt werden; insbesondere die Photometrie und Astrometrie stehen hierbei im Vordergrund.
Langperiodische Kometen
C/2003 H1 (LINEAR) Die Maximalhelligkeit des K ometen C/2003 H1 (LINEAR) ist zum Zeitpunkt der Verfassung dieser Vorschau nur schwer abzuschätzen. Ausgehend von den v orliegenden CCD-Beobachtungen sind unter Annahme einer durchschnittlichen Entwicklung bis zu 10 mag im März er reichbar. Der K omet wird v on Mitteleuropa jedoch schwer zu beobachten sein: Von
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 1: Die Sichtbarkeit der helleren Kometen des Jahres 2004 am Abendhimmel, dargestellt sind die Positionen am Himmel jeweils bei einer Sonnenhöhe von 15 Grad unter dem Horizont. Die Monatsanfänge sind bezeichnet.

Bereits im August 2001 durch den NEA TSurvey entdeckt, gab er bereits frühzeitig Anlass zu Spekulationen, da die damalige Helligkeit extrapoliert einen sehr hellen Kometen erwarten ließ. Jedoch w ar klar, dass jegliche Vorhersagen zu diesem Zeitpunkt mehr als unsicher w aren. Gleichzeitig wurden auch die neuesten Bahnrechnungen verfolgt, da aus ihnen ebenfalls eine Aussage über die zu erw artende Helligkeitsentwicklung gemacht werden kann (Kasten 1). Leider zeigte sich hier bald, dass der Wert für (1/a)orig deutlich unter der Grenze [1] für einen dyna-

Schätzungen bei etwa 14,5 mag; bis Mitte des Jahres 2003 lagen diese bei etw a 13,5 mag. Allerdings befand er sich zu diesem Zeitpunkt noch bei f ast 5 AE Sonnendistanz. Die Helligk eit lässt sich zur Zeit noch mit mehreren P arametersätzen beschreiben; Aussagen mit geringerer Unsicherheit werden erst dann möglich sein, wenn der Komet die Grenze von 2 AE Sonnendistanz unterschritten hat (Januar 2004) und ein e ventueller Bruch in der Helligkeitsentwicklung stattfindet. Die nachfolgende Beschreib ung basiert auf dem für dynamisch ,,neue" K ometen

Bezeichnung

Periheldatum q U

C/2003 H1 (LINEAR) C/2002 T7 (LINEAR) C/2001 Q4 (NEAT) C/2002 K4 (LINEAR) 78P/Gehrels 2

22.02.2004 23.04.2004 15.05.2004 13.10.2004 27.10.2004

2,24 0,61 0,96 1,02 2,01 7,2

mmax Monatmax S

10,5 Mär. 2004 Jan. - Apr.

2 ? Mai 2004 Jan. - Mär.

2 ? Mai 2004 Mai - Dez.

6

Okt. 2004 Jan. - Aug.

10,5 Nov. 2004 Jul. - Dez.

Tab. 1: Angaben zu den helleren periodischen Kometen des Jahres 2004. q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit, S = Sichtbarkeitszeitraum 2004.

K O M E T E N 69

wahrscheinlichstem Szenario und gibt eine mittlere Helligkeitsentwicklung wieder. Für aktuelle Infor mationen bezüglich der Helligkeitsentwicklung sei auf die Homepage der FG Kometen verwiesen. Der gesamte aufsteigende Ast der Helligkeitsentwicklung wird für Mitteleuropa unsichtbar b leiben. Wenn der Komet Anfang Mai 2004 den mitteleuropäischen Abendhimmel erreicht, wird er gerade sein Helligkeitsmaximum von etwa

achten sein. Erst im Oktober könnte der Komet unter 10 mag f allen. In engem Zusammenhang mit der Helligk eitsentwicklung steht auch die erw artete Schweiflänge. Nach einer empirischen Formel von A. Kammerer [2] kann bei obiger Helligkeitsentwicklung mit einer maximalen Schweiflänge von etwa 10 Grad Mitte Mai gerechnet w erden, die jedoch bis Mitte Juni wieder auf unter 2 Grad zurück gehen wird.

Abb. 2: Die Sichtbarkeit der helleren Kometen des Jahres 2004 am Morgenhimmel, dargestellt sind die Positionen am Himmel jeweils bei einer Sonnenhöhe von 15 Grad unter dem Horizont. Die Monatsanfänge sind bezeichnet.

C/2002 T7

(LINEAR)

Über ein Jahr später

als C/2001 Q4

wurde der K omet

C/2002 T7 (LINE-

AR) entdeckt und

sorgte sofort für

Aufregung, da sich

zeigte, dass er nur

etwa 3 Wochen

früher durch sein

Perihel

laufen

Abb. 3:

würde und dabei

Die Sichtbarkeit der beiden Kometen C/2002 T7 und C/2001 vergleichbar hell

Q4 im Jahr 2004 von der Südhemisphäre (geografische Breite werden könnte. Im

25 Grad Süd) aus beobachtet, dargestellt sind die täglichen

Zeitraum ihrer

Positionen am Himmel jeweils bei einer Sonnenhöhe von 15 Grad größten Helligkeit

unter dem Horizont. Die Monatsanfänge sind bezeichnet.

würden beide so gar

zusammen am Him-

2-3 mag erreicht haben und sich fast nahe- mel zu sehen sein - allerdings nicht v on

zu gleichzeitig in geringster Sonnen- und Mitteleuropa aus (s. u.). Leider handelt es

Erdnähe befinden. Damit sollte der Komet sich auch hier um einen dynamisch

auch ein sehr ausgedehntes Objekt sein.

,,neuen" Kometen, so dass mit einer unter-

Bis Ende Mai steigt der Komet schnell bis durchschnittlichen Entwicklung gerechnet

auf etwa 30 Grad Höhe und wird dann langsa- werden muss. Bis Mitte 2003 sind kaum

mer bis zum Jahresende etw a 60 Grad errei- visuelle Schätzungen bekannt ge worden

chen. Er wird ein e xklusives Abend- und auch die kritische Grenze v on 2 AE

himmelobjekt und damit bequem zu beob- Sonnendistanz wird erst im Januar 2004

unterschritten. Im Gegensatz zu C/2001 Q4 ist bei diesem Kometen für uns der aufsteigende Ast der Helligkeitsentwicklung zu v erfolgen. Bereits im Herbst 2003 wird er mit kleinen und mittleren Teleskopen zu f inden sein; ab November 2003 ist er heller als 10 mag. Im Januar 2004 bef indet er sich mit 8,5 mag in über 60 Grad Höhe am Abendhimmel, an dem er langsamer tiefer sinkt, um Anfang März in der Abenddämmerung mit 7 mag Richtung Süden zu v erschwinden. Die gesamte weitere Entwicklung ist leider nur Beobachtern am Südhimmel vorbehalten. Die Maximalhelligk eit beträgt nach diesem Szenario etw a 1,5 mag, w elche zum Zeitpunkt der geringsten Erddistanz um den 18. Mai er reicht wird. Zu dieser Zeit sollte der Schw eif die g rößte Länge von geschätzten 17 Grad aufweisen, der Komadurchmesser könnte f ast 1 Grad erreichen.
Zwei Kometen gleichzeitig? Wie bereits erwähnt, werden die Kometen C/2001 Q4 (NEA T) und C/2002 T7 (LINEAR) gemeinsam am Südhimmel zu beobachten sein. Die Sichtbark eitsbedingungen für 25 Grad südlicher Breite zeigt die Grafik. Der Winkelabstand beider Kometen beträgt Anfang Mai etwa 95 Grad , am 10. Mai 105 Grad und erreicht ein Minimum von etwa 58 Grad Anfang Juni. Danach wären die letzten beiden Maiw ochen ideal zur gleichzeitigen Beobachtung beider Kometen. Bevor man jedoch aufwändige Exkursionen auf die Südhemisphäre plant, sollte immer berücksichtigt w erden, dass Kometen sich notorisch nicht an Vorhersagen halten. Es ist durchaus möglich, dass beide (oder je weils einer) nur unauffällige und mit b loßem Auge schwach sichtbare Objekte sind. Weniger wahrscheinlich sind K ometen vom Kaliber eines C/1995 O1 (Hale-Bopp) - allerdings auch nicht völlig auszuschließen. Zu empfehlen ist somit eher eine sehr kurzfristige Planung (idealerweise Anfang Mai), w elche die aktuelle Entwicklung berücksichtigen kann.
C/2003 K4 (LINEAR) Ein schlechtes Timing weist der K omet C/2003 K4 (LINEAR) auf. Eine Verschiebung der P erihelzeit um ein halbes Jahr hätte uns w ahrscheinlich einen Großen Kometen beschert. Jedoch bef indet er sich nahezu auf der v on der Erde entgegen gesetzten Seite der Sonne, w as damit ,,nur" ein nettes F eldstecherobjekt bedeutet. Die wenigen bisher vorliegenden
VdS-Journal Nr. 13

70 K O M E T E N

Bezeichnung

T

q

e

w

W

i

H0

n

C/2002 H1 (LINEAR) 20040222,5137 2,240797 1,0

196,0810 18,9891 138,6703 6,5

4

43P/Wolf-Harrington 20040317,8530 1,578633 0,544593 187,2755 254,6942 18,5204 7,3

7,5

C/2002 T7 (LINEAR) 20040423,0600 0,614500 1,000499 157,7392 94,8569 160,5809 5

3

C/2001 Q4 (NEAT) 20040515,9337 0,961876 1,000766 1,2064

210,2782 99,6424 5

3

29P/Schwassmann- 20040710,8283 5,723578 0,044170 48,9562

312,7156 9,3921

6

3

Wachmann 1

C/2003 K4 (LINEAR) 20041013,7542 1,022757 1,0

198,4763 18,6716 134,2544 3,5

4

78P/Gehrels 2

20041027,0835 2,008166 0,462537 192,9576 210,5479 6,2528

7,1

4

69P/Taylor

20041130,4111 1,941847 0,466923 355,5291 108,7970 20,5632 8,9

6

Tab. 2: Bahnelemente und Helligkeitsparameter der im Text behandelten Kometen des Jahres 2004 (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.

CCD-Beobachtungen lassen nur eine grobe Skizzierung der Helligk eitsentwicklung zu. Der K omet könnte im Februar heller als 13 mag werden und sich am Morgenhimmel langsam höher be wegen. Im Juni ist er dann um Mitter nacht nahezu im Zenit zu f inden; die Helligkeit könnte dann schon 7 mag betragen. Mitte August endet die Sichtbark eit bei etw a 6 mag noch v or dem Er reichen des Helligkeitsmaximums mit ca. 5 mag im Oktober. Der K omet sollte dann in den Bildern des LASCO-K oronographen der SOHO-Sonde zu sehen sein.
Kurzperiodische Kometen
43P/Wolf-Harrington Der Komet 43P/Wolf-Harrington wird von Januar bis April mit etw a 12,5 mag bequem am Abendhimmel zu v erfolgen sein. Die Helligkeit verändert sich in diesem Zeitraum nur wenig.

sam schwächer w erdend, an den Abendhimmel.
69P/Taylor sollte im Jahre 2004 nominell nicht heller als 14 mag w erden. Bei seiner letzten Erscheinung 1998 wurde der K omet nicht heller als 15 mag v orher gesagt, k onnte jedoch bei 12,5 mag aufgefunden w erden. Die weiteren Beobachtungen ließen auch zwei mögliche Helligk eitsausbrüche erkennen. Unter Annahme der Aktivität von 1998 könnte 69P/Taylor durchaus 10 mag erreichen. Eine intensive Überwachung ist deshalb anzuraten. Der K omet wird ab August bis zum Jahresende in ausreichenden Höhen sichtbar sein.
Schlussbemerkung Visuelle und CCD-Photometrie der Kometen ist ein wichtiges und aufg rund der Menge an Objekten lohnendes

Betätigungsfeld für Amateure, die auch wissenschaftlich sinnvolle Arbeit leisten wollen. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der F achgruppe Kometen erhält der interessierte Beobachter gegen 1,53 in Briefmarken unter folgender Adresse: VdS-Fachgruppe Kometen, c/o Maik Meyer, Johann-Strauß-Str. 26, D-65779 Kelkheim/Ts., sowie auf der oben genannten Homepage der Fachgruppe Kometen.
Literaturhinweise [1] Marsden, B. G., Sekanina, Z., Everhart, E.:
New osculating orbits for 110 comets and analysis of original orbits for 200 comets. The Astronomical Journal, 83 (1978), 64-71. [2] Kammerer, A.: A simple approach to the prediction of visual tail lengths. in: Proc. of the 1st Meeting of European Planetary & Cometary Observers. Violau, 1992. [3] Green, D. W. E., Nakano, S.: ICQ Comet Handbook 2003.

29P/Schwassmann-Wachmann 1 welcher im Jahr mehrere Helligk eitsausbrüche aufweisen kann, die ihn durchaus bis zur 10. Größenklasse hell w erden lassen können, kann im Jahr 2004 zunächst nur im Januar am Abendhimmel beobachtet werden. Ab Juli wird er wieder beobachtbar und w andert vom Morgenhimmel bis Ende Dezember wieder um an den Abendhimmel, wobei er mit Höhen v on über 50 Grad auch für die visuelle Überw achung ideal platziert sein wird.
78P/Gehrels 2 Der Komet 78P/Gehrels 2 weist 2004 eine optimale Sichtbarkeit auf, die ihn bis zu 10 mag hell werden lassen sollte. Ab Juli wird er mit etwa 12 mag sichtbar und sollte im Oktober/November sein Helligk eitsmaximum erreichen, wobei er bequem in Höhen über 50 Grad um Mitternacht beobachtbar ist. Bis zum Jahresende be wegt er sich, lang-
VdS-Journal Nr. 13

Für Kometen, deren Bahnen sehr gut bestimmt werden können, wird eine Ermittlung der Werte 1/a für def inierte Zeitpunkte vor (orig) und nac h dem Perihel (future) durchgeführt (a ist da bei die große Bahnhalbachse). Dabei ist f estzustellen, dass sich die Werte für (1/a)orig zu einem großen Teil bei Werten deutlich unter 100 � 10-6 AE-1 konzentrieren. Dies veranlasste den Astronomen Jan Oort zu seiner Vermutung, dass sich dort, in einer Entfernung von 40.000 bis 100.000 AE, die Quelle der langperiodischen Kometen befinden soll - die später nac h ihm benannte ,,Oortsc he Wolke". Da K ometen nach ihrem ersten Periheldurchgang durch die Gr avitationswirkung insbesondere der großen Planeten gestört werden, wird sich der Wert 1/a ändern, so dass man an ihm a blesen kann, ob der K omet seine erste Passage (dynamisch ,,neu") durch das innere Sonnensystem macht oder bereits schon frühere Durchgänge erlebt hat (dynamisch ,,alt"). Vor einigen Jahren wurde eine Korrelation zwischen der Helligkeitsentwicklung und des dynamischen Alters festgestellt: Kometen, die als dynamisc h ,,neu" angesehen werden, weisen eine insgesamt unregelmäßige Helligkeitsentwicklung auf. Oft wird ein steiler Helligkeitsanstie g durch ein Sta gnieren unterbrochen; unrühmliche Beispiele sind C/1973 E1 (K ohoutek) und C/1989 X1 (A ustin). Die Begründung ist darin zu suchen, dass solche neuen Kometen sehr gasreich sind und zunächst bei der Annäherung an die Sonne stark heller werden, da dieses Gas sublimiert. Sind diese ersten Vorräte erschöpft, geht die Entwicklung auf ein niedrig eres Niveau zurück. Dies passiert meist ab Sonnenabständen von etwa 2 AE.

K O M E T E N + K L E I N P L A N E T E N 71

Astronomisches Radioprogramm
von Stefan Beck

Astronomie in Fernsehen und Radio hat in Deutschland leider nur einen sehr geringen Verbreitungsgrad. Dies ist in England und USA anders, gibt es doch dor t regelmäßige Fernseh- bzw. Radiosendungen. Der bekannte Kometenentdecker David H. Levy produziert in Amerika eine wöchentliche, 1-stündige Radiosendung mit Gästen. Dank Internet kann diese Sendung über die Adresse www.letstalkstars.com mitgehört werden. Allerdings werden die bisherigen Sendungen im Archiv vorgehalten und können ebenfalls mit dem Realpla yer auch Jahre nach der Ausstrahlung noch angehört wer-

den. Benutzt man zudem Linux am PC, so kann man mit ein paar kleinen freien Programmen diese Sendungen abr ufen und direkt als MP3-Datei für später speichern. Besonders die unterschiedlichen Themen und Gäste (zum Teil Live oder auch per Telefon) machen die Sendung sehr abwechslungsreich und interessant. Durch die K ontakte zum Mt. P alomar, Kometenbeobachtern und Sk y & Telescope gibt es einige Sendungen über Kometen. Bekannte Wissenschaftler wie Tom Gehrels, Rober t McNaught, Beobachter wie Ste ve O'Meara, K ometenent-

decker wie Carol yn Shoemaker, Jean Müller, Alan Hale, Rober t Jedicke, aber auch Journalisten von Sky & Telescope gehören zu den Gästen. Aktuelle Ereignisse (SOFI...) aber auch Einsteiger werden in den Sendungen nicht vergessen. Insbesondere für Kometenbeobachter gibt es einige ältere, sehr interessante Sendungen mit bekannten Entdeck ern. Alle Kometenbeobachter sollten einmal im Archiv nachschauen ob nicht die ein oder andere interessante Sendung dabei ist.

Von großen Planeten zu Asteroiden oder

wie man Kleinplanetenbeobachter wird

von Joachim Lorenz

In den vielen Jahren meiner Be geisterung zur Astronomie beschäftigte ich mich intensiv meist mit der visuellen Beobachtung von Objekten des Sonnensystems. Einen entscheidenden Zuw achs an Ergebnissen brachte der Einsatz einer Webcam. Diese Technik ist einerseits preiswert und er möglicht auf der anderen Seite erstaunliche Resultate, an die mit konventionellen Mitteln nie zu denk en war. Nachteilig ist aber , dass in unseren Breiten viel zu selten gutes Seeing her rscht. Ich stellte mir deshalb oft die F rage, was beobachtet man in den vielen anderen Nächten? Aus diesem Gr und war mein Ziel immer die Anschaffung einer ,,richtigen" CCD Kamera. Da ich nicht nur pretty pictures machen wollte, habe mich letztendlich für die duale Kamera ST -7 XE ohne Antiblooming-Gate von SBIG entschieden. Klar, als CCD-Anfänger belichtet man hauptsächlich Messier- und NGC-Objekte. In einer Nacht fielen mir aber am Rechner 4 Kleinplaneten auf, die zufällig zusammen in das Gesichtsfeld der CCD-Kamera passten. Tage später habe ich die Aufnahme mit dem Pro gramm ASTROMETRICA ausgewertet und w ar begeistert von den hin und her springenden Pünktchen. Spätestens zu diesem Zeitpunkt war ein neuer Kleinplanetenbeobachter geboren! In dem folgendem Beitrag möchte ich

meine Erfahrungen und das notw endige Equipment beschreiben, w elches man dazu braucht.
Teleskop, Montierung und Kamera Es ist jedes Teleskop verwendbar, es muss nur sauber und v or allem ausreichend montiert sein. Besser eine kleinere Optik, die stabil ist, als ein Fernrohr mit größerer Öffnung, das ständig w ackelt. Eine Fernrohrsteuerung ist von großem Vorteil, damit man leichter positionieren kann. Ich verwende einen Eigenbau-Ne wton (300 mm, f/6) auf einer Alt-5-Montierung mit einer FS2, alles gesteuer t über das Planetariumsprogramm Guide [1] und einem Laptop. Das ganze steht in einer kleinen Beobachtungshütte mit abf ahrbarem Dach. Zur Bildaufnahme sind alle gängigen CCD-Kameras geeignet, für astrometrische Auswertungen sollte auf ein

Abb. 1: Point Spread Function (PSF) in Astrometrica, links: Hot-Pixel, rechts: Kleinplanet 2002 YX 11
Antiblooming-Gate verzichtet werden. Von großem Vorteil ist eine elektronische Nachführung, denn dadurch erhöht sich die Genauigkeit und damit auch die Grenzgröße. Für eine e xakte Positionsbestimmung der Kleinplaneten ist eine sekundengenaue Zeitangabe bei der Aufnahme erforderlich. Eine PC Funkuhr, die bei jedem Systemstart und in v oreinstellbaren Intervallen die genaue Zeit des Rechners mit dem DCF-77 Signal abgleicht (Conrad Electronic, ca. 15 EUR) ist dabei sehr hilfreich.
Vorbereitung der Beobachtung Zunächst werden die Beobachtungsobjekte ausgesucht. Sehr zu empfehlen ist dabei das Pro gramm EasySky [2]. Über spezielle Filter können Kleinplaneten, sortiert nach Helligkeit, Typ, Eigenbewegung und vielen anderen Kriterien angezeigt werden. Außerdem arbeitet das Programm

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Abb. 2: Referenzsterne der Aufnahme
mit der Datei MPCORB , welche die aktuellen Bahnelemente v on Kleinplaneten enthält. Diese wird v om Minor Planet Center (MPC) [3] per Internet abgerufen.
Aufnahmetechnik Um die Genauigk eit der späteren Positionsmessungen (besser als 1 Bo gensekunde!) einzuhalten, empf iehlt sich ein Abbildungsmaßstab von etwa 2-3 Bo gensekunden pro Pix el. Es w erden 2 oder 3 Aufnahmen pro Objekt in einem zeitlichem Abstand belichtet. Der Zeitraum muss so bemessen w erden, dass sich je nach der Größe der Eigenbe wegung eine messbare Distanz ergibt. Mit welchen Kleinplaneten fängt man an, um die Beobachtungstechnik zu erler nen? Aus meiner Sicht sollten diese mindestens 2 Größenklassen heller als die Grenzg röße des verwendeten Equipments sein. Beispielsweise für ein 20-cm-T eleskop unter durchschnittlichen Bedingungen bei 2,5 Minuten Belichtungszeit ca. 15 mag. Das Objekt muss eindeutig erk ennbar sein und einen ausreichenden Signal/Rausch-Abstand (SNR) haben. Die Belichtungszeit ist so zu wählen, dass der Kleinplanet noch punktför mig bleibt. Ist das Objekt schneller , muss kürzer belichtet werden. Hier besteht die Möglichkeit von Serienaufnahmen, die dann auf das Objekt zentrier t und addier t werden. Damit kann man auch von schnellen Kleinplaneten längere Belichtungszeiten erreichen (Informationen dazu in [4]).
VdS-Journal Nr. 13

Auswertung der Aufnahmen Als erstes w erden die bei CCD-Aufnahmen üblichen Schritte durchgeführ t, also Dunkelbild- und Flatf ieldkorrektur. Weitere Bildbearbeitung wie z. B . das Schärfen darf nicht durchgeführ t werden, da damit die Genauigkeit verfälscht wird. Dann erfolgt das Wichtigste - die Identifikation des be wegten Objektes. Dazu und v or allem für die spätere Positionsbestimmung verwende ich das Programm Astrometrica für Windows [5], was eigentlich keine Wünsche offen lässt. Mit dem inte grierten Blinkkomperator wird auf einf ache Weise der gesuchte Kleinplanet recht schnell gefunden, sofer n er nicht sehr schw ach ist oder sich in unmittelbarer Nähe v on helleren Ster nen befindet. Natürlich kann man am Anfang auch auf Artefakte oder Hot-Pixels im Bild herein-
Abb. 3: Identifikation von 2003 DH 22

fallen, aber bereits nach kurzer Zeit ist man in der Lage, sicher zu unterscheiden, ob es ein reales Objekt ist oder nicht. Sehr hilfreich ist die Anzeige einer PSF-K urve (Point Spread Function), mit w elcher eine Darstellung der Helligk eitsverteilung punktförmiger Lichtquellen möglich ist. Ausführliche Informationen dazu sind in [6] zu f inden. Die Abbildung 1 zeigt hier den Unterschied mit den je weiligen PSFKurven. Links ein helles Pix el, rechts ein Kleinplanet.
Positionsbestimmung Die Position wird in Astrometrica mit Hilfe eines elektronischen Sternkataloges durchgeführt. Ich verwende den Katalog USNOA2.0 [7] mit r und 500 Mio. Ster nen (Speicherbedarf 6 GB). Im Prinzip wird das CCD Bild mit den Referenzsternen des Sternkataloges verglichen und exakt in dessen Koordinaten eingeordnet. Voraussetzung ist die genaue Definition von Aufnahmezeit, Pixelgröße, Positionswinkel der Kamera und Brennweite im Setup von Astrometrica. Jetzt werden nur die Koordinaten der CCD Bildmitte eingegeben (oder die Bezeichnung eines bekannten Kleinplaneten auf der Aufnahme) und der Rest geschieht automatisch. Das Pro gramm findet eine große Anzahl von Referenzsternen. Man kann die Aufnahme aber auch von Hand in die Referenzkarte einrichten. Ein Beispiel zeigt die Abbildung 2. Nun wird das v orher identifizierte Objekt ausgewählt. Es können zusätzlich alle bekannten Kleinplaneten und deren Abweichungen zur markierten Stelle angezeigt werden. Sind die Bahndaten recht sicher, ist der Offset in Rektaszension und Deklination meist sehr gering. Spätestens hier wird deutlich, w arum eine aktuelle MPCORB Datei wichtig ist. Die Abbildung 3 zeigt eine solche Aufstellung.

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MEADE und M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. � USA und ausgewählte Länder. (C) 2003 Meade Instruments Corp. Alle Rechte vorbehalten. Änderungen und Irrtümer vorbehalten. Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet.

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Bei Objekten, deren Bahnbo gen seit der Entdeckung noch recht klein ist, können aber durchaus auch g rößere Abweichungen auftreten. Wird der gefundene Kleinplanet akzeptiert, erfolgt eine automatische Übernahme der gemessenen Daten in ein Report File. Ich kannte aus der Literatur und v on den Erzählungen alteingesessener Kleinplanetenjäger die oft er müdende Suche auf Fotoplatten und die anschließende zeitaufwändige Vermessung. Das ist jetzt am Rechner nahezu ein Kinderspiel! Sofer n die genannten Schritte ge wissenhaft durchgeführt werden, erhält man sehr genaue Positionen.
Mitteilung ans MPC Was passiert nun mit den er mittelten Positionen? Diese w erden an das MPC gemailt. Dabei ist ein genau beschriebenes Datenformat einzuhalten, aber dank Astrometrica kein Problem, denn hier werden die Daten im Report File in genau der richtigen Form aufbereitet und können direkt aus dem Pro gramm gesendet w erden. Je Objekt sind mindestens 2 P ositionen pro Nacht zu über mitteln. Jede Beobachtungsstation erhält nach der ersten Einsendung einen so genannten Obser ver-

Code, den das MPC v ergibt. Wichtig ist die Angabe des geo grafischen Standortes auf mindestens 0,1 Bogenminuten genau. Im Übrigen hat das MPC eine ganze Reihe von speziellen Diensten, v on denen man eine Fülle v on Informationen bekommt. Diese reichen v on den aktuellen Bahndaten, Tipps für Anfänger, Suchgeneratoren bei Neuentdeckungen bis hin zu Übersichten über die Genauigk eiten der eingesandten Positionen. Sehr zu empfehlen ist die Pub likation Guide to Minor Body Astrometry [8] des MPC, w o alle wichtigen Dinge der Kleinplanetenbeobachtung zusammengefasst sind.
Zusammenfassung und Ausblick Die Beobachtung v on Kleinplaneten und deren Positionsbestimmung ist für den Amateur mit dem heute zur Verfügung stehenden Equipment k eine schwierige Angelegenheit mehr. Mit moder nen Programmen ist eine genaue Astrometrie in kurzer Zeit am PC möglich. Sicherlich besteht auch immer der Wunsch nach einer eigenen Neuentdeckung, aber mit durchschnittlicher Ausrüstung unter dem vielerorts nicht mehr ganz dunklen Himmel, gehört dazu angesichts der immer mehr w erdenden automatischen

Himmelsüberwachungen wie LINEAR, Spacewatch, NEAR us w. schon eine gehörige Portion Glück. Ein spannendes Betätigungsfeld mit durchaus wissenschaftlichem Nutzen ist es aber allemal. Ich hoffe, der Beitrag hat einige Vorurteile oder Befürchtungen genommen und ist Anreiz für andere Amateure, sich mit diesem interessanten Gebiet der Astronomie zu beschäftigen. Für Fragen und Anregungen steht jedem Interessier ten auch die Fachgruppe Kleinplaneten der VdS zur Verfügung.
Literaturhinweise [1] Gray, B.: www.projectpluto.com [2] Busch, M.: www.easysky.de [3] Minor Planet Center, MPCORB:
ftp://www.astro.cz./mpcorb/ [4] Lehmann, G., 2003: Astrometrie schwieriger
Kleinplaneten, VdS-Journal 10 (I/2003), 56 [5] Raab, H.: www.Astrometrica.at [6] Raab, H., 2003: Erfassung u. Vermessung
lichtschwacher Punktquellen, VdS-Journal 11 (II/2003), 56 [7] US Naval Observatory: www.usno.navy.mil/ [8] Minor Planet Center: cfawww.harvard.edu/iau/info/Astrometry.html

Recovery eines NEA's -
ein Kurzbericht aus meiner astrometrischen Arbeit!
von Erich Meyer
Mit dem 60-cm-Spie gelteleskop unserer Privatsternwarte in Da vidschlag, Österreich, habe ich mich auf die astrometrische Verfolgung von NEA's spezialisiert. NEA's sind Near Ear th Asteroids, die während ihres Umlaufes um die Sonne der Erde teilweise sehr nahe kommen können.

Eine besondere astrometrische Spezialität ist die Wiederentdeckung solcher NEA's in der zweiten Opposition, die v om MPC (Minor Planet Center, Sitz in Cambridge USA) mit einem eigenen MPEC (Minor Planet Electronic Circular) ,,belohnt wird. Dazu arbeite ich intensiv mit Reiner Stoss vom DANEOPS-Team zusammen (D ANEOPS = DLR-Archenhold Near Ear th Objects Precovery Survey). Er machte mich auf die Wiederentdeckungsmöglichkeit von 2001 SJ276 aufmerksam. Die Wiederentdeckung dieses erdbahnkreuzenden Asteroiden war Ende April 2003 kurz v or dem Dämmer ungsbeginn
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Abb. 1: 60-cm-Teleskop mit Erich Meyer, Rudolf Pressberger und Erich Obermaier (von links nach rechts)

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möglich. Ein kurzer Blick auf die Ephemeride zeigte schnell, dass das, wenn überhaupt möglich, ein sehr schwieriges Unternehmen werden würde. Der Asteroid war mit einer Helligk eit von nur +20 mag vorausgesagt, hatte eine sehr hohe Eigenbewegung und be wegte sich im Sternbild Schlangenträger in einer überaus sternenreichen Gegend. Es w ar also eine fast unlösbare Aufgabe! Die erforderlichen Aufnahmen gelangen mir Anfang Mai in den Mor genstunden mit meiner ST -6 an unserem 60-cmSpiegelteleskop in zw ei sehr klaren Nächten. Ich belichtete mehr mals jeweils 120 s und addier te mit dem Pro gramm ASTROMETRICA die Einzelaufnahmen. Die Ernüchterung war groß, als ich die kombinierten Aufnahmen am Bildschir m betrachtete. Die Vermessungssoftware wies mehr als 1.200 Referenzster ne aus und das bei einer Bildfeldg röße von nur 11' x 16'! Es war unmöglich auf den überaus sternendichten Aufnahmen das Objekt zu finden. Oder doch? Tags darauf unternahm ich nochmals einen Versuch zur Identif ikation. Tatsächlich, ich konnte zwischen den Ster nen ein winziges sich be wegendes Lichtpünktchen

Abb. 2: Bahn des Kleinplaneten 2001 SJ276 im inneren Sonnensystem

ausmachen! Der Asteroid war gefunden! Nach einigen Mühen gelang mir danach die Positionsbestimmung des Asteroiden. Von Reiner Stoss waren die Positionen mit einer genauen Bahn verbesserungsrechnung rasch auf ihre Genauigk eit hin überprüft und der Zusendung an das MPC

stand nichts mehr im Wege. Im MPEC 2003-J23 v om 5.5.2003 ist die Wiederentdeckung entsprechend dokumentiert. Es kann unter der Adresse h t t p : / / c f a - w w w. h a r va r d . e d u / i a u / m p e c / K03/K03J23.html eingesehen werden.

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Abb. 1: Merkurdurchgang am 7.5.2003 um 10:19 UT, Okularprojektion mit 25-mm-Okular am Celestron-5Schmidt-Cassegrain-Teleskop. Aufnahme mit Digitalkamera Nikon Coolpix 995. Aufnahme von Dieter Girrbach.

Merkurdurchgang 2003 -
ein letzter Blick zurück
von Frank Wagner, Dieter Girrbach und Axel Tute
Liebe Leserinnen und Leser , hier noch einige nachgereichte Eindrücke vom Merkurdurchgang am 7. Mai 2003. (Red.) Frank Wagner schreibt: ,,Hallo Sternfreunde, ich habe den Artikel im VdS-Journal II/2003 gelesen, und ich hatte Glück mit dem Wetter. Ich habe einige Abzüge meiner Dias beigele gt. Zum Einsatz kam ein Vixen 102M-Refraktor. Den Merkurtransit habe ich in Linsburg in der nähe v on Nienburg/Weser aufgenommen. ... Als Film wurde ein K odak Elite Color 100 v erwendet, den Merkurtransit habe ich mit einem 17-mm-Plössl-Okular in Okularprojektion aufgenommen. Die par tielle Sonnenfinsternis..."(s. an anderer Stelle in dieser Ausgabe, Anm. d. Red.) Dieter Girrbach schreibt: ,,Sehr geehrte Sternfreunde, anbei erhalten Sie eine Aufnahme vom diesjährigen Merkurdurchgang, kurz vor dem Austritt um 12:19 MESZ. Die Aufnahme wurde mit einem Celestron5 unter Verwendung eines 25-mm-Okulares mit einer Nilon Coolpix 995 gewonnen...." Axel Tute reichte die Bildkomposition in der Abbildung 3 ein.

Abb. 2a (unten links): Merkurdurchgang am 7.5.2003 um 10:25 UT, 1/250 Sekunde belichtet mit einem 100-mm-Refraktor durch einen ND3-GlasSonnenfilter und Okularprojektion mit einem 17-mm-PlösslOkular. Aufnahme von Frank Wagner.
Abb. 2b (unten rechts): Daten wie Abb. 2a, aber um 10:31 UT.

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Abb. 3: Dem Tropfenphänomen auf der Spur war Axel Tute, zwischen 10:26:43 und 10:27:39 UT nahm er den 3. Kontakt des Merkurtransits vom 7. Mai 2003 unter die Lupe. Er arbeitete mit einer ToUCam Webcam an einem Celestron 8 (f/10), das mit einer AstroSolar-Sonnenfilterfolie bestückt war. Die 2,5-fach nachvergrößerten Bildausschnitte bearbeitete er mit unscharfer Maskierung.

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Die ringförmige Sonnenfinsternis am 31. Mai 2003
oder die gedämpfte Atmosphäre - 35 Bilder, 23 Autoren, 9 Texte
von Werner E. Celnik, Stefan Binnewies, Roland Braun, Hartmut Bretschneider, Rolf Girßmann, Dieter Girrbach, Paul Hombach, Michael Hoppe, Wolfgang Kriebel, Stefan Kunz, Dirk Lucius, Peter Niepoetter, Hans Ophey, Tobias Pfaff, Ulf Poschmann, Matthias Puhlmann, Rainer Schendel, Markus Schütt, Jürgen Schulz, Karlheinz Seeger, Norbert Thiel, Heiko Ulbricht, Frank Wagner

Spannend wurde die

Sonnenfinsternis

nicht, weil sie ring-

förmig war. Diese

Phase war in Mittel-

europa gar nicht zu

sehen, sondern viel-

mehr im Nordatlan-

tik (Island, Grön-

land, Nordzipfel der

britischen Inseln).

Sie war spannend,

weil sie bei einem

sehr hohen Bedec-

kungsgrad direkt am

Horizont stattfand

und die Sonne teil-

verfinstert aufging.

Der engagierte

Beobachter musste

erstens früh raus

und zweitens sich

einen Beobacht-

ungsplatz mit freier

Horizontsicht nach

Nordost suchen. Die

Witterung war meist

leider gar nicht gut.

Es war feucht in

Deutschland. Außer

der

immerhin

lückenbehafteten Bewölkung machte vielerorts Bodennebel den Beobachter n und Geräten zu schaf fen. Trotzdem oder vielleicht auch gerade deshalb gelangen wunderschöne astronomische Naturaufnahmen in einer feuchtigk eitsgeschwängerten Morgenatmosphäre, die wir Ihnen nicht vorenthalten wollen.
,,Auf dem Plateau des nahen K eilberges (bei Schneeberg) war uns das Wetter äußerst wohlgesonnen. Hier wurde der Refraktor AS 63 mm / 840 mm aufgestellt. Im Fokus wurde eine Praktika LTL mit 2fach-Konverter befestigt. Sie war mit Agfa CT precisa 100 bestückt. Wegen des Dunstes erfolgten die Aufnahmen bei Sonnenaufgang ohne Objekti vfilter. Das Foto entstand um 05:10 MEZ. (Har tmut Bretschneider). Kamera: REVUEFLEX TL25 mit einem 4/200-mm-Teleobjektiv. Belichtungszeit: 1/30 s, F ilm: Kodak EBX 100 ASA Diafilm, Aufnahmeort: Landberg bei Freital (450 m über NN), Anmerkung: Der Dunst in der Nähe des Horizontes w ar so stark, dass diese Aufnahme gänzlich ohne Filter gemacht wurde! (Heiko Ulbricht) Kamera: Canon T 60, Teleobjektiv Exakta (1:8) f = 500 mm, Blende 8-32 zwischen 1/60 und 1/1.000 s auf K odak 100 ohne

Abb. 1: 2:52 UT, Matthias Puhlmann verwendete ein Teleobjektiv 1:5,6/ 250 mm, ohne Filter, Stand-ort war Jüterbog (52 Grad n.Br., 13 Grad ö.L.)
Abb. 2: 4:10 UT, Hartmut Bretschneider arbeitete mit einem Refraktor AS 63 mm / 840 mm und einer Kamer a mit 2-fachKonverter im Fokus des Teleskops, Aufnahme auf Agfa precisa 100, ohne Filter, Standort war Schneeberg.
Abb. 3: Heiko Ulbricht belichtete mit einer Kamera mit 1:4 / 200 mm Teleobjektiv 1/30 s auf Kodak EBX ISO 100 Diaf ilm ohne Filter, Standort war Landberg bei Freital.
Abb. 4: 3:00 UT, Stefan Kunz belichtete automatisch mit Spotmessung und Korrektur +2EV, ohne Sonnenfilter, Standort war Roßtrappe oberhalb Thale/Harz.
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Abb. 5: Markus Schütt verwendete ein Teleobjektiv 1:8 / 500 mm und Kodak 100 Farbfilm ohne Filter. Hier ein Bild aus seiner Fotoreihe, die er bei Blenden zwischen 8 und 32 und 1/60 bis 1/1.000 s Belichtungszeit schoss. Standort war Kiel.
Abb. 6: Rainer Schendel gewann dieses Stimmungsbild mit einem 500-mmTeleobjektiv. Er belichtete 1/250 s, Standort war Berlin.

Filter, Aufnahmeort Kiel (Markus Schütt) Ich schicke Ihnen die Schnappschüsse von ... der par tiellen Sinnenfinsternis... (Sie) war in Berlin sehr gut zu sehen und es w ar ein besonders erhebender Anblick, besonders zu Be ginn der Sonnenf insternis. Ich muss jedoch zu den Bilder n sagen, dass dies meine ersten Gehv ersuche auf dem Gebiet der Astrofotografie sind, also nicht allzu streng mit der Be wertung sein.... (Rainer Schendel) Die Aufnahmen auf der ,VdS-Ster nwarte Volkssternwarte Kirchheim' in Thüringen entstanden durch Mittelung v on je 10-15 Bildern aus der gesamten Videosequenz des Sonnenaufgangs. F olgende Technik kam zum Einsatz: Refraktor Zeiss AS 110 mm / 1.650 mm, 3-CCD-Mini-D V-Camcorder Sony TRV 900E hinter 80-mmOkular, Belichtungszeit 1/10.000 s. Die Extraktion der Einzelbilder aus dem D VAVI erfolgte mit dem Pro gramm Magix

deluxe. Für die anschließende Mittelung wurde die F reeware Giotto v on Georg Dittie verwendet. J. Schulz w ar Kameramann, T. Pfaff bearbeitete das Video. (Jürgen Schulz, Tobias Pfaff) Obwohl ich angesichts der Wettersituation nicht damit gerechnet hatte, konnte ich die SoFi gut beobachten und fotografieren. Es hat viel Spaß gemacht... Aufgrund von ein paar leichten Wolken und Dunst w ar der Aufgang der par tiell verfinsterten Sonne ein sehr f arbenprächtiges und beeindruckendes Erlebnis! So schön hatte ich mir die SoF i wirklich nicht v orgestellt. (Michael Hoppe) Es war faszinierend, wie sich ge gen 5:35 MESZ aus der horizontnahen Wolkenschicht die Sonnensichel herausschälte. Das Farbenspiel kann mit einem Werkstück verglichen werden, welches von einem Schmied bearbeitet wird. Durch den noch vorherrschenden Dunst k onnte ohne Filter fotografiert werden. Danach tauchte das ,Sonnenhörnchen' wieder in die Wolkenschicht zurück, um um 6:04 MESZ wieder hervorzutreten. Ab diesem Zeitpunkt wurde F ilterfolie verwendet.
Abb. 7 (links): 3:18 UT, Stefan Kunz belichtete automatisch mit Spotmessung und Korrektur +2EV, Standort war Roßtrappe oberhalb Thale/Harz.

Abb. 8: 3:35 UT, Frank Wagner belichtete 1/8 s auf Kodak Elite 100 Farbfilm an einem 4-Zoll-Refraktor mit 1 m Brennweite. Standort war Wietzen.
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Abb. 9: Stefan Binnewies fertigte eine kleine Reihenaufnahme auf Fuji Velvia Rollfilm bei 840 mm Brennweite an. Standort war die Küste bei Wilhelmshaven.

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Abb. 10a-h: Jürgen Schulz und Tobias Pfaff gewannen diese Fotoreihe mit einem 3-CCD-Camcorder hinter dem 80-mm-Okular eines Refraktors AS 110 mm / 1650 mm. Die Belichtungszeit betrug jeweils eine 1/10.000 s. 10 bis 15 Bilder aus dem Videostrom wurden jeweils zu den Ergebnisbildern zusammengefasst. Aufnahmestandort war die Sternwarte Kirchheim / Thüringen.
Zum Ende der F insternis zogen wieder Wolkenfetzen vor die Sonnenscheibe. Zur Anwendung kamen ein 60-mm-Refraktor und ein 300-mm-Tele, 25-mm-Okular und Digitalkamera Nikon Coolpix 995 in Okularprojektion, Landschaftsaufnahmen machte ich mit einem 70-mm-Zoom-Tele, Belichtungszeit 1/125s, K odak Dia 100. (Dieter Girrbach) Die Sonnenfinsternis wurde mit einem 12Zoll-SC-Teleskop aufgenommen, die Brennweite mit einer Shaple y-Linse von 3.000 mm auf 2.000mm reduziert, Film: TP2415, Ort: Petershagen. (Peter Niepoetter) Genau bei Sonnenaufgang stehe ich im Nebel. Das Wasser läuft außen am Teleskop in kleinen Bächlein her unter und bildet kleine Lachen auf dem Boden. Es geht so schnell, dass ich k eine Zeit habe, das für Beobachtungen und F otografien vorbereitete Teleskop abzudecken. So

stehe ich hier auf dem Rheindeich am Rande von Rheinberg inmitten eines Dunst-Sees, dessen Wellen im leichten Morgenwind mal höher, mal tiefer wogen. Glücklicherweise zeigt die Bewölkung tendenziell immer mehr Lück en in Richtung Nordost, wo soeben die unten rot, oben orange verfärbte Sichel der elliptisch v erformten Sonne aus einer tief am Horizont kauernden Wolkenbank aufgeht. Leider ist damit der Zeitpunkt des g rößten Bedeckungsgrades bereits v orüber. Das macht aber nichts, denn der Anblick dieses Ereignisses in dieser Nebelstimmung im fahlen Morgenlicht ist majestätisch. Ich schaue noch eine Weile zu wie die Sichel immer breiter wird, je höher die Sonne sich aus dem Dunst erhebt, und schließlich zu einer runden Scheibe wird , von der nur noch ein kleines Stück abgeknabber t scheint. Doch, ja, ich habe auch einige Aufnahmen gemacht. - Eigentlich Nebensache. Ganz still pack e ich meine Sachen zusammen und f ahre auf dem Rückw eg nach Hause noch beim Bäck er vorbei - wegen der frischen Brötchen... Werner E. Celnik

Abb. 11: Wolfgang Kriebel gewann diese Aufnahme der ,,schwimmenden Sichel mit einem Teleobjektiv 1:5,6 / 400 mm auf Fuji Superia 100 F arbdiafilm. Standort war Osterwaal, 50 km NNO von München (48,583 Grad n.Br., 11,717 Grad ö.L.).
Abb. 12: Markus Schütt verwendete ein Teleobjektiv 1:8 / 500 mm und Kodak 100 Farbfilm ohne Filter. Hier ein Bild aus seiner Fotoreihe, die er bei Blenden zwischen 8 und 32 und 1/60 bis 1/1.000 s Belichtungszeit schoss. Standort war Kiel.
Abb. 13: 3:32 UT, Norbert Thiel fotografierte die aufgehende Sonnensichel mit einem 35-mm-Objektiv bei Blende 8 auf Agfa Precisa 100 Farbfilm. Standort war Bornum/Elm bei Braunschweig.
Abb. 14: Michael Hoppe fotografierte mit einem 130-mm-EDF-Refraktor mit Focal Reducer und einer resultierenden Brennweite von 585 mm ohne Filter auf Elitechrome 100 Farbdiafilm. Standort seiner Beobachtungsgruppe war Ennepetal.
VdS-Journal Nr. 13

80 S O N N E

Abb. 18 (rechts): Angelika Hoppe hielt die Beobachtungssituation fest. Sie belichtete 1/60 s mit einem 28-mm-Weitwinkelobjektiv bei Blende 4 auf Elitechrome 100 Farbdiafilm. Standort der Beobachtergruppe war Ennepetal.
Abb. 19 (unten links): Rolf Girßmann erwischte die bereits höher stehende Sonnensichel in einer Wolkenlücke. Er verwendete für seine Aufnahme ein 300-mm-Teleobjektiv und fotografierte ohne Filter auf Fuji 200S Farbfilm. Standort war Boostedt bei Neumünster / Schleswig-Holstein.
Abb. 20 (unten rechts): 3:46 UT, Ulf Poschmann belichtete die Sonnensichel im Morgennebel über einer Baumgruppe mit einen 270-mmObjektiv bei Blende 5,6 1/60 s auf Fuji ISO100 Farbdiafilm. Standort war Girbelsrath bei Düren.
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 15 (oben links): 3:35 UT, Karlheinz Seeger belichtete mit einem 400-mmTeleobjektiv automatisch auf Agfa Vista 100 Farbfilm. Standort war der Flugplatz Wächtersberg bei Nagold.
Abb. 16 (oben rechts): Roland Braun nahm die Sonnensichel über der neb ligen Morgenlandschaft auf. Er belichtete bei einer Brennweite von 100 mm 1/125 s. Standort war Leutkirch im Allgäu.
Abb. 17 (links): 3:35 UT, Werner E. Celnik verwendete für diese Aufnahme der gerade aufgegangenen Son-nensichel ein 220 mm / 1880 mm Schmidt-Cassegrain-Teleskop ohne Filter und einen Fujichrome ISO 50 Farbdiafilm (6x6). Standort war Rheinberg am Niederrhein.

Abb. 21: Dirk Lucius hielt die Finsternissituation fest als die Sonne schon etwas Höhe erreicht hatte. Er verwendete ein Casio 3500EX, 110 mm Brennweite bei f/2, belichtete 1/30 s, Standort an der Püntefähre südlich von Leer.

Abb. 22: 3:35 UT, Dieter Girrbach verwendete für diese Aufnahme des abziehenden Mondes einen 60-mm-Refraktor und eine Digitalkamera Coolpix 995 hinter einem 25-mmOkular. Standort war Hildrizhausen.

S O N N E 81

Abb. 23: Peter Niepoetter setzte ein 12-Zoll-Schmidt-CassegrainTeleskop mit einer brennweitenverkürzenden Shapley-Linse ein. Er fotografierte die teilverfinsterte Sonne mit Sonnenflecken auf Technical Pan 2415 Film bei einer Brennweite von 2 m. Standort war Petershagen.

Abb. 24: 4:05 UT, Werner E. Celnik belichtete ohne Filter die schon höher stehende noch teilverfinsterte Sonne mit einem 220 mm / 1880 mm Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit 2-fachTelekonverter auf Fujichrome ISO 50 Farbdiafilm (6x6) 1/500 s. Standort war Rheinberg am Niederhein.

Abb. 25: Markus Schütt verwendete ein Teleobjektiv 1:8 / 500 mm und Kodak 100 Farbfilm ohne Filter. Hier ein Bild aus seiner Fotoreihe, die er bei Blenden zwischen 8 und 32 und 1/60 bis 1/1.000 s Belichtungszeit schoss. Standort war Kiel.

Abb. 26: Karlheinz Seeger belichtete die hochstehende teilverfinsterte Sonne in einer Wolkenlücke mit einem 400-mm-Teleobjektiv 1/1.000 s ohne Filter auf Agfa Vista 100 Farbfilm. Standort war der Flugplatz Wächtersberg bei Nagold.
VdS-Journal Nr. 13

82 S O N N E + S T E R N B E D E C K U N G E N

Abb. 27 (links): 4 Uhr UT, Paul Hombach von der Volkssternwarte Bonn e.V. und die ,,Bonner Dreifachbedeckung"! Drei Objekte sind vom Bonner Alten Zoll aus vor der Sonne zu sehen, v.l.n.r.: Der Neumond, ein nach links fliegendes Flugzeug und ein nach rechts abziehender Heißluftballon. Einzelbild aus Digital-Video, gefilmt mit einer Canon MV30i durch einen 80 mm / 640 mmFluorit-Refraktor mit 22-mm-Plössl-Okular bei ca. 6-fach optischem Zoom. Die Ballonfahrer haben sich inzwischen bei der VStw Bonn gemeldet!
Abb. 28 (rechts): 4:20, Hans Ophey belichtete die letzte Aufnahme unseres Albums 1/2.000 s ohne Sonnenf ilter durch die dunstige Atmosphäre. Er setzte eine Kamera hinter sein 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop und verwendete Kodak Farbwelt 100 Farbnegativfilm. Standort war Kevelaer.

MOONLIMB: Mondrandprofile aus

Sternbedeckungs-Beobachtungen

von Dietmar Büttner

Bei Sternbedeckungen durch den Mond gilt im Moment des Ein- bzw. Austritts des Sterns am Mondrand eine def inierte Beziehung zwischen den P ositionen des Sterns, des Beobachters und des Mondes. Da heute die Positionen der Sterne und des Mondes mit sehr hoher Genauigk eit bekannt sind, kann aus genügend vielen Bedeckungs-Beobachtungen ein librationsabhängiges Profil des Mondrandes abgeleitet werden. In der Analyse des Autors wurden insgesamt 319.144 Beobachtungen v on totalen und streifenden Ster nbedeckungen aus dem Zeitraum 1962-2001 v erarbeitet. Dabei wurden Beobachtungen berücksichtigt, die am Royal Greenwich Observatory (RGO) und am Inter national Lunar Occultation Center (ILOC) in Tokio sowie durch die International Occultation Timing Association (IOTA) gesammelt wurden. Besonders erwähnenswert sind die 17.161 Beobachtungen streifender Ster nbedeckungen aus den Jahren 1963-1980. Diese Daten wurden am RGO gesammelt, sind heute jedoch dor t nicht mehr in maschinenlesbarer Form vorhanden. Vor allem durch den persönlichen Einsatz mehrerer Mitglieder, aber auch durch f inanzielle Mittel der IO TA/ES wurden die auf Microfiches vorliegenden Daten in mühevoller Kleinarbeit digitalisier t. Damit stehen sie jetzt der inter nationalen Fachwelt wieder computerlesbar zur Verfügung. Für alle Beobachtungen wurde zunächst der theoretische Abstand des Ster ns vom

mittleren Mondrand zum Bedeckungszeitpunkt als Residual berechnet. Hierfür wurden die Ster npositionen aus dem Hipparcos-Katalog im System ICRF in Verbindung mit den Mondpositionen aus der Ephemeride DE/LE 405 des Jet Propulsion Laboratory verwendet. Nach der Eliminierung stark abweichender

Beobachtungen erfolgte anhand der Residuals in einem Positionswinkelbereich von +-30 Grad um den nördlichen bzw . südlichen Mondpol eine Rek onstruktion des Randprofils. Der Bezug ist ein Raster aus insgesamt 85 K ombinationen von Librationsstreifen in Länge und Breite, in denen die Residuals in einer P ositionswinkel-

Abb. 1: Darstellung aller verfügbaren Beobachtungen für die Libration L = +4 Grad und B = -6 Grad über den gesamten Umfang des Mondrandes. Jeder Punkt steht für eine einzelne Beobachtung. Großräumige und einige kleinere Profilkonturen sind gut zu erkennen. Die Beobachtungen bestätigen sich gegenseitig größtenteils recht gut, aber auch einige Ausreißer sind erkennbar. Weiterhin sieht man die ungleichmäßige Verteilung der Beobachtungen; die zahlreichen Beobachtungen am östlichen (vorangehenden) Rand resultieren aus Eintritten, die wesentlich häufiger als Austritte beobachtet werden.

VdS-Journal Nr. 13

S T E R N B E D E C K U N G E N 83

Abb. 2: Ergebnis der Profilableitung am Südrand des Mondes für die Libration L = +4 Grad , B = +7 Grad . Jeder dargestellte Profilpunkt resultiert i. a. aus mehreren benachbarten Beobachtungen von Sternbedeckungen. Entsprechend der Verfügbarkeit von Beobachtungen können oft längere zusammenhängende Profilsegmente rekonstruiert werden, während an anderen Stellen wegen des Fehlens von Beobachtungen keine Profilableitung möglich ist.

Abb. 3: Beispiel für ein MOONLIMB-Profil am Nordrand des Mondes bei der Libration L = +8 Grad , B = - 6 Grad . Typischerweise sind die Profile am nördlichen Mondrand wesentlich flacher als in der Südpolregion.

Schrittweite von 0,2 Grad gemittelt wurden. Aus 49.561 v erwendeten Beobachtungen wurden insgesamt 17.347 Prof ilpunkte für den Nord- bzw . für den Südrand des Mondes abgeleitet. Damit sind etw a 30 % der theoretisch möglichen Anzahl von 51.000 Profilpunkten für das ge wählte Raster der Librationen und P ositionswinkel in den beiden P olregionen abgedeckt. Alle Berechnungen wurden durch

den Autor mit selbst entwickelter Software realisiert. Die Daten w erden primär durch Dr . E. Riedel von der IO TA/ES im Pro gramm GRAZEREG zur Vorhersage streifender Sternbedeckungen verwendet. Durch die verbesserten Randprofile ist eine höhere Zuverlässigkeit der Vorhersagen möglich, so dass sich die Erfolgschancen bei Expeditionen zur Beobachtung streifender

Sternbedeckungen erhöhen. Die erste MOONLIMB-Version des Autors, die noch auf Ster npositionen aus dem PPMKatalog basierte, wurde bereits seit 1997 im Programm GRAZEREG genutzt. Die neuen Daten wurden erstmals mit den Vorhersagen für 2003 v erwendet. Eine weitere mögliche Anwendung der neuen Mondranddaten sind Analysen von Beobachtungen des Perlschnur-Phänomens bei totalen bzw . ringförmigen Sonnenfinsternissen. Mit ihnen können die gelegentlich vermuteten zeitlichen Variationen des Sonnenradius überprüft werden. Der bisher g rößte Datenbestand für Mondrandprofile überhaupt sind die 1963 von C. B . Watts am U.S. Naval Observatory (USNO) v eröffentlichten und später am RGO digitalisierten sogenannten Watts Charts. Bedingt durch die Ableitung aus fotografischen Aufnahmen weisen sie besonders in den Polregionen und dort vor allem jenseits der P ole z. T. erhebliche Lücken bzw. Fehler auf. Eine stückw eise Korrektur bzw. Ausfüllung dieser Schwachstellen in den P olregionen wird mit dem am USNO entwick elten und bis heute durch M. Soma (T okio) teilweise weitergeführten Projekt ACLPPP realisiert. Es basier t ausschließlich auf ausgewählten Beobachtungen streifender Sternbedeckungen. Die im April 2002 fer tiggestellte Version ML2001A von MOONLIMB ist der bisher umfangreichste Satz von Mondrandwerten auf der Basis v on Ster nbedeckungen. Er kombiniert streifende und totale Bedeckungen und übertrifft das System ACLPPP hinsichtlich Umf ang und Homogenität deutlich. MOONLIMB stellt ein völlig eigenständiges Prof il-System dar. Seine Profilpunkte beziehen sich auf das Massenzentrum des Mondes, während die Watts Charts und ACLPPP das F igurzentrum als Basis verwenden. In den nächsten Jahren w erden in neuen MOONLIMB-Versionen aktuelle Beobachtungen ergänzt und w eitere Verfeinerungen der Algorithmen einfließen. Abschließend sei erwähnt, dass nach der Einstellung entsprechender Arbeiten am RGO und am USNO v or über 20 Jahren kein professionelles Institut mehr k ontinuierlich an der Analyse von Sternbedeckungen arbeitet. Die gesamte Vorhersage und Analyse von Sternbedeckungen liegt daher heute weltweit praktisch in der Hand v on einigen ambitionierten Amateurastronomen. Weitere Informationen zu MOONLIMB im Internet: http://www.iota-es.de/moon.html
VdS-Journal Nr. 13

84 V E R Ä N D E R L I C H E
SU Tau verschwunden!
von Dietmar Bannuscher
Der R CrB - Stern SU Tau (Pos. 5h49m05s +19 Grad 04,4' ) ist wieder v on der Bildfläche verschwunden. Schon im August sank seine Normalhelligkeit von 9,5 mag auf unter 14 mag. Zwei Jahre war er nun einigermaßen ruhig geblieben, davor hatte er ein langes Minimum mit vielen Schw ankungen im Bereich von 14 mag bis 16 mag gezeigt. Ob dieses Minimum auch Jahre anhalten wird, weiß niemand. Die CCD-ler und Astronomen mit g roßen Teleskopen werden um Beobachtungen gebeten. Natürlich können auch alle anderen sich versuchen, um den Anstieg nicht zu v erpassen. Informationen und eine Vergleichsternkarte finden sich im VdS-Journal Nr. 11 (S. 24) oder sind erhältlich bei der BAV (zentrale@bav-astro.de).

Abb. 1: Aufsuchekarte zu SU Tau

MARS-3
,,Du wolltest doch den Mars möglichst groß für
deine Bude haben. Das ist das größte Exemplar,
das ich auftreiben konnte, herzlichen Glückwunsch
zum Geburtstag."
VdS-Journal Nr. 13

Schnell und hell -

der Mirastern X Aur

von Dietmar Bannuscher

Der Mirastern X Aur findet sich auf Rec. 6h12m13,4s und Dec +50 Grad 13'14' ' und somit außerhalb des zentralen Fuhr mannsechsecks. Trotzdem lässt er sich von Aur aus leicht aufsuchen. Am Ende eines mit mehr oder w eniger charakteristischen Sternformationen besetzten Weges leuchtet er schön rot inmitten schwächerer Vergleichsterne. Bei etwa 163 Tagen Periode scheint ungefähr alle fünf Monate ein Maximum auf, mit einem Lichtwechsel zwischen 8,0 und 13,6 mag (meist zwischen 8,5 und 12,8 mag). Selbst kleinere Teleskope können fast dem gesamten Helligk eitsverlauf folgen. Das nächste Maximum ist für Anfang Februar 2004 berechnet, genau richtig, um es nach dem VdS-Journal-Versand noch beobachten zu können.

In unmittelbarer Nachbarschaft, nur ungefähr 2,5 Grad westlich von X Aur, direkt an einem hellen Ster n, liegt der of fene Sternhaufen NGC 2126. Dieses Objekt ist sehr schwach, dicht und kann mit einem 114 mm / 900 mm-Ne wton-Teleskop nur angelöst werden. Wegen seiner schönen Lage und um sich einen brillanten Anblick zu gönnen, ist dieser Ster nhaufen unbedingt aufzusuchen. Anbei befindet sich eine Übersichtskar te mit Vergleichsternhelligkeiten (ohne Komma geschrieben). Hilfestellungen gibt gerne der Autor, die BAV, Münchener Str. 25, 10825 Berlin oder www .bav-astro.de (zentrale@bav-astro.de).
Abb. 1 (rechte Seite oben): Aufsuchekarte zu X Aur

V E R Ä N D E R L I C H E 85

WW Dra -
ein heller BAV-Programmstern

von Ralf Meyer

mit vielen Problemen

WW Dra = HD 150708 = BD+60 1691A = ADS 10152A = SA O 17176 ist die AKomponente des visuellen Doppelster ns ADS 10152. Es handelt sich um ein getrenntes Bedeckungssternsystem vom Untertyp AR Lac / RS CVn. Dabei bedeutet AR Lac, dass zw ei Unterriesen sich umkreisen und ihre Roche-Fläche nicht erreichen, RS CVn, dass sich dem eigentlichen Bedeckungslichtwechsel eine quasiperiodische Lichtschwankung überlagert. Die Amplitude dieses zusätzlichen Lichtwechsels beträgt bei RS CVn 0,20 mag und bei WW Dra 0,10 mag. Sie soll etwa synchron mit dem Bedeckungslichtwechsel laufen und g roße Sternflecken auf der kühlen K omponente zur

Ursache haben. Der Ster n gehört zum BAV-Standardprogramm, ist hell mit den Lichtwechselgrenzen 8,29 mag und 9,49 mag und hat eine Bedeckungsdauer von 13 Stunden ohne k onstantes kleines Licht. Orte und w eitere Daten entnehme man dem Anhang. Nach der Lichtenkneck er-Database ist WW Dra nur mäßig gut untersucht. Harwood entdeckte ihn 1916 auf Har vardPlatten und in den 30er Jahren ge wannen Zverev, Hoffmeister, Beyer und K ordylewski visuelle Lichtkurven. Die Literatur bezieht sich bis in die 70er Jahre re gelmäßig auf eine umf angreiche fotografische Serie von Plaut aus den 30er Jahren. 1976 liefern Italiener um Mardirossian die

ersten lichtelektrischen Beobachtungen und modifizieren die alten Elementen von Plaut. In den F olgejahren bemühen sich überwiegend Schweizer Amateure um den Stern. Ihre mit vielen Unsicherheitshinweisen versehene Punktwolke folgt ängstlich den beiden Linien, die Plaut und Mardirossian vorgaben, und ich gehe nachträglich von einigen Ephemeridenschätzungen aus. 1980 deckt nämlich eine lichtelektrische Beobachtung v on Tunca auf, dass der Stern ca. 1973 eine Periodenverlängerung durchmachte. Diese war den italienischen Profis genauso entgangen wie den Schweizer Amateuren. Nach 1980 tröpfeln einzelne, teils lichtelektrische Beobachtungen herein. Der Beitrag der BAV besteht aus 10 visuellen Beobachtungen, lichtelektrische fehlen. Tuncas Elemente gelten bis heute und lauten Min1: JD (24)41918,4994 + 4,6297444 * E (IBVS 2040, SAC57ff. & Zirkular 2003). Bevor mir Lichtkur ven gelangen, musste ich Anfangshindernisse überwinden. Das Sternfeld ist schlecht besetzt mit Vergleichssternen. Der Halbre guläre TX Dra steht in der Nähe und scheidet aus. Die obere Kulmination des Sterns in Nähe der Nachtmitte gibt es im Hochsommer , dann sind aber die Nächte zu kurz, um den langsamen Lichtwechsel auszusitzen. Bei meinen Versuchen in den langen Nächten des Winterhalbjahrs, wenn der Ster n tief im Norden steht, erschien die Helligk eit auch außerhalb des Minimums immer wieder anders und zw ang mich zur Umstellung der Sequenz. Bei Beobachtungen in geringer Höhe macht sich atmosphärische Extinktion bemerkbar, die neben der Höhe v on der Wellenlängenverteilung des Sternlichts abhängt. Gewohnte Sequenzen v on Sternen verschiedener Färbung können kippen. Wenn man ihn nicht trennen kann oder will, hat der enge Begleiter der Größe 9,67 mag im Abstand von 8 Bo gensekunden eine gemeinschaftliche Lichtschwankung verminderter Amplitude zur F olge. Die Helligkeit des Gesamtsystems mit Begleiter schwankt dann nur noch zwischen 8,02 mag und 8,82 mag. Die visuellen BAV-Beobachter der 60er und 70er Jahre versuchten, den Be gleiter durch hohe Vergrößerung zu trennen und als einzigen Vergleichsstern zu v erwenden. Meine Daten streuen beträchtlich und ich kann mir v orstellen, dass neben den geschilderten technischen Prob lemen die intrinsischen Lichtschwankungen des Systems WW Dra in nicht reproduzierba-
VdS-Journal Nr. 13

86 V E R Ä N D E R L I C H E

rer Weise ihren Teil dazu beitragen. Mit Bedeckungssternen vom RS CVn Typ beschäftigen sich die F achastronomen seit etwa 1965 intensi v (Eaton, Hall, Popper u.v.a.) und die B AV nahm einige Vertreter in ihre Programme auf. Der photometrische Zyklus, d. h. die schwankende Helligkeit außerhalb des Minimums, Emissionslinien im Spektr um und überschüssige Röntgenstrahlung boten neuartige Informationen über die Sternoberfläche. Die Chromosphären von RS CVn - Sternen sollen aktiv mit ausgedehnten Koronen, die Photosphären tief konvektiv sein. Obwohl sie getrennte Systeme sind , wechseln sie häufig und kräftig ihre P erioden. Die Fachastronomen wollen dieses v olatile Periodenverhalten mit den üb lichen Mechanismen der Massen verlagerung nicht erklären und v ermuten, die Periodensprünge seien eine F olge von drehmoment-konservativen Eigenschaften der starken Magnetfelder (,,spin orbit coupling"). Dieser Theorie hat man auch widersprochen und sie ist bisher nicht empirisch belegt. Außer der von Mardirossian fand ich keine fachastronomische Arbeit, die sich alleine mit WW Dra beschäftigt. D .M. Popper bestimmte für WW Dra und 7 w eitere Sterne mit H- und K-Emissionslinien des Ca II zahlreiche physikalische und geometrische Eigenschaften. D .B. Caton anal ysierte die photometrischen Zyklen v on 14 Sternen des Typs RS CVn. Aus banalen (geographischen, meteorologischen) Gründen konnte er von WW Dra nicht genügend

Abb. 1: Lichtkurve von WW Dra
Daten sammeln. In anderen Arbeiten taucht unser Stern in Zusammenstellungen auf oder dient als Illustrationsobjekt, um eine theoretische Aussage über akti ve Chromosphären zu unter mauern. Van Buren et al. berechnen für WW Dra eine kurze Synchronisationszeit, so dass er ein Kandidat für P eriodensprünge wäre. Die Autoren erwähnen nicht, dass WW Dra bei Drucklegung ihrer Arbeit seinen vorhergesagten Periodensprung schon 10 Jahre hinter sich hatte. Die Vorgänge um die Element-Neuformulierung in den späten 70er Jahren zeigen er neut die schlimmen Folgen unkritischen Vertrauens in profes-

sionelle Daten. Wenn sich Ster n und Zeit verschwören, helfen alle technischen Schikanen einer Ausrüstung nichts und ein fachastronomisches Team erkennt eine frische Periodenverlängerung nicht. WW Dra ist ein interessanter , problematischer Stern und gehört intensiver beobachtet als bislang. Neben der häuf igeren Ableitungen von Minimumszeiten könnten sich die CCD-ler die photometrischen Zyklen vorknöpfen. Ich v ermute, dass diese durchaus in der methodischen Reichweite heutiger Amateurapparaturen liegen.

Der Bedeckungsveränderliche WZ Ceti
von Bela Hassforther

Anton Paschke wies mich kurz nach der BAV-Tagung in Osnabrück 2002 auf diesen Stern hin und stellte die Elemente des GCVS (General Catalog of Variable Stars) in Frage. Zur Klär ung des Falls schlug er mir eine Untersuchung des Ster ns anhand von Stardial-Aufnahmen vor. In der Originalarbeit (mir netterw eise von Werner Braune übersandt) w erden zu BV376 = HD10354 die zur Ableitung der Elemente verwendeten Minima gelistet sowie die in der Abbildung 1 dar gestellte reduzierte Lichtkurve gezeigt. Die Lichtkurve sieht auf den ersten Blick überzeugend aus. Sie ist dicht besetzt, hat sowohl ein gut ausgeprägtes Hauptminimum als auch ein gut ausgeprägtes Nebenminimum, und die Streuung der Beobachtungen ist erstaunlich gering

Abb. 1: Lichtkurve von WZ Ceti nach Strohmeier, Knigge und Ott, gegeben sind fotografische Helligkeiten

(berücksichtigt man, dass hier Stufenschätzungen auf foto grafischen Platten zugrunde liegen). Es gibt k eine weiteren Bearbeitungen des Sterns, vielleicht klang alles zu endgültig geklärt.

Noch ohne die Originalarbeit v or mir zu haben ging ich an die Auswertung der vorliegenden Stardialaufnahmen, v on denen etwa 300 zu gebrauchen w aren. Nun ist zwar Stardial eine tolle Sache, aber für

VdS-Journal Nr. 13

V E R Ä N D E R L I C H E 87

Abb. 2 (links): Lichtkurve von WZ Ceti anhand von ASAS-3-Daten Abb. 3 (rechts): Umgebung von WZ Ceti nach StardialAufnahmen (mehrere Dutzend Aufnahmen wurden addiert), Feldgröße ca. 3 Grad x 3 Grad , Norden ist oben, Westen rechts

einen Stern, der im Nor mallicht nur 10,2 mag visuell zu bieten hat, ist Stardial nur noch zum Nachw eis der Veränderlichkeit zu gebrauchen, nicht aber für eine Analyse des Lichtwechsels. Mit anderen Worten: Trotz der Bearbeitung v on über 300 Aufnahmen war keine Lösung zu f inden. Die alten Elemente, die auch im aktuellsten GCVS noch angeboten w erden und nie eine Modif ikation erfuhren, bringen keine vernünftige Lichtkurve mit dem

fügbaren ASAS-3-Werte (verfügbar unter der Internet-Adresse: http://www.astrouw. edu.pl/~gp/asas//asas3_catalog.html) zu Hilfe genommen, und hier hatte ich nach kurzer Zeit Erfolg. Eine P eriode von ca. 2,306 Tagen vermochte die Werte brauchbar darzustellen, hatte aber leider denkbar wenig mit dem Original wert von 6,645 Tagen zu tun. AVE stellt die ASAS-3Werte mit der neu gefundenen Periode dar wie in der Abbildung 2 dargestellt.

Angaben zum Stern WZ Ceti im GCVS (Onlineversion vom 8.6.2003):

Position (2000.0): Typ: Helligkeit: Elemente (Min): Spektrum: Entdeckungsanzeige:

01h 41m 00,7s , - 06 Grad 43' 34'' Bedeckungsveränderlicher 10,8 - 11,4 p (Nebenminimum 11,0) 26308,350 + 6,645088d x E A0 W. Strohmeier, R. Knigge, H. Ott, 1962: Bamb. Ver. 5, N13

Stardial-Material zustande, auch die Periodensuche mit AVE brachte k ein brauchbares Ergebnis. So niederschmetternd hatte ich das Ergebnis nicht erwartet, deshalb wurden die noch nicht lange v er-

Es fällt auf, dass die Streuung im Normallicht überraschend groß ist, während das Minimum einen sehr glatten und überzeugenden Verlauf hat. Ein Nebenminimum ist mit dieser P eriode

nicht zu sehen. Ir ritierend ist der Versuch, die Stardial-Werte mit der neugefundenen Periode von 2,306 Tagen darzustellen. Eine leicht v errauschte Version der Bedeckungsveränderlichenlichtkurve hatte ich erwartet, zu sehen war aber nur reines Rauschen.
Der Stern hat also den folgenden Status: � Die fotografischen Beobachtungen legen
eine Periode von 6,645088 d nahe. � Die ASAS-3-Beobachtungen können mit
dieser Periode nicht dar gestellt werden, dafür aber mit einer P eriode von 2,306112 Tagen. � Die Stardial-Messungen lassen sich mit keinem der beiden Werte darstellen, allerdings ist die Streuung der Werte größer als die v on gleichhellen Ster nen, was auf Veränderlichkeit hindeutet. Offenbar ist auch dem Wert von 2,306112 Tagen nicht zu trauen und der Stern wartet immer noch auf die Ableitung seiner korrekten Periode - eine Beobachtungskampagne ist also sinnvoll.

88 V E R Ä N D E R L I C H E

Veröffentlichungen und Materialien der BAV
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) Fachgruppe Veränderliche der VdS

Leistungen für BAV-Mitglieder (im Mitgliedsbeitrag von 16 Euro/Jahr enthalten)

� BAV - Rundbrief, DIN A5, erscheint vierteljährlich mit einem Jahresvolumen von rund 200 Seiten � BAV - Circular, DIN A5, vor Jahresbeginn 2 Hefte, sie enthalten alle BAV-Beobachtungsprogramme und die Vorhersagen
für das ganze Jahr � BAV - Mitteilungen, mit den publizierten Beobachtungsergebnissen, es erscheinen mehrere Hefte pro Jahr

BAV Einführung

Einführung in die visuelle Beobachtung Veränderlicher Sterne, vergriffen, Neuauflage einschließlich CCD-Beobachtung ist in Vorbereitung

BAV Handbuch für Veränderlichenbeobachter (Loseblattsammlung)

� Physiologie des Auges � Lichtelektrische Photometrie

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BAV Umgebungskarten
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Standardprogramm, Neuauflage 2002 Programm 2000 Langperiodisch � RR-Lyrae-Sterne Standardprogramm Programm 90 � Delta-Scuti-Sterne � Cepheiden: Feldstechersterne Teleskopische Sterne

63 Karten 69 Karten 19 Karten
30 Karten 60 Karten 27 Karten
20 Karten 35 Karten

DIN A5 DIN A5 DIN A4
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Alle BAV-Umgebungskarten die oben aufgeführt sind, im Format JPEG mit dazugehörigen Daten

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sämtliche Lichtkurven der BAV auf CD-ROM, ist in Vorbereitung

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JD und Tagesbruchteile

Neuauflage 2003

3 Lichtkurvenblätter

Empfehlungen für die Gestaltung innerhalb der BAV

Neuauflage 2002

5 Der Sternhimmel

Sternbildkarten mit griechischen Buchstaben

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V E R Ä N D E R L I C H E 89

Katalog mit 1.765 Sternen (Langperiodisch Pulsierende, Kataklysmische und Eruptive Veränderliche, Kartenkopien sind bei der Sektion ,,Karten" erhältlich 7 Feldstechersterne Visuell beobachtbare Veränderliche (Grenzgröße 8,5 mag) 8 DIA Serie zur Übung der Argelandermethode Praktische Übung der Stufenschätzungsmethode mit Anleitung und 16 Dias 9 BAV Katalog von 678 Bedeckungsveränderlichen Orte, Elemente und physische Werte gemäß. GCVS 1985, Karten sind bei der BAV erhältlich 10 Lichtelektrische Photometrie Messungen, ihre Vorbereitung und Reduktion, Erfahrungsberichte und Literatur 11 BAV Dateistandards Standardisierung der Beobachtungsdaten zur elektronischen Speicherung 12 Sternverzeichnis Verzeichnis der Veränderlichen im BAV Rundbrief 1957-98 13 Die CCD-Kamera ST-6 in der Veränderlichenbeobachtung 14 Einzelschätzungseinsendung und AAVSO-Kartenbestellung 15 Standardfelder für UBV(RI)c-Photometrie

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8 Seiten 48 Seiten 12 Seiten 10 Seiten 16 Seiten

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VdS-Journal Nr. 13

90 S E R V I C E

M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die w ohl heute noch bekannteste Auflistung von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalo g diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht ir rtümlich einen der f ixen

Nebel mit einem neuen K omet zu v erwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er über nahm sie auch v on Kollegen. Die heutige Messierliste umf asst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten F ernglas werden immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar . Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messier-

objekte bereits eine Fülle v on Details aufweisen können. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der v orliegenden Folge unserer ,,M"-Serie sind Beiträge von Gerhard Scheerle, Günter Igel, Gerd K ohler, Winfried Kräling und Bernd Flach-Wilken enthalten. Vielen Dank den Zusendern!

M 101, NGC 5457, Großer Bär (Ursa Major)

Objekttyp:

Spiralgalaxie, Sc

Entfernung:

25 Millionen

Lichtjahre

Reale Ausdehnung: 190.000 Lichtjahre

Scheinbare Helligkeit: 7,9 mag

Winkelausdehnung: 26'

Koordinaten:

R.A.: 14h 03m

Dekl. 54 Grad 21'

Historisches

Zwei Jahre nach seinem Star t in der

Kometensuche entdeckte P. Mechain die-

sen Nebel. Im gleichen Jahr (1781) wurde

er durch Messier in seine Liste aufgenom-

men. Die Prob lematik damaliger Beob-

achtungen solch ,,heller" Objekte wird

deutlich, wenn Messier v ermerkte, dass

sobald die Messfäden im Okular beleuch-

tet wurden, das Objekt nicht mehr erk enn-

bar war.

Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag): Auge: unbeobachtbar (Gerhard Scheerle, Günter Igel)

6 x 30 Sucher: Habe ihn im Sucher nicht gesehen. (Torsten Güths)

Fernglas 8 x 56: problemlos zu erk ennen Scheerle)

(Gerhard

Fernglas 16 x 70: Im 16 x 70 bei Grenzg röße 5,5 mag gerade so als verwaschener runder Fleck ohne Struktur zu erk ennen. Bei 6,1 mag ist M 101 als schw acher Nebel recht gut sichtbar. (Günter Igel)

11 cm Öffnung: Bei 22-facher Vergrößerung ist die Galaxie
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 1: Die Sc-Galaxie M 101 im Sternbild Ursa Major. Bernd Flach-Wilken verwendete für diese Aufnahme vom 23.3.1998 eine APOGEE AM13-CCD-Kamera an einem 400-mm-Hypergraphen (f/7,7) bei einer Effektivbrennweite von 3,08 m. Das Seeing betrug 3''.

eine lichtschwache runde Aufhellung. Bei 50x befindet sie sich har t an der Wahrnehmungsgrenze. Sie ist deutlich rund und erscheint als v erschwommener blasser Lichtfleck. (Gerd Kohler) Eine 7,8 mag helle r unde und mit 14' Durchmesser riesige, matte Fläche mit nur mäßiger Konzentration zum Zentr um. Spiralarme habe ich bislang nicht gesehen. Bei nicht optimal klarem Himmel nur 8' groß. (Gerhard Scheerle)
22 cm Öffnung: Auch im 9-Zoll-Maksutov bei 5,3 mag ein schwieriges Objekt, fast nur indirekt sicht-

bar. Mehr als ein r under, strukturloser Fleck ist nicht zu erk ennen. Allerdings hilft hier - ausnahms weise - auch bei der visuellen Beobachtung ein Deep-Sk yFilter, das den Kontrast zwischen Himmelshintergrund und der GX etwas erhöht. Bei Grenzgröße 6,1 mag auf der Ember ger Alm ist M 101 ein g roßer runder Nebel. Der Kern wirkt ein w enig heller als der diffus auslaufende Rand. Am westlichen Rand der GX ist ein ganz schw acher Vordergrundstern zu sehen. Nur ganz wenige schwache Sterne in der Umgebung. (Günter Igel)

S E R V I C E + Z U M S C H M U N Z E L N O D E R N A C H D E N K E N 91

35 cm Öffnung: Spiralarme sind sehr schön erkennbar. Ein toller Anblick! Ab 98x sind bereits diese Strukturen in den Spiralar men besonders im östlichen Teil als Lichtknoten sichtbar. Grenzgröße 6,2 mag. (Winfried Kräling)
Fotografie: Die schwachen Spiralarme von M 101 benötigen einen dunklen Himmel. Immerhin erhalten Sie bei 300 mm Brennweite eine nette kleine Spirale, die eindeutig ihre Natur verrät. Ein 15 cm f/5Fernrohr ermöglicht es uns schon eindrucksvolle Aufnahmen anzufertigen. Doch wir müssen eben lange belichten und das geht nur bei einem dunklen Himmel fernab der Städte. Bei dem angesprochenen Fernrohr und ISO 200 bis 400 F ilm sind so eine halbe Stunde Belichtungszeit

Die nächsten Objekte in dieser Rubrik w erden sein:

VdS-J Ausgabe 14 II / 2004 15 III / 2004 16 I / 2005

Benötigte Objekte M 4 Sco, M 62 Sco, M 80 Sco M 46 Pup, M 47 Pup, M 93 Pup M 61 Vir, M 99 Com, M 100 Com

Einsendeschluss 21.1.2004 18.5.2004 8.9.2004

Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrück e zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichw ort ,,Messierobjekte", zu! Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: mindestens die Grenzg röße mit b loßem Auge, die Öf fnung Ihrer benutzten Instr umente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie (Word97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut.

An: Torsten Güths, Am Pfahlgraben 45, D-61239 Ober Mörlen-Langenhain oder: torstengueths@ipfb.net, (möglichst maximal 300 KB Dateigröße!)

(ISO 400) v onnöten. M 101 ist für viele CCD Kameras schon f ast zu ausgedehnt, um ihn komplett zu erfassen. Der Einsatz

von kurzen Brennweiten ist hier sinn voll, will man kein Mosaik anfertigen.

Eine kurze Geschichte der Photometrie
Zur Melodie: ,,Ja so warn�s, die alten Rittersleut"
von Wolfgang Quester
Die Sterngucker in alter Zeit waren halt noch nicht so weit. Fotometrie war ihn�n ein Graus, sie weinten sich die Augen aus. Ja so warn�s, ja so warn�s, ja so warn�s, die Sterngucker von einst. Ja so warn�s, ja so warn�s, die Sterngucker von einst.
Als das Foto ward erfunden haben sie a Freud dran g�funden. Später mit dem Multipleier war die Freude noch viel heigher. Ja so warn�s, ...
Heute erst mit CCD ist das Messen wirklich schee. Der Astronom schläft in der Nacht weil einsam der Computer wacht. Ja so san�s, ja so san�s, ja so san�s, die Sterngucker von heut. Ja so san�s, ja so san�s, die Sterngucker von heut.

Man soll's nicht für möglich halten
oder: Tabellen sind doch nicht alles!
von Gerhard Herzog

Es ist F reitag Abend, der 30. Mai 2003, und wie so oft in letzter Zeit bin ich gerade ziemlich erledigt nach Hause gek ommen. Kurzer Blick zum Kalender: Nichts für Morgen verzeichnet! Gott sei Dank! Aber halt, da w ar doch noch w as ...? Natürlich: Morgen früh ist eine Sonnen-

finsternis angekündigt. Na, mal sehen, was das ,,Himmelsjahr" sagt. Aha, für meine Heimat, die Ge gend um F reiburg im Breisgau, geht die Sonne bereits v erfinstert auf, den Höhepunkt der , in unseren Breitengraden nur partiellen, ringförmigen Finsternis sehen wir gar nicht. Nun ja, das

Abb. 1: Partielle Phase der ringförmigen Sonnenfinsternis am 31.5.2003. Aufnahme um 3:42 UT mit 300-mm-Teleobjektiv und 2-fach-Telekonverter, bei Blende 16 ohne Filter 1/250 s belichtet auf ,,No-Name"-Farbdiafilm mit ISO 200. Standort von Gerhard Herzog war Bad Krozingen (bei Freiburg i.Br.), 47 Grad 58' n.Br. und 7 Grad 52' ö.L.
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bedeutet ja wohl, dass ich ber uhigt liegen bleiben kann. Aber nach Merkurdurchgang am 7.5.2003 und Mondfinsternis am 16. ist das ja auch zu v erkraften. Soweit meine Überlegung. Also: nach Abendessen und etw as ,,Flimmerkiste" ab in die Falle!
Samstag 31.5.2003, morgens um 4:30 Uhr: Zum Kuckuck, was hat mich denn zu dieser Zeit wach werden lassen? Ich will mich schon wieder umdrehen, aber man könnte doch mal schnell... Also raus aus den Federn und kurz in die östliche Richtung gespäht: Mars steht am Himmel! Sollst du jetzt, oder sollst du nicht? Nun ja, könnte ja vielleicht doch lohnen! Angezogen - g roße Toilette, bei einer Wahrscheinlichkeit einem Mitmenschen zu begegnen, von nahe Null, fällt aus - und Fotoausrüstung mit pro visorischem Sonnenfilter nebst den sorgfältig aufbewahrten (s. 11.8.1999) Finsternisbrillen geschnappt, alles im Auto verstaut und meinen Beobachtungsplatz am örtlichen Rebberg angefahren.
Es ist 5:15 Uhr: Der Nordosthorizont ist schon erheb lich hell, aber es lie gen doch deutliche Dunstschichten über den Schw arzwaldbergen, dort, wo die Sonne w ohl hochkommen muss. Nicht entmutigen lassen, Stati v, Kamera mit 300-mm-Teleobjektiv und 2fach-Telekonverter aufbauen und w artend

den Himmel inspizieren. Mars be ginnt zu verblassen, während gleichzeitig ziemlich genau im Osten Venus beginnt, durch die Schleierwolken hindurchzublinken.
Es ist 5:32 Uhr: Eigentlich Sonnenaufgang, aber w as wissen Tabellenschreiber schon von der Höhe der Schwarzwaldberge. Also noch ein wenig in Geduld fassen... Da ist Sie!
Es ist 5:39 Uhr: Donnerwetter, ein (sehr, sehr vorsichtiger!) Blick durch das Tele bestätigt meine Vermutung: Das geht ja sogar ohne Filter!! Dem Dunst sei Dank gesagt! Und so entsteht mein ,,Foto des Jahres" (Abb . 1). Es ist ein Diafilm in der Kamera, ISO 200, der Belichtungsmesser ist nutzlos und so belichte ich in den nächsten Minuten Bild auf Bild nur nach dem Gefühl. Im Schnitt so bei Blende 16 und 1/250 Sekunde. Dabei gibt natürlich der Mond immer größere Bereiche der Sonnenoberfläche frei und auch die Sonne steigt lang- aber unaufhaltsam aus den horizontnahen Schleiern. Also: Sonnenfilter vor! Mist! Der ist, da eigentlich nur für kleinere Optik gedacht und wie gesagt ein Provisorium, zu dicht! Nun ja, man ist doch erfinderisch: Eine der Sonnenfinsternisbrillen passt v om Durchmesser genau v or mein Teleobjektiv und wird für w eitere Bilder und die visuelle Beobachtung jetzt einfach davor gehalten.

(Nicht ganz ungefährlich, ich w eisß, aber ich habe - natürlich - k ein Klebeband dabei!!) So bin ich in der Lage, das, was als ,,Orgie in Rot und Gold" be gann, bis zum absoluten Ende zu beobachten und noch eine ganze Reihe recht ordentlicher F otos zu ,,schießen".
Es ist kurz vor 6:30 Uhr: Die Sonne ist jetzt wieder ,,b lank". So langsam komme ich wieder dazu, einen klaren Gedanken zu f assen. Was hätte ich doch nicht alles v ersäumt, hätte ich mich nur nach den Tabellenwerten gerichtet! So etwas sieht man nicht alle Tage! Ich baue, immer noch in einer Woge des Hochgefühls, meine Ausrüstung ab, v erstaue alles im Wagen und dann: Nichts wie nach Hause, der Kaffee wartet.
Später: Der Film wandert noch am gleichen Vormittag zu meinem F otohändler, und nach drei Tagen kann ich eine ganze Serie sehr schöner Dias in Empf ang nehmen, von denen ich einige Papierabzüge anfertigen lasse. In der Rückschau b leibt die Hochstimmung, jedes Mal, w enn ich mir diese Bilder ansehe. Wissenschaftlich oder ähnlich verwertbar sind sie natürlich nicht, dazu war es einf ach zu dunstig, aber wie gesagt: Was hätte ich v erpasst, hätte ich mich nur an der Theorie orientiert!

Liebe Leserinnen und Leser, liebe ,,Einsteiger" und ,,alte Hasen",

unser ,,VdS-Journal für Astronomie" soll auch Diskussionsplattform sein. Bisher erschöpfte sich die Realisier ung dieser Absicht im Abdrucken von Auszügen aus Leserbriefen. Um so mehr habe ich mich gefreut, dass im Jour nal Nr. 12 (III/2003) auf Seite 125 bis 127 ein Beitrag v on Helmut Edthaler erschien, mit dem Titel: ,, ,Neueinsteiger in der Astronomie' oder ,Ansichten eines Anfängers' ,,. Ich empfehle diesen Beitrag noch einmal nachzulesen. In meiner Eigenschaft als Mitarbeiter in der Endredaktion hatte ich mir die Freiheit genommen, eine kleine Anmerkung zu diesem Beitrag hinzuzufügen. Beides, sowohl der Beitrag selbst als auch die Anmerkung dazu, haben lebhafte Diskussionen ausgelöst. Gut so! Zur
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Information: Das Heft erschien in der ersten Septemberwoche 2003. Hier ein Überblick über die mir zuge gangenen (gerne weiter zu diskutierenden) Meinungen und w eiter führenden Überle gungen zum Thema Einsteiger-Astronomie. Werner E. Celnik, 11.10.2003
Helmut Edthaler, 9.9.03 Heute habe ich die aktuelle Ausgabe des neuen VdS-Journals erhalten. Es hat mich sehr gefreut, dass mein ,,Einsteiger"Beitrag bei Ihnen Anklang gefunden hat. Noch dazu, weil ich mir (nachdem ich den Aufsatz fertig hatte) überlegt habe, ob ich ihn überhaupt absenden soll, w eil er e vtl. doch zu kritisch ge genüber der VdS sein könnte. Aber anscheinend w ar die Ent-

scheidung richtig! Mich würde nur interessieren, was SIE zu diesem Thema zu sagen hätten. Also: Vielen Dank nochmals für die Anmerkung!!! ...
Nina Priebe, 10.9.03 Mit großem Interesse habe ich den Artikel von Herrn Helmut Edthaler gelesen und muss sagen, dass dieser mir sehr gut gefallen hat und ich Her rn Edthaler in vielen Punkten Recht geben muss. Man wird tatsächlich oft, sei es in Diskussionsforen oder auf Treffen, als Einsteiger ,,v on oben herab" behandelt. Und auch ich finde, dass die VdS zu wenig für Neueinsteiger bietet. Natürlich soll es auch weiterhin ein F orum für F ortgeschrittene und Prof is geben, aber

Vehrenberg Astronomie
Vehrenberg KG � Meerbuscher Straße 64-78 � 40670 Meerbusch-Osterath � Ausstellung offen: Mo-Do 9-13, 14-17; Fr bis 16; Sa 10-14 Uhr Tel.: (021 59) 52 03-21/-23/-15 � Fax: (021 59) 520333 � www.vehrenberg.de � www.astronomieshop.de � E-mail: service@vehrenberg.de

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Einsteiger sollten etw as mehr geförder t werden.
W. E. Celniks Anmerkung zu diesem Artikel hat mir nicht so gut gef allen. Ich finde es zwar gut, dass die Redaktion um Diskussionsbeiträge bittet, allerdings denke ich nicht, dass Verbesserungsvorschläge zu den Fotos und Kommentare, was man aus diesen ler nen kann, k onstruktive Diskussionsbeiträge darstellen. Genau das ist es doch, w as Herr Edthaler bemängelt hat! Jetzt schreibt wieder eine Vielzahl von ,,Besserwissern" ,,von oben herab" etw as zu diesen Fotos. Es ist mir wirklich unverständlich, wie man nach der Lektüre dieses Artikels so eine Anmerkung schreiben kann! Ob das angesprochene Thema wirklich so neu ist bleibt eine andere Frage. Wieso gab es die Zeitschrift ,,MA GELLAN", warum gibt es die Zeitschrift ,,Nightsky" und weshalb gibt es solche Mailinglisten wie ,,ALBiREO" und ,,Astroschnacker"? Hier haben sich Amateure zusammengeschlossen, die Spaß an der Sache haben und sich gegenseitig ermutigen anstatt im e wigen Konkurrenzkampf miteinander zu stehen. ...
Wolfgang Kriebel, 10.9.03 Zuerst mal herzlichen Dank für das VdSGeschenk (Anm. d. Red.: Gemeint ist das VdS-Kosmos-Jahrbuch ,,Himmelpraxis 2004", das der Ausgabe 12 bei lag)! Das Büchlein ist praktisch und gefällt mir vom Inhalt und der Aufmachung her sehr gut. Astronomie-Neueinsteiger werden mit diesem Begleiter ihre Freude haben und zu praktischer Beobachtung angere gt. ... Jetzt zu dem Artikel ,,Neueinsteiger in der Astronomie" oder ,,Ansichten...". Mir geht es besonders um das gleich zu Be ginn des Artikels erwähnte ,,Staunen". Das ,,Staunen" allgemein scheint in unserer , immer hektischer werdenden, ICH-bezogenenKonsum-Kommerzgesellschaft ein selten gewordenes emotionales Gefühl zu sein. Astro-Zeitschriften strotzen v or MegaTechnik - ,,Studierte" schreiben keimfreie und staubtrockene wissenschaftliche Artikel frei von jeder Emotion für ,,Ster nfreunde". Klar, dagegen kann man ja nichts sagen, nur der Neueinsteiger , und nicht nur der, hätte auch ab und zu etw as fürs ,,Gefühl" - nicht nur CCD-Chips... um es mal etw as überspitzt zu for mulieren. Die Beschäftigung mit der Astronomie hat zumindest für mich - und ich denk e mal, da bin ich nicht der Einzige - auch eine mystische, romantische, philosophische
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und staunende Seite. Und es gibt die sprichwörtlichen ,,Sternstunden", nur scheint darüber k ein Autor berichten zu wollen - oder ist man selbst schon so abgestumpft, das Gefühle in unserer, ach so tollen, Kommerzwelt keinen Platz mehr haben? Was sind für mich Ster nstunden? Astroereignisse, die sich im Gehir n ,,festgebrannt" haben! Wo ein w ohliger Schauer den Rücken herunterläuft, wo ich fast ein bisschen weinen könnte vor lauter staunen über das Erlebte - Gesehene. Eine Staun- und Sternstunde war für mich z. B. die erste Sichtung des Kometen West am Morgenhimmel, als der Schw eif aufging und ich dachte immer , da wäre irgendeine blöde Lichtquelle und suchte den Kometen weiter im meinem 7 x50, bis es mir langsam dämmerte, dass die dubiose Lichtquelle der aufgehende K ometenschweif ist! (ein Erlebnisbericht könnte folgen). Kurzum, um zum Ende zu kommen; etwas mehr Emotion, Gefühl und ,,Menschelndes" in den di versen Astropublikationen könnte nicht schaden. Wie wäre es denn mit einer Rubrik: ,,Ster n- und Staunstunden"? Diesen Text habe ich jetzt schnell eingetippt, manches könnte anders for muliert werden. Ich lass� das jetzt aber mal so stehen, ich denke, Sie wissen, um w as es mir ging... Noch kurz etw as Persönliches: Wenn ich meine Veränderlichen geschätzt, meine Deep-Sky-Zeichnung zu P apier gebracht habe, meine Piggyback-Aufnahme im Kasten ist, dann lege ich mich meist noch für ein Viertelstündchen mit einem guten Malt-Whisky (ein ganz kleiner , zum Genießen) in den Lie gestuhl und schaue auf zu den Sternen. Immer öfter komme ich zu dem Schluss: Alles ein gigantischer Unfug, samt Menschheit... - bitte nicht zu ernst nehmen! ...
Helmut Edthaler, 14.9.03 umso öfter ich ihren (Anm.: gemeint ist W. E. Celnik) Kommentar zu meinem Bericht durchlese, umso mehr denk e ich, daß Sie nicht ganz v erstanden haben, w as ich eigentlich sagen will - är gerlich! Sie schreiben z.B. über ,,V erbesserungsvorschläge" zu meinen Fotos - so wird das Thema ,,Einsteiger" wieder f alsch angegangen! Daß es immer wieder ,,bessere" Fotos geben wird, ist mir schon klar! Aber für mich persönlich reicht's und mich freuen diese Aufnahmen! Jetzt wird nämlich wieder eine Flut v on ,,Anweisungen" für perfekte Fotos mit sämtlichem dr um und

dran an Instr umenten bei Ihnen eingehen, damit sich wieder die ,,Besserwisser" profilieren können - das geht dann wieder in die Richtung ,,v on oben herab" anstelle ,,von unten aufbauend"! Und das ist der Effekt, den ich nicht haben w ollte! Ich wollte eigentlich, daß die VdS-Mitglieder dazu angeregt werden, sich zu überle gen, welche Themen und Projekte man speziell für Anfänger anschneiden könnte, um ihnen den Einstie g in dieses Hobb y zu erleichtern - und nicht gleich wieder mit dem Vorschlaghammer auf die Versuche von einem ,,Neuling" einzudreschen!
Anm. v. W. E. Celnik: Die von Herrn Edthaler befürchtete ,,Flut von Anweisungen für perfekte Fotos" ist ausgeblieben... Statt dessen g ab es inter essante Beiträge zur Art der Einsteig er-Arbeit. Mag sein, dass meine Anmerkung zu undif ferenziert war. Aber dafür führ en wir ja diese Diskussion!
Werner E. Celnik, 15.9.03 Da meine persönliche Meinung gefragt wurde: Einsteigerförderung ist wichtig, damit die Interessier ten Amateure nicht wieder die Lust am Hobby verlieren. Dass die Förderung von ,,Einsteigern" problematisch ist, sieht man daran, dass sie kaum thematisiert wird. Auf dem 2. VdS. Brainstorming 2002 wurde jedoch die Einsteigerförderung neben der Jugendförderung an die 1. Stelle der Arbeit gesetzt. Leider f indet sich niemand , der dazu ein schlüssiges K onzept für die Einsteiger-Arbeit eines Vereins entwickeln will. Ist es Ratlosigkeit? So wurstelt jeder , der im Bereich ,,Einsteigerförderung" etwas tun will, v or sich hin, mit seinen eigenen Mitteln. So auch ich. Ich mache seit 30 Jahren VHS-Kurse, berate im Rahmen der FG Astrofotografie, veranstalte eigene Praxis-Seminare, schreibe Zeitschriften-Beiträge für Einsteiger und Bücher für Einsteiger ,... Mehr geht nicht. Die VdS veranstaltet und unterstützt Jugendlager und stößt Diskussionen an, unterstützt die F achgruppen bei ihrer Beratungstätigkeit. Geht mehr? Dann bitte Vorschläge unterbreiten und selbst mitmachen.
Helmut Edthaler, 15.9.03 in meinem Bericht habe ich Vorschläge gemacht (z.B. ,,FG Neueinsteiger", ,,Anfängerforum", ,,FAQ-Webseite") - nur weiß ich nicht, was realisierbar ist und was nicht! Dafür bin ich einf ach zu weit vom

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,,Geschehen" weg! Gerne bin ich bereit, mich auch für Einsteiger zu engagieren, wenn Sie mir sagen, wie Sie das Thema aufbauen wollen. Vereinsleben ist für mich nicht nur ,,Beitrag zahlen" und dreimal im Jahr das VdS-Journal zu bekommen! Ich bin auch bei unserem hiesigen Stadtmuseumsverein Mitglied und will auch dort einfach etwas bewegen und neue Ideen liefern (ich hof fe, Sie bek ommen keinen falschen Eindruck von mir - ich bin kein ,,Wichtigmacher", aber im Ge gensatz zu manch anderem schwimme ich nicht einfach mit der Masse und sage ,,ja" und ,,Amen" zu allem, sonder n mache mir meine eigenen Gedanken!!) - z.B. habe ich dort eine Homepage v orgeschlagen und entworfen, die in Kürze über einen Link auf der Inter netseite der Stadt F reilassing ,,online" sein wird! Die anderen Museumsmitglieder hat es gefreut!! Eine Idee von mir für die VdS wäre, dass es für Neulinge in der VdS EINEN oder ZWEI bestimmte Ansprechpartner (s.o.!!! ,,FG Neueinsteiger"!!!) gibt, an den/die

Fragen gestellt w erden. Somit bekäme (finde ich) der Einsteiger auch das Gefühl, richtig und r undherum betreut und er nst genommen zu werden! Wäre doch wichtig, damit nicht gleich die F reude verloren geht, wenn man z.B. mal Mißerfolge hat, oder? Die Anfänger von heute sind vielleicht einmal der Nachwuchs für die VdS von morgen! Wie gesagt - es ist nur ein Vorschlag, wie man so etw as aufbauen KÖNNTE! Auf meinen Bericht habe ich übrigens auch schon Resonanz erhalten - anscheinend gibt es EINIGE Leute, die so wie ich denken! ...
Nina Priebe, 16.9.03 Man könnte die Einsteiger zum Beispiel noch mehr er mutigen, einen Beitrag zum VdS-Journal zu leisten. Das VdS-Journal ist sehr breit gefächer t und enthält auch viele interessante Artikel. Leider gibt es, meiner Meinung nach, immer noch zu wenig Berichte v on Einsteigern. Wenn keine solchen Berichte eingereicht werden,

kann die VdS natürlich auch nichts tun. Deshalb mein Vorschlag, Einsteiger mehr zu motivieren, eigene Artikel zu schreiben. Ich denke, dass sich dadurch auch andere Anfänger oder Einsteiger wieder mehr von dem Heft angesprochen fühlen würden. Man könnte natürlich auch eine Artikelserie mit Tipps speziell für Einsteiger starten. Die Frage wie die VdS Einsteiger förder n kann, sollte vielleicht in einem der nächsten Hefte einfach an diese w eitergegeben werden. Ich kann da nicht für die Einsteiger sprechen, dafür bin ich schon viel zu lange dabei (obwohl ich immer noch ein Einsteiger bin). Das Problem für Einsteiger ist meistens, dass sie k eine Gleichgesinnten finden. Dieses Prob lem könnte man mittels Workshops etc. angehen. Ich weiß, dass die VdS solche K urse schon angeboten hat, aber vielleicht kann man auch das noch mehr förder n. Dies vermittelt den Einsteiger n dann auch den Eindruck, dass die VdS für sie von Nutzen ist.

Zum Beobachterforum

Liebe Leserinnen und Leser,
Sie wundern sich vielleicht (und haben sich schon lange ge wundert) warum im Beobachterforum auch Berichte erscheinen, die man doch genauso gut weiter vorn im Heft zu den F achgruppen-Rubriken hätte setzen können. So erscheinen an mehreren Stellen im Heft Beiträge zu denselben Themen. Das ist richtig. Und es hat einen Grund. Wie in der Ausgabe 12 (III/2003) auf den Seiten 19 bis 24 zu lesen ist, sind unsere F achgruppen u. a. mit der ebenso w ertvollen wie ehrenvollen Aufgabe betraut, jene Amateure, zu denen sie K ontakt haben, zum Schreiben v on Beiträgen für unser Journal anzuregen und dabei zu beraten. Eingehende Beiträge an die betref fende Fachgruppe werden von dieser f achlich geprüft und ggfs. redaktionell bearbeitet. Und sie erscheinen deshalb in der Rubrik der betreffenden Fachgruppe vorne im Heft. Zahlreiche Autoren senden aus bestimmten Gründen ihren Beitrag jedoch direkt an die Endredaktion, gehen also nicht über eine Fachgruppe. Solche Beiträge können aus Zeitmangel oftmals nicht in allen

Details fachlich geprüft w erden und erscheinen dann in der Rubrik ,,Beobachterforum". Es hat somit Sinn die Beiträge redaktionell voneinander zu trennen. Bitte haben Sie Verständnis dafür.

Die Redaktion bittet jedoch alle Autoren, ihre Beiträge möglichst an die Fachgruppe zu senden, die dem Thema des Beitrags am ehesten entspricht. Werner E. Celnik (Red.)

MIST GEBAUT ,,Scheiße... Kos... ich habe die Angelausrüstung eingepackt!!!"
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Von der zufälligen Begegnung mit einem Haifisch, Fotos in der Erinnerung,
zwei feuerigen Kombattanten und doch noch einem ,,vierten Kontakt"
Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 31. Mai 2003
von Norddeutschland aus gesehen
von Kersten Jörg Lademann

Abb. 1: Blick Richtung Osten über die Schlei auf den St. Petri Dom zu Schleswig. 4:15 Uhr MESZ am 31.5.2003

Schleswig, 54 Grad 31� N und 9 Grad 33� O am 31. Mai 2003 um 4:00 Uhr MESZ. Nach nur kurzer Verwirrung, warum denn ausgerechnet heute an einem Samstag und dann auch noch um vier Uhr in der F rühe der Wecker klingelt, bin ich hell wach: Heute findet, auch für unsere Breiten sichtbar , eine Sonnenfinsternis statt! Vermutlich nicht so eine spektakuläre wie im August 1999, als ich selbst meine F rau dazu überreden konnte, mit mir im Auto die 900 Kilometer bis nach Markt Indersdorf bei Dachau in Bayern direkt unter die Zentrallinie der von Deutschland aus sichtbaren totalen Sonnenf insternis zu f ahren. Dort, wo wir schließlich in der g rößten Spannung zwischen Hof fen und Bangen, Regen, Wolken und Sonnenschein die ersten drei Kontakte in voller Pracht miterleben konnten. Der vier te Kontakt fiel buchstäblich ins Wasser. - Dieses mal
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jedoch, werde ich das Ereignis direkt v or der Haustür bestaunen. Die Shetlands, Island oder die anderen nördlich gelegenen Orte, die, bei denen die Beobachtungsmöglichkeit eines echten Ringes zur maximalen Phase besteht, sind mir heute einfach zu fern. Ein kurzer Blick aus dem Badezimmerfenster und mir ist klar, dass ich nicht wieder ins Bett zurück gehen w erde. Nur ein paar kleine Wolken über dem östlichen Horizont und ein w enig Dunst deuten auf ideale Sichtbedingungen hin. Also, schnell das Nötigste erledigt, die parat gele gten Utensilien zusammengerafft und los geht's. Dann, draußen v or der Tür: Schleswig schläft noch fest und lie gt in tiefer Reglosigkeit. Weder Menschen noch Autos oder irgend ein kleinstädtisches Hintergrundgetöse stören eine, nur v on anmutigem Vogelgesang untermalte, fast schon

sakral wirkende Ruhe. In geduckter Haltung schleiche ich zum Car port, steige in meinen Wagen und starte mit immer noch eingezogenem Kopf den Motor in der Hoffnung, diese anheimelnde Stimmung nicht zu zerstören. Behutsam f ahre ich die Straße hinunter, biege in die nächst g rößere, gleite f ast wie auf einem Luftpolster entlang friedlicher, noch nie beachteter kleiner Häuser samt ihrer kleinen Vorgärten und chauffiere so durch den kühlen Morgen mit seinen b lassen Hellblau- und Grautönen hin zu meinem ausge wählten Beobachtungsort, dort unten an der Schlei, vor den Toren Schleswigs, zu dem kleinen Parkplatz, an der nur tagsüber stark bef ahrenen, jetzt aber völlig v erwaisten Umgehungsstraße. Und siehe da, noch ein w eiterer Frühaufsteher. Aus einem Mini van blickt eine unrasierte (oder modischer Dreitagebar t) Gestalt durch den Sucher einer Kamera, die er direkt v or seiner Beif ahrertür auf einem kleinen Fotostativ montiert hat und fokussiert sichtbar ner vös mit einem Zoomobjektiv hin und her . Nachdem ich angehalten habe und ausgestie gen bin, begrüße ich den vermeintlichen Finsternisbegeisterten. Jedoch stellt sich heraus, dass der gar nichts v on der heutigen Sonnenfinsternis wisse, und er nur einen schönen Sonnenaufgang, da direkt neben dem Dom-Motiv, auf F ilm bannen w olle. Außerdem sei er die vorigen Tage zu dieser Uhrzeit auch schon hier ge wesen, und kenne daher die Stelle genau, wo die Sonne denn zu erw arten wäre. - Da steht doch einer wirklich nur w egen ein paar einf acher Sonnenaufgänge ohne Not um vier Uhr in der Frühe auf! Das muss ein wahrer Naturfreund sein! - Nach kurzer Unterhaltung verspreche ich ihm noch, dass sich der heutige Sonnenaufgang wesentlich von denen der Vortage unterscheiden w erde und gehe zu meinem Fahrzeug zurück, um dort meine Kamera mit dem 1.000er

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Maksutov auf ein Stativ aufzubauen. Gerade belichte ich durch ein 50-mmObjektiv aus freier Hand zusätzlich zw ei oder drei Bilder vom Dom und der Schlei, als sich auch schon durch eine rötliches Glimmen des Himmels der nahende Sonnenaufgang ankündigt. - Und plötzlich, wie die Rück enflosse eines Haifisches, erhebt sich die v om Mond schon zum Teil verfinsterte Sonne in feuriger Glut aus dem Dunst des horizontnahen Wolkenmeeres. Was für ein Anblick! Einige Wolkenfetzen ziehen durch das Geschehen, während die Sonne in dunklen

,,Warum denn diese Aufregung?" - Also gut, die ersten Aufnahmen sind im Kasten, und meine Lunge er mahnt mich doch wieder einmal zu atmen, da bemerk e ich neben mir einen Mann mit zw ei Kindern, der wie gebannt in die rote Sonnensichel blickt. - Zögerlich ebbt in mir die Welle des Erstaunens ab - die Sonne ist, w elch� Überraschung, tatsächlich teilbedeckt aufge gangen - und ich habe Muße für ein kleines Schwätzchen. Der Familienvater sei nach eigenen Angaben kein ausgesprochener Hobb yastronom, aber solche besonderen Natur-

Abb. 2: Einer Haifischflosse gleich geht die Sonne teilbedeckt über der Schlei auf . Aufnahme mit Maksutov 100 mm / 1.000 mm, 1/120 Sek. auf Farbdiafilm ISO 200 belichtet. Anschließend auf Papier umkopiert.

Rot- und Orangetönen den Himmel dicht vom Mondschatten gefolgt erklimmt. Neben mir höre ich die Kamera des Kollegen arbeiten, und auch ich schieße eine Salve von Aufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten. Um mich herum reduziert sich die Umgeb ung auf die beiden Kombattanten dort knapp oberhalb des Osthorizontes, und meine Beschäftigung erfüllt mich voll und ganz. - Ja, da ist es wieder , das Gefühl v om August �99, als seinerzeit der zw eite Kontakt mit einem grellen Diamantring in die Totalität überging, kurz nachdem der Himmel aufriss und die Sicht auf die Hauptphase der F insternis frei wurde. Unsere Freude war damals rieseng roß. Nur, hier und heute wird es gar k einen zweiten Kontakt zu sehen geben. Und irgendwo, weit aus meinem Hinterk opf heraus, fragt mich eine leise Stimme:

schauspiele, und gerade dann, wenn sie gar direkt vor der eigenen Haustüre stattfänden, erlebe er mit seinen Kinder n doch gerne zusammen. So oder so, später einmal würden sie sich sicherlich daran erinnern. Das f inde ich toll, und ich überle ge, ob ich nachher zu Hause mal nachschaue, welche Finsternisse denn zu meiner Kindheit bei uns zu sehen gewesen wären, verwerfe den Gedank en aber gleich wieder. - Die Sonne steht nun schon etw as höher, und wir setzen uns einfache Sonnenbrillen auf, um dem immer heller w erdenden Sonnenrest ein paar kurze Blicke zu schenken, wohl wissend, dass jetzt langsam auch der für die Augen schädliche UV-Anteil in der Emission der immer schmaler werdenden Sonnensichel zu beachten ist. Wieder schieße ich ein paar Aufnahmen mit immer kürzerer Belichtungszeit, während

scheinbar die obere Spitze der noch unverdeckten Sonne, die v on Wasserdampf geschwängerte untere Atmosphärenschicht zu entzünden v ersucht. Viel zu schnell schließt sich auch schon das Beobachtungsfenster für das ungeschützte Auge. Der Familienvater zu meiner rechten, seine Kinder und ich zück en fast gleichzeitig ein paar Sonnenschutzbrillen aus Pappe, noch v on der SOFI 1999. Anders der Naturfreund zur link en, der starrt doch tatsächlich noch immer mit seiner normalen Sonnenbrille in die mittlerweile gleißend helle Sonne. Glücklicherweise habe ich eine zw eite Sonnenschutzbrille aus Mylarfolie dabei und leihe sie dem Zufallsbeobachter. - Gut geschützt beobachten wir nun alle, leider nur noch in schwarz-weiß, wie der Mond seinen Schatten auf die irdische Leinw and projiziert und langsam zu seinem Höhepunkt kommt. Bis zur Maximalphase sind es nur noch ein paar Minuten, und ich halte wohl mit meiner Kamera (jetzt mit Mylarfolie v or dem Objektiv!) viel zu verschwenderisch drauf. Das hätte ich nicht gedacht, habe ich doch für so eine ,,einf ache partielle Finsternis" schon alles an F ilm verbraten. Na, dann mache ich das eben mit den Bilder n so, wie es auch die beiden Kinder praktizieren: Einfach tief in die Erinner ung hinein fotografieren! - Somit ist also die Zeit der rein visuellen Beobachtung gek ommen, und ich setze mein 16x 70-Fernglas (natürlich auch mit Mylarfolie v or den Objektiven!) auf das dafür doch recht rück enschwache Fotostativ. Abwechselnd blicken wir alle ins Bino, dann wieder einf ach so nach oben und sehen zu, wie sich die Sonne wieder langsam vom Mondschatten befreit. Vom Familienvater erfahre ich noch, dass auch er 1999 nach Ba yern gereist, aber in Ingolstadt w ohl nur fr ustriert im Re gen gestanden wäre, um als einziges Indiz der Sonnenf insternis eben die Finsternis um sich herum für die knappen drei Minuten der für ihn durch Wolken verdeckten Totalität mitzuerleben. So geht es mit der Beobachtung noch eine ganze Weile hin und her . Wir sprechen immer weniger, keiner bricht jedoch vorzeitig auf. Schließlich erlebe ich dann doch noch einen ,,vierten Kontakt" durch mein Bino. Der letzte Rest des Mondschattens trennt sich scharf und augenb licklich von der Sonnenscheibe, wobei der rein automatische Blick auf meine Uhr leider k eine Erinnerung hinterlässt. - So beeindr uckt von dem ,,bisschen par tieller Finsternis" muss ich wohl gewesen sein!
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Abb. 3 Wie eine Fackel scheint die Sonne die Atmosphäre entzünden zu wollen. Maksutov 100 mm / 1.000 mm mit Filter (Mylarfolie). Farbdiafilm ISO 200 auf Papier umkopiert.

Abb. 4: Aufnahme zeitlich um die Maximalphase herum (war mein letztes Stück Film!), Aufnahmedaten wie Abb. 3.

Der Vorhang ist gefallen, eine Zugabe gibt - ganz Di va - die noch eben bemondete Schöne heute nicht mehr. Langsam packen wir ein und unsere kleine Interessensgemeinschaft löst sich wieder auf. Der Naturfreund, vom Geschehen doch sicht-

bar bewegt, reicht mir zum Abschied die Hand und sagt, dass er so etwas heute morgen nun wirklich nicht erwartet hätte. Und auch ich fahre mit dem Gefühl einer leichten Betäubung vorsichtig nach Hause. Von den nun schon langsam wär menden

Strahlen der Sonne geküsst, erw acht jetzt auch Schleswig aus seinem Dor nröschenschlaf. - Es ist Samstag kurz v or sieben Uhr. - Es wird ein schöner Tag!

Braune Zwerge von M7 bis T6
von Hans G. Diederich

Braune Zwerge stehen im Her tzsprungRussel-Diagramm (HRD) als massear me, lichtschwache und kühle Objekte in der rechten unteren Ecke. Sie waren für mich bis 2002 e xotische Objekte, die ich nur beiläufig anhand der F achliteratur im Internet verfolgte. Amateurbeobachtungen waren keine bekannt, eine Beobachtung erschien mir auch nicht möglich. Zudem war das Interesse an Sternen und sternähnlichen Objekten ,,unterentwick elt". Erst eines der vielen Bücher v on James Kaler ließ die Idee aufkeimen, zu einer Reise im HRD die Hauptreihe hinab aufzubrechen: zunächst zu den M-Zwergen, um dann einmal die Grenze zu den geheimnisv ollen Braunen Zwergen zu überschreiten und vielleicht in den Bereich des Spektraltyps L einzudringen. An die Beobachtung eines T-Zwerges wagte ich damals selbst in den kühnsten Träumen nicht zu denken.
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Im Laufe der letzten Jahre häuften sich nun Beispiele von sehr tiefen Amateuraufnahmen mit geradezu ,,heroischen" Belichtungszeiten (Gido Weselowski mit 56.000 s). Zudem steht mir auf einer Feriensternwarte inzwischen Technik zur Verfügung, mit der sich bereits nach fünf Minuten eine Grenzg röße von 21 mag erreichen lässt. Die anfängliche Scheu vor Braunen Zwergen hatte damit ihre Berechtigung verloren, denn verglichen mit dem Aufwand, den Nebel- und Galaxienfreunde bei anderen Objektklassen treiben, sind Braune Zw erge mit einer CCDKamera geradezu leicht aufzunehmen. Und es ist eigentlich erstaunlich, w arum das noch keiner versucht hat. Das Suchen von Herausforderungen ist eine der Triebfedern der visuellen Deepsk y-Szene. Warum soll das nicht mehr gelten, w enn statt der eigenen Augen die einer CCDKamera verwendet werden?

Theorie und Geschichte Temperatur und Durchmesser eines Ster ns werden durch seine Masse bei der Entstehung aus einer Molekül- und Staubwolke bestimmt. Im Leben eines ,,stellaren" Objekts mit einer Masse unterhalb von 7,5 % der Sonnenmasse k ommt es nur zu einer kurzzeitigen Fusion v on Deuterium (Wasserstoffisotop mit K ern bestehend aus einem Proton und einem Neutron) zu Helium. Für eine dauerhafte und stabile Fusion v on Wasserstoff zu Helium sind Dr uck und Temperatur im Innern des Objekts zu niedrig: Das Ergebnis ist k ein Stern, sondern ein Brauner Zwerg. Ohne dauerhafte Energiequelle kühlt der Braune Zw erg langsam aus. Seine Helligk eit nimmt ab . Der Schwerpunkt der Abstrahlung liegt im Infraroten und verlagert sich immer mehr zu längeren Wellenlängen hin. Unterhalb einer Entstehungsmasse, welche

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Abb. 1: Der Braune Zwerg CFHT-BD-Tau J043947.3+260139 (in Tau) wird von SIMBAD unter der Bezeichnung ITG 17 geführt. Sein Spektraltyp ist M7. Laut [1] weist er die folgenden Helligkeiten auf: R = 19,1 mag, I = 15,6 mag, J = 12,2 mag. Bemerkenswert ist die starke H-alpha-Emission. Rekt. (2000.0) = 04h 39m 47,3s, Dekl. (2000.0) = +26 Grad 01' 39'' (8.4.2002, 16-Zoll-SCT, Fokalreduktor, ST-9E, binning 1, Integrationszeit 1.380 s)

die Grenze v on 13 Jupiter massen nicht überschreitet, findet keinerlei Fusion v on Deuterium statt. Es schließt sich hier der Bereich der Planeten und der isolier ten, frei dahin treibenden (,,free floating") Planeten an. Letztere w erden auch Planetare genannt. Hier lie gt ein Def initionsproblem vor, weil auch die Entstehungsgeschichte - nicht nur die Objektmasse eine Rolle bei der Benennung spielt: Was ist eigentlich ein Planet? Verliert ein Planet seine Eigenschaft ,,Planet", w enn er v on seinen größeren Geschwistern aus seinem Sternsystem heraus katapultier t wird? Woran merke ich, das ein einsam dahin treibendes massearmes Objekt aus einem Sternsystem vertrieben wurde und nicht aus einer Molekülwolke als eigenständiges Objekt ohne Muttersonne entstand? Theoretische Diskussionen über Braune Zwerge begannen bereits v or ca. 40 Jahren. Man nannte sie damals ,,Schw arze Zwerge". Erst 1995 wurden solche Objekte entdeckt. Man führ te nun zw ei neue Spekraltypen ein: L undT. Damit gibt es nun folgende Arten: � Braune Zwerge vom Spektraltyp M � L-Zwerge � T-Zwerge
Die Spektren dieser Spektraltypen zeichnen sich durch folgende Eigenschaften aus:
Spektraltyp M: � TiO- und VO-Bänder dominieren das
Spektrum � Effektivtemperaturen liegen oberhalb
von 2.200 K
Spektraltyp L: � TiO- and VO-Bänder werden ersetzt
durch Metallhydride und neutrale Alkalimetalle � Effektivtemperaturen liegen zwischen ca. 2.200 K und 1.400 K � Die Leuchtkraft beträgt 0,3 bis 0,05

Abb. 2: 2MASSW J0036159+182110 ist ein Brauner Zwerg vom Spektraltyp L3.5 in Psc [3]. Seine Helligkeitswerte lauten V = 21,33 mag, I = 16,10 mag, J = 12,44 mag. Die Entfernung ist < 15 pc. Rekt. (2000.0) = 00h 36m 15,9s, Dekl. (2000.0) = +18 Grad 21' 10'' (14.10.2002, 16-Zoll-SCT, Fokalreduktor, ST-9E, binning 2, Integrationszeit 1.800 s)

Promille der Leuchtkraft der Sonne
Spektraltyp T: � H2O- und CH4-Bänder � Effektivtemperaturen liegen zwischen
ca. 1.400 K und 700 K.
Innerhalb einer Entfer nung von 12 Lj. wird die Zahl v on Braunen Zw ergen auf ca. 100 geschätzt. Die meisten sind noch gar nicht entdeckt. Von Braunen Zwergen des Spektraltyps T waren Anfang 2003 ca. 40 Objekte bekannt [2]. Aufgrund ihrer Nähe fallen Braune Zwerge häufig durch eine hohe Eigenbewegung auf. Sie sind im optischen Wellenlängenbereich sehr schwach. Benötigt werden daher IR-empfindliche Sensoren. Viele CCD-Chips der von Amateuren verwendeten Kameras weisen im IR-Bereich eine Restempf indlichkeit auf. Es sollte also möglich sein, mit mittelgroßen Amateurteleskopen und

mit deepsky-üblichen Belichtungszeiten von einigen tausend Sekunden hellere Braune Zwerge zu beobachten.
Ergebnisse Das eigentliche Problem für uns Amateure besteht nicht darin, ausreichend tiefe Aufnahmen zu erstellen! Das Prob lem besteht ausschließlich darin zu wissen, wo genau sich der nachzuw eisende Braune Zwerg befindet, um ihn auf der Aufnahme auch identifizieren zu können. Spätestens hier ist das Inter net mit seinen g roßen Astro-Servern SIMBAD, Aladin, Sky View, 2MASS, ADS usw. unverzichtbar. Am besten geht es mit F otokarten aus den Originalarbeiten der F achastronomie, in denen über die Entdeckung neuer Brauner Zwerge berichtet wurde. Die in den Abbildungen 1 bis 4 dargestellten Aufnahmen und Skizzen stellen eine Auswahl meiner bisherigen Er gebnisse
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Abb. 3 Den vorläufigen persönlichen Rekord stellt der Braune Zwerg SDSS J134646.45-003150.4 in Vir dar, dessen Spektraltyp T6 ist [4]. Zur Verdeutlichung wird außer der ,,normalen" Aufnahme (a) eine Pseudofarbenbearbeitung (b) gezeigt. Die J-Helligkeit beträgt 15,86 mag. Die Entfernung liegt zwischen 11,5 und 13 pc . Rekt. (2000.0) = 13h 46m 46,45s, Dekl. (2000.0) = -00 Grad 31' 50,4" (30.3.2003, 16-Zoll-SCT, Fokalreduktor, AP7, Integrationszeit 9.000 s)

dar. Das Projekt wird mit dem Ziel for tgesetzt, besonders leicht zu beobachtende Braune Zwerge der Spektraltypen L und T zu f inden. Ich wünsche mir , dass sich jedem Sternfreund mit CCD-Kamera zumindest einmal die Gele genheit bietet, einen Braunen Zwerg selber aufzunehmen. Braune Zwerge als Standardobjekte der Amateur-Astronomie, warum nicht? ,,This research has made use of the Aladin, developed by CDS, Strasbourg, France"

[1] Martin, E. L. et al., 2001 : � Four Brown Dwarfs in the Taurus Star-Forming Region", astro-ph/0110100, (im Druck)
[2] www.astro.ucla.edu/~adam/homepage/ research/tdwarf/index.html, (Mai 2003)
[3] Dahn, C. C. et al., 2002: ,,Astrometry and Photometry for Cool Dwarfs and Brown Dwarfs", Astron. J. 124, 1170
[4] Tsvetanov, Z. I. et al., 2000: ,,The disco very of a Second Field Methane Dwarf from Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data", Astrophys. J. 531, L61

Bann des südlichen Wendekreises" (VdSJournal 12 (III/2003), 27) Der Artikel war einfach hervorragend, gespickt mit Fotos vom Feinsten. Aber dennoch ist zu Abbildung 3 anzumerken: NGC 2948 ist kein r oter Nebel des Südhimmels im Skorpion, sondern eine SB-Galaxie des Nordhimmels. Der bezeichnete rote Nebel ist IC 4628. Auf der Webseite des Spiegelteams ist dieser Nebel leider mit IC 2948 auch nicht richtig benannt. Peter Riepe, FG Astrofotografie

Literaturhinweise

B. Flach-Wilken und V. Wendel: ,,Im

BILDQUALITÄT ,,Ich habe jede Menge Astrofotos
dieses Sternfeldes überlagert, um die Qualität zu verbessern,
Kos, aber es wurde nichts." ,,... Und was soll jetzt dieses Foto mit dem halbnackten Mädchen dazwischen?"
,,Nun... jetzt ist das Bild wenigstens scharf!"
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V838 Mon und Lichtecho im Falschfarbenbild
von Hans G. Diederich

Das Lichtecho v on V838 Mon ist immer noch mit einer CCD-Kamera v on uns Sternfreunden zu er reichen. Besonderen Reiz bringt es, die Zunahme seiner Ausdehnung zu v erfolgen. Mir kam neulich der Gedanke, diese Veränderung einmal anders als bisher üblich darzustellen: nicht als Bildfolge, nicht als ,,animier tes.gif", auch nicht als Diag ramm, sondern als Falschfarbenbild.
Zu diesem Zweck wurde aus drei ungef ilterten schwarz-weißen CCD-Aufnahmen der letzten 12 Monate ein RGB-F arbbild

konstruiert. Die Aufnahme vom 14.4.2002 wurde als Rot-, die v om 30.9.2002 als Grün- und die vom 27.3.2003 als Blaubild genommen.
Die Farben des F arbbildes repräsentieren damit keine Farben und sind somit ,,falsch". Folglich ist das Er gebnis auch kein Farbbild sondern ein ,,F alschfarbenbild". Seine F arben stehen für das Aussehen (Struktur und Größe) des Lichtechos zu verschiedenen Zeiten.
Die Montage in der Abbildung 1 ist gleich-

zeitig ein Beispiel dafür , dass die wiederholte Aufnahme von sich v erändernden Himmelsobjekten ein interessantes Projekt darstellt. Veränderungen am Himmel zu erleben und zu dokumentieren ... das ist ,,Abenteuer Astronomie"!

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Abb. 1: Die Montage zeigt das Lichtecho von V838 Mon im Abstand mehrerer Monate. Die Einzelbilder entstanden mit Teleskopen von 12 bis 16 Zoll Öffnung. Die Integrationszeit betrug bis zu 2.500 s.
Schattenspiel im Mai
von Dirk Lucius
Noch müde vom 19. ATT in Essen las ich meine Mails v on der Astroliste und entdeckte Werner Celniks Aufruf, doch einen kleinen Bericht gar niert mit F otos vom Merkurtransit (s. VdS-Journal 12, S. 84) und der Mondf insternis für das VdS Journal zu schreiben. Warum nicht, hatte ich doch bei beiden Ereignissen Glück mit dem Wetter.
Der Morgen des 16. Mai begann mit einer wunderschönen Dämmerung für das zweite Schattenspiel des Monats, doch das interessante Objekt stand ca. 180 Grad entfernt schon ziemlich nah am Horizont - der Vollmond. Schon mit Eintritt des Mondes in den K ernschatten verblassten die Sterne mehr und mehr, so dass ich nur wenige Fotos mit einem 500-mm-Objektiv aufnahm. Um den Mond zu sehen, kletterte ich auf den Dachboden und öf fnete die Dachluke und bekam dann einen schönen Blick auf f ast den gesamten Südhimmel. Auch wenn eine MoF i am dunklen Himmel noch beeindr uckender ist, wird mir diese horizontnahe F insternis in guter Erinnerung bleiben. Mit Be ginn der Dämmerung erwachte wirklich die Natur: Während der Mond langsam im Schatten der Erde v erschwand, wurden die Vögel

Einladung zum Deep-Sky-Treffen 2004
2. bis 4. April 2004 Die VdS-Fachgruppen ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung" und ,,Astrofotografie" laden alle Sternfreunde auf den Eisenberg ein!
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aktiv, begannen ihr frühmor gendliches Konzert, das mich bis zum völligen Verschwinden des Mondes um 5:10 begleitete - ein einzigar tiges und ir gendwie friedliches Naturerlebnis!
Der kupferrote Mond w ar natürlich nicht zu sehen, aber trotzdem w ar ich zufrieden mit dem, w as ich erlebt hatte und dachte schon an den Mor gen des 31. Mai - diesmal mit Blick wieder nach Nordosten wie am 7. Mai.

Abb. 2: Karlheinz Seeger beobachtete in Egenhäuser Kapf bei Nagold West und nahm dieses Bild mit einem 400mm-Teleobjektiv auf. Er belichtete auf Agfa Vista ISO 100 Farbfilm.

Die Mondfinsternis vom 16.5.2003
von Helmut Edthaler

eine MoFi durchs Teleskop zu sehen (auch die totale Mondf insternis vom 9.1.2001 sah ich mir durchs F ernrohr an), aber es war das erste Mal für mich, zu probieren, dieses Ereignis foto grafisch festzuhalten. Da unser Balk on Südlage (mit Blick in Richtung Alpen) hat, war es natürlich optimal! Am Vorabend stellte ich mein Teleskop (samt Okularen und Barlo w 2fach) raus und hoffte, dass das Wetter keinen Strich durch die Rechnung macht. Auch meine Fotokamera machte ich schon mal ,,fit" für den nächsten Morgen.

Abb. 1: Eintritt des Mondes in den Erdschatten am 16.5.2003. Aufnahmeabstände ca. 10 Minuten von 1:57 bis 3:01 UT auf Kodak Portra 160 (6 x 7), Objektivbrennweite 210 mm, Blende 8. Die Personen wurden montiert. Bild von Franz Xaver Kohlhauf.

In den frühen Morgenstunden des 16. Mai war es wieder soweit: eine Mondfinsternis stand ins Haus! Das zw eite astronomische ,,Großereignis" in diesem Monat! Leider war sie nur zur Hälfte zu sehen, da die
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Mitte der F insternis mit dem Monduntergang zusammentraf.
Vorbereitung Für mich war es zwar nicht das erste Mal,

Mondfinsternis Gegen 3:15 Uhr (MESZ) stand ich auf. Der Mond stand wunderschön am Himmel, so dass ich ihn einf ach mal durch das Fernrohr ,,inspizieren" musste. Die Sicht war einwandfrei - k eine Wolke war am Himmel zu sehen. Wie im ,,K osmos Himmelsjahr" vorhergesagt, trat der Mond dann gegen 4:10 Uhr (MESZ) in den Kernschatten der Erde. Um diese Zeit machte ich die ersten F otos. Zu diesem Zeitpunkt hatte der Mond (lt. ,,Easy Sk y"Programm von Matthias Busch) eine Entfernung von 357.638 km zur Erde. Es ist einfach ein unglaublicher und faszinierender Anblick, wenn man den Schatten

des Globus auf unserem Trabanten wandern sieht. Um 4:35 Uhr (MESZ) schoss ich weitere Fotos und sah mir das Schauspiel immer wieder durch das Teleskop an. So ge gen 5:00 Uhr (MESZ) war nur noch eine schmale Sichel zu sehen, bevor der Mond dann um 5:10 Uhr (MESZ) hinter den Ber gen im Südwesten verschwand und die Sonne aufging.
Abb. 2: Otto Guthier hielt die rötliche Färbung des Kernschattens während der Mondfinsternis in Heppenheim fest.
Abb. 1: Die kurzbelichtete Aufnahme von Adrian Stadter mit einem Refraktor 120 mm / 1.000 mm, Okularprojektion und Digitalkamera zeigt die partiell verfinsterte Mondoberfläche. Aufnahmeort: Puschendorf/Bayern

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Das offene Fenster: Mondfinsternis
von Adrian Stadter
Die Bilder wurden bei of fen Fenster im Haus aufgenommen. F otografiert wurde von Hand durch einen Skywatcher Refraktor 120 mm / 1.000 mm mit 25-mmKellner-Okular. Die Kamera ist eine Olympus C-860L mit HQ Auflösung. Mein Sohn Markus Stadter (8 Jahre) und ich haben ab ca. 4 Uhr gemeinsam die Mondfinsternis beobachtet und eine Serie von 41 Bilder n gemacht. Die letzten Aufnahmen gelangen kurz v or Sonnenaufgang. Ab 5:09 war dann Schluss, dann ging absolut nichts mehr, da der Mond voll im Schatten war und es hell wurde. Zudem kam dann auch noch der Wald. Die Sicht am Himmel w ar stets bestens am Beobachtungsort in Puschendorf (Bayern). Es war ein tolles Erlebnis.
Abb. 2: Aufnahme von Adrian Stadter um 3:02 UT, mit Refraktor 120 mm / 1.000 mm, Okularprojektion und Digitalkamera. Aufnahmeort: Puschendorf/Bayern
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Mondfinsternis am 16. Mai 2003 in Wesseling bei Bonn!
von Rolf Paulus
Wetter: klar teilweise diesig.

Temperatur: +5 Grad Celsius.

Beobachtung: Mit unbewaffnetem Auge und Baader Feldstecher auf einem Heer-Stativ. Da ich k eine Horizontsicht nach Südw est hatte, musste ich mich auf das Flachdach meines Hauses be geben. Etwa um 4:03 Uhr MESZ erfolgte der Eintritt des Mondes in den Kernschatten der Erde von Osten her (bzw . Beginn der P artialität). Langsam schob sich der scharf abgegrenzte Erdschatten über die Mondscheibe. Die totale Phase war etwa um 5:14 Uhr MESZ erreicht. Den Austritt aus dem Erdschatten konnte ich nicht mehr sehen, da der Mond um 5:41 Uhr MESZ unterging.

Abb. 1: Konrad Horn erwischte eine Storchenfamilie während seiner Mondfinsternisbeobachtung am 16. Mai 2003.

Geminiden vom 13./14.12.2002
von Helmut Edthaler

Vorab muss ich erst mal erwähnen, dass ich erst seit Oktober Mitglied in der VdS bin und dies mein erster Versuch ist, einen Bericht zu schreiben. Am 13.12.2002 war bei uns in F reilassing (Südostbayern, direkt an der Grenze zu Salzb urg) das Wetter eher durchwachsen und man konnte nicht vorhersagen, ob es sich noch entscheidend zum Guten w enden wird. Im Kosmos Himmelsjahr las ich ein paar Tage vorher schon, dass auf diese Nacht (v om 13. auf den 14.12. zwischen 21 und 6 Uhr) das Maximum der Geminiden fällt, ohne mir aber g roße Hoffnungen gemacht zu haben, ob ich an jenem Abend noch welche sehen werde.
Beobachtung und Fotografie So gegen 23 Uhr 30 riskierte ich noch mal einen Blick v om Balkon aus auf den Sternenhimmel und sah zu meiner Freude, dass sich die Wolken zum größten Teil verzogen hatten und ich freien Blick auf den Südhimmel und somit auf das Ster nbild Zwillinge bzw. den Radianten der Geminiden (Castor) hatte. Sehr schön standen auch Orion und der Große und
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Kleine Hund so wie die Plejaden am Nachthimmel. Da im Maximum mehr als sechzig Meteore über das F irmament ziehen sollten, entschloss ich mich kurzfristig doch noch aufzub leiben und abzuw arten, was geschehen wird. Auch meine gute alte Olympus OM-1 mit Stati v nahm ich mit auf den Balkon - leider hatte ich nur noch einen Kodak ISO-200-Film, aber ich wollte es einf ach auch mal probieren, ob ich wenigstens einen Meteor ,,einfange". Also, zwischen Zwillinge und Orion ,,eingeparkt" und auf Dauerbelichtung eingestellt. Einige Minuten tat sich gar nichts, dann auf einmal ein, zwei Meteore in kurzem Abstand hintereinander, zum Teil quer durch den nördlichen Teil von Orion oder östlich davon. So ging es in unre gelmäßigen Abständen innerhalb v on einer guten halben Stunde w eiter. Die P osition der Kamera habe ich dabei immer wieder v erändert, um (so dachte ich) meine Chancen auf eine Meteoraufnahme zu erhöhen. Auch die Belichtung habe ich nun (im Gegensatz zu den ersten zw ei, drei Aufnahmen) so kurz wie möglich gehalten, um k eine Strichspuren aufzunehmen.

Nach guten 30 Minuten hatte ich neun Sternschnuppen gezählt und gehof ft, dass sich doch etwas auf meinen F ilm ,,verlaufen" hat. Nach dem Entwickeln konnte ich dann doch erfreut und erleichter t feststellen, dass es sich für mich als relati ven ,,Beginner" doch ausgezahlt hat. Mit einem empfindlicheren Film wären die Ergebnisse sicher besser geworden, da die Meteore visuell viel heller w aren, als auf den Aufnahmen zu sehen.
FORMEL-1-FAN ,,Das ist der Trifid-Nebel, M 20!" ,,Wunderbar! Diese Farben! Ferrari-Rot, Williams-BMW-Weiß/Blau und die Sterne in McLaren-Mercedes-Silber!!!"

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Die 26. VdS-Tagung vom 12. bis 14. September 2003 in Berlin
von Wolfgang Steinicke

Eigentlich täuscht die schlichte Zahl ,,26" etwas darüber hinweg, dass hier ein bedeutendes Jubiläum gefeier t wurde: das 50jährige Bestehen der VdS. Der Rahmen war passend ge wählt und beeindr uckte bereits bei der Ankunft. Das Gebäude der Archenhold-Sternwarte in Berlin-Treptow, gegründet 1896, sieht auf den ersten Blick wie eine Residenz aus, w eniger wie eine astronomische Einrichtung. Wo ist etw a die Kuppel? Bei genauerem Hinsehen entdeckt der Besucher einen ge waltigen Tubus, der aus dem Dach herausragt (Abb. 1): der längste Refraktor der Welt. So eingestimmt, traf man in den ehrwürdigen Hallen auf den VdS-Stand, an dem die ankommenden Gäste v on drei Damen (Charlotte Wehking, Dagmar Guthier und Gisela Steinicke; vgl. Abb. 4) empf angen wurden. Ab hier lockte die ArchenholdSternwarte den Besucher in k osmische Tiefen: Milchstraße, Planeten und Ster ne, interessant in Szene gesetzt. Zu sehen waren auch historische Instr umente und alte Fotos zur Geschichte der Astronomie in Berlin. Wer seinen Blick aus dem Fenster in Richtung Innenhof schw eifen ließ, wähnte sich auf einem Schlachtschiff: Fast noch beeindruckender als das gewaltige Rohr des Refraktors ist dessen tonnenschwere Montierung - der Beobachter mittendrin, zwischen Zahnrädern und Gegengewichten wie in Chaplins ,,Moder ne Zeiten", fast verloren. Das mar tialische Gerät auf den Mars zu richten ist eigentlich zwingend. Leider ließ sich der rote Planet trotz Jahrtausendopposition an keinem Abend blicken! Christoph Lichtblau und Volker Heinrich präsentierten eine beeindr uckende Meteoritenausstellung, mit dem ,,Neuschw an-

Abb. 1: Der Tagungsort: die Archenhold-Sternwarte in Berlin (Foto: W. Steinicke)

stein" als Stargast. Einige Stücke konnten käuflich erworben werden, so haben manche jetzt ,,einen Meteoriten am Hals". In einem Nebenraum präsentier ten sich Fachgruppen der VdS. Leider w ar der Platz alles andere als glücklich ge wählt, frei nach dem Motto ,,sie finden uns rechts hinter der g roßen Dunkelwolke". Besser platziert waren die Verlage (z. B. Kosmos, Spektrum), die ihr neuestes Buchangebot präsentierten. Die Tagung wurde am F reitagabend mit einem Fachvortrag von Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin eröffnet. Thema war der Mars aus Sicht der aktuellen Raumf ahrtmissionen, die

Kulisse eindrucksvoll: der historische ,,Einstein-Saal" (Abb. 2), in dem Einstein 1915 seinen ersten öffentlichen Vortrag zur Relativitätstheorie in Deutschland gehalten hatte. Hier star tete auch am nächsten Morgen das Vortragsprogramm, zusammengestellt von Wolfgang Steinicke. Das Angebot war mit insgesamt 19 Referaten so groß, dass Samstagnachmittag noch eine parallele Session im Kleinen Saal abgehalten wurde. Nach Begrüßungsworten von Prof. Dr . Dieter B. Herrmann, Direktor der Archenhold-Sternwarte, und des VdS-Vorsitzenden Otto Guthier star tete das Vortragsprogramm am Samstagmorgen mit einem

Abb. 2: Fachvortrag von Prof. Neukum im historischen Einstein-Saal (Foto: J. Jahn)

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Beitrag von Thomas Erfurt, Jugendforscht-Preisträger aus Berlin. Er hat an der Wilhelm-Foerster-Sternwarte umfangreiche polarimetrische Untersuchungen von Aktiven Galaxienkernen (AGN) durchgeführt. Anschließend zeigte Dr . Eberhard Bredner, FG Ster nbedeckungen (IOTA/ES), warum streifende Bedeckungen durch den Mond so f aszinierend sind. Eine Synthese der F achgruppen Geschichte und Deep-Sky stellte der Vortrag von Wolfgang Steinicke dar. Es ging um Leben und Werk des ,,Bauernastronomen" und Pioniers der visuellen Deep-Sk yBeobachtung, Johann K ern (siehe Artikel in diesem Heft in der Rubrik ,,Deep-Sky"). Abschließend erläuterte Prof. Her rmann die Entstehungsgeschichte seines neuesten Buches ,,Die Milchstraße", das der Autor anschließend am Kosmos-Stand signierte. Die kurze Mittagspause wurde v on der wiederbelebten FG Geschichte zu einem ersten informellen Treffen genutzt (siehe Rubrik ,,Geschichte"). Gleichzeitig konnte der große Refraktor besichtigt werden. Der

Abb. 3: Michael Jäger bei seinem Vortrag ,,Von West bis Ikeya-Zhang" (Foto: J. Jahn)
Parallel wurde im Kleinen Saal v orgetragen. Den Anfang machte Christian Weis mit seiner Umfrage zur astronomischen Bildung von Schülern (siehe VdS-Journal 12, 110). ,,Das Unsichtbare erkennen" lautete das geheimnisv olle Thema von Andreas Fornefett. Es ging um eigene

war, sondern der Waliser Edward Pigott. Die Zeit bis zum abendlichen F estakt wurde mit einer ,,Pflichtüb ung", in F orm der 26. Mitglieder versammlung der VdS, überbrückt (siehe hierzu den gesonder ten Bericht in diesem Heft). Anschließend lud die VdS zum Sektempfang im Foyer (Abb. 4). Eine einmalige Gele genheit mit VdSVeteranen ins Gespräch zu k ommen (Abb. 5), darunter Günther D . Roth, Edgar Mädlow und Adolph Kunert - die richtige Einstimmung für die folgende Gala ,,50 Jahre VdS". Günter D. Roth, Peter Völker (Abb. 6) und Dr. Werner E. Celnik präsentierten ausführlich die Geschichte der VdS von der Nachkriegszeit bis heute (vgl. den Beitrag in VdS-Journal 12, 6). Auf ihrem Weg zur bedeutendsten amateurastronomischen Organisation in Deutschland hat sie viele Höhen und Tiefen erlebt. Für ein unk onventionelles, aber dafür umso treffenderes Intermezzo sorgte Paul Hombach, Mitglied der Volkssternwarte Bonn, Musiker - und v or allem K omponist. Wer im musikalischen Rahmen-

Abb. 4: Neumitglied Daniel Fischer als Hahn im Korb, eingerahmt von (v.l.n.r.) Doris Unbehaun, Silvia Otto, Dagmar Guthier, Gisela Steinicke und Charlotte Wehking (Foto: W. Steinicke)

Abb. 5: Die VdS-Veteranen Edgar Mädlow (Mitte) und Günther D. Roth (rechts) im Gespräch mit dem neuen Schriftführer Wolfgang Steinicke (Foto: G. Steinicke)

Nachmittag gehörte wieder den

Amateurreferaten. Im Einstein-Saal

berichtete Dr. Jens Biele (DLR Köln) über

die Rosetta-Mission, die sich ein neues

Ziel gesucht hat, den K

ometen

Churyumov-Gerasimenko. Hans-Günter

Diederich zeigte CCD-Beobachtungen von

Protosternen, Galaktischen Nebel und

Galaxien - Amateurastronomie erobert den

Infrarotbereich. Kometenexperte und VdS-

Medaillenpreisträger Michael Jäger ließ

dann noch einmal die herausragenden

Kometen der letzten 30 Jahre Re vue pas-

sieren (Abb. 3). Abschließend zeigte uns

Bernd Hanisch das ,,Licht der

Planetarischen Nebel" - aus der Sicht des

Spektroskopie.

VdS-Journal Nr. 13

Überlegungen zur Dichte und Zustandsform der kosmischen Materie. Mars durfte natürlich nicht fehlen. Das Thema wurde in den Beiträgen v on Ralf Hofner (Beobachtung der Marsopposition auf den Kanarischen Inseln) und Christian Harder (Visuelle Marsmondbeobachtung) behandelt. ,,Die Ster nwarten Europas" ist ein Buchprojekt von Dr. Stefan Binnewies (Vortragender), Jens Moser und Wolfgang Steinicke, in dem die bedeutendsten Or te wissenschaftlich und historisch v orgestellt werden sollen. Ein historisches Bonbon zum Schluss: Messier-Experte Dr. Hartmut Frommert zeigte, dass nicht (wie allgemein angenommen) Johann Eler t Bode der Entdecker des ,,Schw arzen Auges" M 64

programm Klassik erwartet hatte, war fehl am Platz: Geboten wurde eine Art ,,AstroAkustik" am Synthesizer (Abb . 7). P aul Hombach ist das K unststück gelungen, himmelsmechanische Zyklen in Töne und Rhythmen zu transfor mieren. So wurden Venus-Transits, Merkur-Elongationen und Mars-Deklinationen zu einem akustischen ,,Saturday-Night-Fever" der k osmischen Art. Für die gelungene K ombination aus phantasievoller Erläuterung und perfekter musikalischer Darbietung gab es viel Beifall. Am Sonntag endlich her rlicher Sonnenschein. Trotzdem lockte der Einstein-Saal noch einmal mit interessanten Vorträgen. Uwe Reinmann zeigte, dass Leoniden und

V d S > N A C H R I C H T E N 107

der Beitrag ,,Spiralgalaxien in Be wegung" aufgenommen, in dem Helmut Starzynski seine unkonventionellen Überlegungen zur Rotation und Evolution von Galaxien vorstellte. Den Abschluss des Vortragsprogramms bildete der Beitrag v on Dr. Jürgen Blunck zur ,,Gr uppierung der 61 bekannten Jupitermonde". An dieser Stelle sei allen Referenten für ihre interessanten Beiträge gedankt - und

dass sie den v orgegebenen Zeitrahmen perfekt eingehalten haben. Unser Dank geht auch an die Archenhold-Sternwarte sowie an die vielen Ster nfreunde, die zum Gelingen dieser Jubiläumstagung beigetragen haben. Es wurde hof fentlich deutlich, dass alle, die nicht in Berlin w aren (und das waren leider doch recht viele), eine großartige Tagung verpasst haben!

Abb. 6: Peter Völker überreicht sein Abschiedsgeschenk (Karteikasten der alten VdS-Bibliothek; Foto: J. Jahn)

Mintron eine perfekte K ombination sind. Mit dieser Videokamera gelangen ihm eindrucksvolle Aufnahmen in Südfrankreich. ,,Neues von der Andromedagalaxie" wusste Dr. Götz Hoeppe, vielen durch die SuW-Redaktion bekannt, zu berichten. Dann noch einmal das Thema Sternbedeckungen durch den Mond , vorgetragen von Dietmar Büttner . Er ist Autor des Projekts MOONLIMB (s. dazu seinen Beitrag in diesem Heft). Kontrovers wurde

Abb. 7: Paul Hombach erklärt seine kosmische Musik (Foto: J. Jahn)

Bericht über die 26. Mitgliederversammlung
der VdS am 13. September 2003 in Berlin
von Wolfgang Steinicke
Knapp über 100 Mitglieder hatten sich im Kleinen Saal der Archenhold-Sternwarte zur 26. Mitglieder versammlung der VdS eingefunden. Nach der Be grüßung durch den Vorsitzenden Otto Guthier gab dieser den Tätigkeitsbericht der Jahre 2001 und 2002 ab. Eine ausführliche Darstellung findet sich im Protok oll der Mitgliederversammlung, das von Martin Dillig angefertigt wurde.

Im Berichtszeitraum fanden 12 Vorstandssitzungen statt. Sechs Jour nale wurden publiziert (mit insgesamt 1.100 Seiten), drei Schnellzirkulare erstellt und 15 Pressemitteilungen herausgegeben. Die VdS organisierte mehrere Re gionaltagungen und w ar auf ca. 20 Veranstaltungen mit ihrem Stand präsent. Die VdSMedaille 2002 wurde an Ber nd Flach-

Abb. 1: Der neue VdS-Vorstand (v.l.n.r.): Jost Jahn, Silvia Otto, Wolfgang Steinicke, Thomas Kessler, Susanne Hoffmann, Otto Guthier und Dieter Friedrich (Foto: U. Reimann)
VdS-Journal Nr. 13

108 V d S > N A C H R I C H T E N

Abb. 2: Unser neues Ehrenmitglied: Frau Hildegard Plötz (Foto: W. Steinicke)

Abb. 3: Verleihung der VdS-Medaille 2003 an Martin Mayer (Foto: J. Jahn)

Wilken verliehen. Im Juni 2002 fand ein 2. Brainstorming in Dar mstadt statt (Er gebnisse wurden im Jour nal veröffentlicht). Der Internetauftritt wurde erw eitert. Es besteht eine konstruktive Zusammenarbeit mit astronomie.de (hier präsentieren sich bereits einige F achgruppen), dem Spektrum-Verlag (vergünstigte Abos von ,,Sterne & Weltraum" und ,,Astronomie Heute") sowie dem K osmos-Verlag, hier ist vor allem das Buchprojekt "Himmelspraxis 2004" zu nennen. Es f indet ein regelmäßiger Austausch von Werbeanzeigen statt. Es wurden di verse Werbematerialien erstellt (T aschen, Tassen, Mousepads) und ein neuer Mitgliedsausweis eingeführt. Die Infobroschüre wurde komplett überarbeitet und neu gedruckt.
Die Verwaltung konnte neu or ganisiert werden (Buchhaltung, Mitglieder). Leider stagnierte die Mitgliederzahl leicht und sie liegt momentan knapp über 4.000. Die neueste Entwicklung deutet aber wieder einen Zuwachs an. Die Austrittsgründe wurden analysiert. Hier zeigten sich hauptsächlich wirtschaftliche Probleme. 2001 wurde eine Mitgliederbefragung durchgeführt. Die Auswertung von über 400 Antworten ergab ein hohes Maß an Zufriedenheit mit den Leistungen der VdS.
Es gab zw ei Treffen aller F achgruppen (Kirchheim, Heppenheim). Viele haben eigene Tagungen organisiert. Die F achgruppe Computerastronomie wurde gegründet und zw ei andere haben sich neu organisiert (Geschichte, Selbstbau).
VdS-Journal Nr. 13

Eine besondere Herausforder ung war die Organisation des 1. deutschen Astronomietages am 23. August 2003. Stef an Korth wurde hierzu vom Vorstand zum kooptierten Mitglied er nannt. Es wurden ein Faltblatt (Auflage 21.000) und ein Plakat produziert, die Resonanz w ar gewaltig. Auf einer eigenen Internetseite wurden die lokalen Angebote präsentiert. Es gab f ast 200 Veranstaltungen mit insgesamt über 20.000 Besuchern.
Anschließend gab Thomas Kessler den Kassenbericht ab, gefolgt von dem Bericht der Kassenprüfer, vorgetragen von Jost Jahn. Das Vereinsergebnis weist ein Defizit aus, das im Wesentlichen auf die Kosten für das VdS-Journal zurückgeht. Hier gibt es aber in Zukunft Einsparmöglichkeiten, auch besteht die berechtigte Aussicht auf mehr Mitglieder, als Folge der verbesserten Werbung und des Astronomietages. Erstmals lebt der Verein von der Substanz.
Nach der Entlastung des alten Vorstands wurde unter Leitung von Eberhard Bredner ein neuer Vorstand gewählt (Abb. 1). Otto Guthier wurde als Vorsitzender bestätigt. Für den nicht mehr angetretenen Werner E. Celnik wurde Wolfgang Steinicke (vormals Beisitzer) zum neuen Schriftführer gewählt. Alter und neuer Schatzmeister ist Thomas Kessler. Bei den Beisitzern wurde Silvia Otto wieder gewählt. Nicht mehr angetreten sind P eter Völker und Oli ver Jahreis. Die drei neuen Beisitzer sind: Dieter Friedrich (Essen), Susanne Hof fmann (Potsdam) und Jost Jahn (Bodenteich), der bereits dem v orletzten Vorstand angehört hatte. Als neue Kassenprüfer

wurden Eberhard Bredner und K urt Hübner gewählt. Peter Völker und Werner E. Celnik wurden für ihre langjährige Vorstandsarbeit geehrt.
Anschließend wurden die v om (alten) Vorstand beantragten Satzungsänderungen von der Mitgliederversammlung angenommen. Ferner wurde beschlossen, den Vorstand zu er mächtigen, bei Bedarf eine Beitragserhöhung in 2005 in Höhe v on maximal 5,00 durchführen zu können. Ein besonderer Tagesordnungspunkt war die Ernennung von Frau Hildegard Plötz zum Ehrenmitglied (Abb . 2). F rau Plötz führt seit 1967 das VdS-Sekretariat in Haar bei München (s. Bericht im letzten Journal). Sie hat die Mitglieder über viele Jahre betreut, ein Teil der Arbeit ist mittlerweile auf die Geschäftsstelle über tragen worden. In diesem Zusammenhang wurde auch die Leistung v on Frau Charlotte Wehking gewürdigt.
Ein weiterer Höhepunkt w ar die Verleihung der VdS-Medaille 2003. Sie ging an Mar tin Meyer, den ,,V ater von Violau" (Abb. 3). Sein großes Verdienst ist nicht nur die Organisation vieler Tagungen in Violau, mit seiner begeisternden Art hat vor allem nachhaltige Impulse für die astronomische Volksbildung gegeben. Mittlerweile im Ruhestand ist er Besitzer einer Privatsternwarte. Die Laudatio sprach Paul Hombach.
Nach mehr als drei Stunden, mit zum Teil lebhafter, aber stets k onstruktiver Diskussion, ging die 26. Mitglieder versammlung zu Ende. Der Or t für die nächste VdSTagung 2005 steht noch nicht fest.
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110 V d S > N A C H R I C H T E N

Leserbriefe an die Redaktion oder an die Geschäftsstelle

... an dieser Stelle möchte ich Dir/Euch mein Lob zu der neuen und gelungenen Ausgabe des VdS-Journals gratulieren. Sehr positiv erstaunt w ar ich über die ,,Beigabe", wofür ich mich herzlich bedanken möchte. Ebenso schätze ich bei Euch den Umgang mit den Autoren (Dankesschreiben und Belegexemplar), was ansonsten bei k einer weiteren Astrozeitschrift aus dem Amateurbereich üblich ist. ... Stefan Ueberschaer
Über das Büchlein ,,K osmos Himmelspraxis 2004 habe ich mich sehr gefreut. Hierfür möchte ich Ihnen auf diesem Wege herzlich danken. Für mich als Anfänger ist dieser Sternführer überaus hilfreich. Ich werde ihn mit Sicherheit ständig benutzen. Bei dieser Gele genheit möchte ich Ihnen zu der außerordentlich positi ven Entwicklung des VdS-Journals gratulieren. Es wird m. E. von Ausgabe zu Ausgabe besser, zumal Sie auch bemüht sind, den Interessen von Einsteigern gerecht zu werden... Dr. Hans-Günter Gehring, Papenburg

ich in Zukunft v ollständig informativ versorgt. ... Erich Kruse, Minden

Freunden und Bekannten ger n schicken möchte. ... Dr. Wolfgang Dawid, Bonn

... nachdem ich anlässlich meiner Mitgliedschaft freundlicherweise die letzten vier Ausgaben des VdS-Journals erhalten und nun auch gelesen habe, muss ich feststellen, dass diese äußerst infor mativ und gut gemacht sind. Hier also erst einmal ein großes Lob! ... Dipl.-Ing. Steffen Klausmann, Backnang
... Es ist immer eine F reude die Beiträge der verschiedensten Arbeitsgruppen zu lesen. Deswegen hatte ich mich auch entschlossen Mitglied der Vereinigung der Sternfreunde zu werden. ... Klaas Geerts, Niederlande
... Ihr Infor mations-Faltblatt zum Astronomietag ,,Im Blickpunkt: Mars" 23. August 2003 f inde ich so her vorragend gestaltet, dass ich dieses Blatt meinen

... zunächst vielen Dank für das Eintrittsgeschenk, sie gefallen mir gut, die Journale für Astronomie. Ein sinnvolles Handeln also, wie ich denke, derart mitgliederfreundlich erlebte ich's noch nie. Man sagte mir: ,,Du alter Esel - du Tor bindest du dich noch an einen Verein und schaust mit siebzig Jahren noch durch`s Rohr , lass es doch lieber bleiben - lass es lieber sein" ,,Weißt du nicht, dass sich verengen die Pupillen und vieles wird nur eingeschränkt wahrnehmbar, auch dir droht, wenn auch wider deinen Willen eines schönen Tages wohl der Graue Star." Ich trotze dieser Missgunst, liebe Freunde Und schaue weiterhin getrost in's weite All, es war ein schlechter Witz und ohne Pointe drum bleib ich weiterhin bei euch ,,am Ball". Josef Dörflinger, Schlier

... als neues Mitglied möchte ich Ihnen herzlich danken für das Willkommensgeschenk ... Hans Goertz, Niederlande
... als Mitglied der VdS seit 2001 bin ich sehr zufrieden mit Ihrem ausgezeichneten VdS-Journal. Ich möchte Sie deshalb bitten, mir auch die Ausgaben/Exemplare zu zusenden, die von 1997 bis 2000 erschienen sind .... Eckart Fuchs, Norwegen
... Bei dieser Gelegenheit möchte ich auch endlich einmal ein g roßes Lob an die Macher des VdS-Journals richten, das Heft steht professionellen Zeitschriften nicht nach. Vielen Dank auch für die k ostenlose Beigabe des Astro-Jahrbuches im neuen Journal! ... Gabor Großmann, Nünchritz
... Für die her vorragende Betreuung während der v ergangenen Jahre möchte ich mich an dieser Stelle nochmals herzlich bedanken. ... Dr. Ulrike Matusczyk, Landshut
... Mit dem ,,VdS-Jour nal" welches für Amateure genau richtig aufgemacht ist, bin
VdS-Journal Nr. 13

Spenden
an die Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Im Jahr 2002 erhielt unsere Vereinigung wieder zahlreiche Spenden von den Mitgliedern (insgesamt EUR 1.594,74). Der Vorstand bedankt sich bei allen Spendern ganz herzlich, auch bei den vielen ungenannten Mitgliedern, die bei der Überweisung der Jahresrechnung den Beitrag aufrundeten.
7925 - Dr. Joachim Ansorge, 8106 - Michael Balzer, 6914 - Gundbert Banik, 1815 - Peter Berger, 7998, Dipl.-Soz.-Päd. Peter Böttcher, 6256 - Reiner Boulnois, 2335 - Erich Bürger, 3781 - Li via Cordis, 6381 - Karl Cor nelius, 3091 - Günter Dass, 6357-Hans-Günter Diederich, 1459- F riedhelm Dorst, 4829 - Hans-P eter Eppler, 3024 - August Feuerstein, 3312 - Peter Fischer, 3419 - Hans Michael F ritz, 1324 Dr. Rainer Fuchs, 3605 - Hans Gahler , 6774 - Erich Gans, 6184 - Joachim Gräber , 4617 - Dipl.-Inf. Wolfgang Grimm, 2980 - Dr . Franz-Josef Hambsch, 971 - Er nst Häring, 7994 Werner Henze, 3211 - P eter Hosters, 4949 - Jür gen Jaspert, 1669 Lothar Klaffke, 3531- StR. Michael Korff-Karlewski, 3921 - Stephan Küppers, 3046 - Werner Kuhlmann, 8000 - Meik Lampmann, 759 - Dr . Eckmar Lohsen, 1803 - Horst Mack, 5734 - Stud.-Dir . Gerhard Miedaner, 6484 - Dipl.-Volksw. Claus D. Möckel, 3940 - Silvia Otto, 7462 - Prof. Dr . Wolfgang Predki, 6245 - Rene Purwin, 5127 - Eberhard Quaas, 3887 - Holger Rendelmann, 3631 - Adam Renner, 4306 Dietbert Sens, 994 - Dr. Karl Schaifers, 5949 - Roland Scharff, 867 - Dr. med. Roman Schmid, 1572 - Heinz Schmidt, 3448 - Günter Stück, 5350 - Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler, 7028 - Joachim Uhlig, 2765 - Dr . Otto Vogt, 6790 - Alexander Walter, 7156 - Dr. Konrad Wenning, 3546 - Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann, 3581- Bernd Wippich, 2275 - Robert Wurm, 5254 - Dr. Volker Zillessen

V d S > N A C H R I C H T E N > T A G U N G S B E R I C H T E 111

Wir begrüßen neue Mitglieder
von Charlotte Wehking
Nach Postleitzahlen sortiert: (8459) Klaas Geer ts, NL-7951 LT Staphorst, (8488) Hans Goer tz, NL-6191 AX Beek, (8475) P eter Heckmann, A-4163 Klaffer am Hochficht, (8507) Hubert Kranabetter, A-3121 Karlstetten, (8516) Markus F rüh, CH-9000 St. Gallen, (8469) Mar tin Schoenball, 01728 Bannewitz, (8517) Jürgen Knabe, 07751 Krippendorf, (8497) Andreas Jahn, 12619 Berlin, (8526) Roman Ro goszynski, 13509 Berlin, (8487) Berliner Sternfreunde e. V., 14656 Brieselang, (8518) Hans Pietsch, 15344 Strausberg, (8489) Erik Schomburg, 16792 Zehdenick, (8492) Kornelia Spelly, 17367 Eggesin, (8483) P eter Schmiedeberg, 19061 Schwerin, (8533) Clemens Schif f, 21129 Hamburg, (8477) Stefan Meister, 21641 Apensen, (8525) Reinhard Lange, 24119 Kronshagen, (8502) Jens Hieronimus, 26427 Thunum, (8476) Werner Wefer, 27607 Langen, (8524) F elix Geyer, 30657 Hannover, (8470) Thomas Zimmermann, 33758 Schl.-Holte-Stuk enbr. (8534) Dirk Jacobsen, 35390 Gießen, (8515) Bernt Nehmer, 35410 Hungen, (8482) Tilmann Sehlen, 41061 Mönchengladbach, (8514) Florian Wölzl, 44229 Dortmund, (8460) Bodo Landfester, 44319 Dortmund, (8397) Christian Levermann, 45701 Herten, (8453) Andre Walczak, 45701 Herten, (8355) Irmgard Barthel, 46537 Dinslaken, (8510) Harald Jeschke, 47057 Duisburg, (8520) Burkhard Schmiele, 48231 Warendorf, (8522) Dipl.-Ing. Matthias Reckzügel, 48465 Schüttdorf, (8501) Dirk Lütv ogt, 49419 Wagenfeld, (8493) Wolfgang Rostalski, 50259 Pulheim, (8451) Rainer Rettig, 51789 Lindlar, (8474) Hardy Kirsch, 52072 Aachen, (8523) Urs Schöke, 52072 Aachen, (8478) Friedhelm Zysk, 52146 Würselen, (8511) Michael Pfeif fer, 52152 Simmerath, (8484) Thomas Schäfer, 55286 Wörrstadt, (8398) Andre Krings, 58285 Gevelsberg, (8486) Tanja Mesli, 58332 Schwelm, (8496) Christian Kitschke, 58762 Altena, (8504) Dr. Ulrich Pfeiffer, 59494 Soest, (8490) Paul Woyzik, 59505 Bad Sassendorf, (8480) Sven Wielsch, 60437 Frankfurt, (8521) Uwe Süßenberger, 61118 Bad Vilbel, (8506) GUFORC e. V., 61130 Nidderau, (8481) Sven Klügl, 64646 Heppenheim, (8426) Thomas Ripplinger, 66663 Merzig, (8498) Christopher Schulz, 68526 Ladenburg, (8508) Dr. Thorsten Schneider, 69121 Heidelberg, (8500) Bernd Landmann, 69214 Eppelheim, (8485) Tobias Pilich, 71522 Backnang, (8447) Manfred Volkmer, 71546 Kleinaspach, (8519) Dr . Gerhard Kaus, 72250 F reudenstadt, (8513) Verena Melanie Lunkenheimer, 74722 Buchen, (8491) Thomas Hars, 76287 Rheinstetten, (8494) Jean-Luc. L. J . Dighaye, 81671 München, (8505) Michael Schultheiss, 83349 P alling, (8532) Prof. Dr . Wolfgang Lechner, 83623 Linden, (8495) Wilfried Langner, 85276 Pfaffenhofen, (8479) Thomas Albrecht, 85635 Höhenkirchen, (8509) Wilfried Edelmann, 86836 Unter meitingen, (8512) Ines Rechenberger, 86932 Pürgen-Ummendorf, (8472) Christian Ullrich, 97791 Obersinn

22. Kometen- und Planetentagung in Violau
von Hans-Dieter Gera

Vom 6. bis 9. Juni 2003 f and in Violau die 22. Kometen- und Planetentagung statt, die inzwischen eine über zw anzigjährige Tradition hat. Nachdem sich die Amateurastronomen zu Anfang der achtziger Jahre in Berlin, Hof und Heppenheim getrof fen hatten, wurde Violau ab 1985 ständiger Tagungsort. Und das nicht ohne Gr und, bietet das malerisch im Natur park Augsburg Westliche Wälder gelegene Dörfchen doch die denkbar geeignetste Infrastruktur: Das von Christoph Mayer betreute BruderKlaus-Heim, ein Schullandheim der Diözese Augsburg, besitzt Tagungsräume mit optimaler multimedialer Ausstattung (Abb. 1) so wie Unterbringungsmöglichkeiten für die Teilnehmer plus Familie und nicht zuletzt eine Ster nwarte mit respektablem Instrumentarium. Diese wurde v or über dreißig Jahren durch Christoph Mayers Vater Martin, der bis zu seiner Pensionierung 1997 auch Heimleiter w ar, gegründet. So strömten wieder zahlreiche Amateure am Pfingstwochenende zur Tagung, die von der VdS und dem Arbeitskreis Planetenbeobachter veranstaltet wird. Und

diese versprach besonders interessant zu werden, konnten die Teilnehmer doch mit spektakulärem audiovisuellem Material der astronomischen Highlights des vergangenen halben Jahres rechnen. Und sie wurden nicht enttäuscht: So präsentier ten Daniel Fischer und Georg Dittie ein Video ihres Aufenthaltes auf den Shetland-Inseln zur ringförmigen Sonnenfinsternis am 31. Mai 2003. Leider w ar nur der Be ginn bei Sonnenaufgang gut zu sehen, beim Erreichen der ringför migen Phase wurde der Wolkenvorhang zugezogen. Amüsant waren die in dem Video eingeflochtenen

Abb. 1: Im ,,Schwäbischen Himmelreich", dem Vortragsraum des Bruder-KlausHeimes
Berichte der britischen Nachrichtensender, die sich dieses Ereignisses annahmen. Die gleichen Autoren brachten auch ein Video über die totale Sonnenf insternis vom 4. Dezember 2002 in Mosambik, w o das Wetter ähnlich mür risch war, immerhin aber noch spektakuläre Bilder der leider nur ca. 1 Minute langen Totalität zuließ. Dafür gab es aber zu Entschädigung schöne Landschaftsbilder zu sehen. Silvia Otto beobachtete die Finsternis im australischen Outback kurz v or Sonnenuntergang mit einer ähnlich kurzen Totalität, konnte aber auch mit beeindr uckenden Landschafts-
VdS-Journal Nr. 13

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Abb. 2: Gabriele Heinlein präsentiert den ,,Neuschwanstein-Meteoriten".

bildern aufwarten. Die Leoniden vom November 2002 waren natürlich auch ein Thema. Bernd Gährken beobachtete per Video auf dem Calar Alto unter nicht optimalen Bedingungen, k onnte aber mit einer MINTR ON-Kamera beeindruckende Animationen und Einzelbilder gewinnen. Die Mondfinsternis am 16. Mai 2003, die für Deutschland zw ar nur ein Teilerlebnis darstellte, war immerhin unter optimalen Bedingungen zu v erfolgen. Bernd Brinkmann und Konrad Horn zeigten gelungene Stimmungsbilder des Ereignisses. Der Merkurdurchgang am 7. Mai 2003 gehörte natürlich auch zu den Schw erpunktthemen. Bis auf Georg Dittie, der das Ereignis auf der VdS-Sternwarte in Kirchheim nur b lickweise in ein paar Videobildern zwischen dichter Bewölkung einzufangen vermochte, konnten Paul Hombach und Daniel Fischer in Bonn den Durchgang bei fast optimalem Wetter verfolgen. Ähnlich er ging es Ber nd Brinkmann in Her ne, der ein auf der dor tigen Sternwarte gemachtes Video zeigte, und Hans-Dieter Gera, der in Bochum ein geeignetes Dachfenster für seine F otos fand. Auch im Planetenbereich gab es Interessantes. Detlev Niechoy zeigte, wie man mittels einer mit einf achsten Mitteln am Fernrohr befestigten Webcam verblüffend gute Aufnahmen machen kann. Außerdem präsentierte der Referent die Ergebnisse der Beobachtungen der Abendsichtbarkeit der Venus des Jahres 2002, beklagte allerdings auch die
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Tatsache, dass relati v wenige Beobachtungen zur Auswertung vorgelegen hatten. Die MINTRON-Videokamera im Verein mit Georg Ditties Bildv erarbeitungsprogramm GIOTTO - verspricht das spektakulärste Ergebnisse? Ralf Gerstheimer bewies dies auf eindrucksvollste Weise: So filmte er den Vorübergang des Erdbahnkreuzers 2002NY40 an der Erde imAugust 2002. Nun, hier gibt es für GIO TTO noch nicht allzu viel zu tun, anders jedoch sah es im März 2003 aus, als sich die g roßen Jupitermonde gegenseitig bedeckten bzw. verfinsterten: Bearbeitete Summenbilder
Abb. 3: Petra Mayer an ihrem 8-Zoll-Dobson ...

ergaben nicht nur einen f ast verwirrenden Detailreichtum auf der Jupiteroberfläche, sondern zeigten auch kaum zu erw artende Albedostrukturen auf den Monden so wie den kreisrunden Schatten Europas auf Ganymed - gleichsam eine außerirdische Sonnenfinsternis. Ein nicht wegzudenkender Bestandteil der Tagung sind natürlich die Workshops. In Anbetracht der k ommenden, günstigsten Marsopposition seit Jahrtausenden brachte Daniel Fischer allgemeine Anmerkungen über die Sichtbark eitssituationen des Planeten und den momentanen Stand der Marsforschung durch unbemannte Raumsonden. Wolfgang Meyer rief dann im Namen des Arbeitskreises Planetenbeobachter zur Beobachtung des Mars auf. Und auch all die, die nicht mit CCD arbeiten sondern nur zeichnen oder k onventionell fotografieren, waren aufgerufen, ihre Ergebnisse zur Auswertung zur Verfügung zu stellen, mangelte es in der Vergangenheit doch gerade an diesen, nicht zu unterschätzenden Beobachtungen. Georg Ditties Bildbearbeitungspro gramm GIOTTO hat sich für den Videofreak längst zur Eier le genden Woll-Milch-Sau entwickelt, lassen sich doch mit diesem Programm selbst aus relati v mäßigen Videostreams verblüffende Resultate erzielen. Georg Dittie erläuter te in seinem Workshop den Umgang mit diesem Programm. Im Kometen-Vortragsblock dokumentierte Konrad Horn die K ometen des v ergangenen Jahres in beeindr uckenden CCDBildern. Bernd Brinkmann zeigte, wie

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Entdeckung von

Röntgenstrahlung

von Venus und Mars

und die ersten Ergeb-

nisse der Auswertung

der Beobachtungen

des Röntgensatelliten

Chandra. Beein-

druckend an den

Röntgenbildern war

die gegenüber opti-

schen Beobachtungen

ausgeprägtere Phase

der Planeten. Außer-

dem fanden sich in

den Röntgenspektren

Emissionslinien.

Günther Wuchterl,

ebenfalls vom MPI,

stellte zu Recht die

Abb. 4:

Frage, ob die inzwi-

...und was herauskommt, wenn man eine Digicam hinters

schen zahlreich ent-

Okular hält.

deckten Exoplaneten

unsere bisherigen

selbst aus der Großstadt (zentrales Ruhr- Vorstellungen über die Entdeckung des

gebiet) heraus her vorragende Bilder Planetensystems nicht fraglich erscheinen

schwacher Kometen bis 18 mag gewonnen lassen. Muss das, was man bisher über das

werden können. Die benutzte Kamera w ar Sonnensystem zu wissen glaubt, vergessen

eine Starlight SX.

werden, wenn man die Exoplaneten verste-

Im allgemeinen Vortragsteil stellte Hans- hen will? Neben den wichtigsten Pro-

Dieter Gera seine Meteoritensammlung

zessen der Planetenentstehung wurden

vor und referier te anschließend über die auch mögliche Erklärungen für die Vielfalt

Teleskope auf der Kanareninsel La P alma der bekannten Exoplaneten vorgestellt und

und deren Einsatzgebiete.

konkurrierende Modelle verglichen.

Ein traditioneller Bestandteil der Tagung Der gleiche Referent v erdeutlichte in

sind natürlich die F achvorträge. Diesmal einem weiteren Vortrag das Prob lem der

konnten sogar zwei Referenten gewonnen zunehmenden Lichtverschmutzung am

werden: Konrad Dennerl v om MPI für Beispiel seines Heimatlandes Österreich.

extraterrestrische Physik sprach über die Das absolute Highlight w ar jedoch ein

nicht angekündigter Pro grammpunkt: Dieter Heinlein präsentier te den Tagungsteilnehmern den 1.750 g schweren Neuschwanstein-Meteoriten, der am 6. April 2002 als ,,Ba yernbolide" über Süddeutschland niederging und erst drei Monate später, am 14. Juli, gefunden wurde (Abb. 2). Dieser Steinmeteorit ist ein recht seltener Chondrit mit einem hohen Eisenanteil von 30 %. Die traditionelle Exkursion wird v on Martin Mayer organisiert, der immer wieder lohnende Ziele f indet, auch wenn sie vielleicht nur indirekt etw as mit Astronomie zu tun haben: So ging es in diesem Jahr zu zwei Tropfsteinhöhlen: Der Tiefenhöhle westlich und der Charlottenhöhle nordöstlich v on Ulm und letztlich ins Brotmuseum in Ulm selbst. So konnte man am Pf ingstmontag wieder einmal auf eine gelungene Tagung zurück blicken, obwohl das Wetter - wieder einmal - das mitgebrachte Equipment der Sternfreunde nicht oft zum Einsatz k ommen ließ: Immerhin aber erspähten einige Hartgesottene eine mit bloßem Auge sichtbare Sonnenfleckengruppe und erhaschten ein paar Blicke auf den Mond und einige Deep-Sky-Objekte (Abb. 3 und 4).

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Einladung
zur 23. Planeten- und Kometentagung in Violau
Die 23. Planeten- und K ometentagung findet vom 28. Mai 2004 bis zum 1. J uni 2004 im Bruder -Klaus-Heim in Violau bei Augsburg statt. Geboten w erden Workshops zu fast allen Ber eichen der Planeten- und K ometenbeobachtung, Referate von Amateuren sowie voraussichtlich zwei fachspezifische Vorträge. Da bei dieser Tagung alle Teilnehmer unter einem Dach untergebracht werden, gibt es somit vielfältige Möglichkeiten zum gegenseitigen Kennenlernen, zum Erfahrungsaustausc h und bei zum g emeinsamen Beobachten auf der dem Heim ang eschlossenen Sternwarte. Der Gesamtpreis inklusive Vollverpflegung und Unterbringung in Mehrbettzimmern lie gt bei etwa 130 Euro. (Einzelzimmer sind ca. 30 Euro teurer.) Ihre Anmeldung senden Sie bitte bis zum 30. April 2004 an Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, 12167 Berlin. Anmeldungen können nur nach einer Anzahlung von 50 Eur o auf das K onto des Arbeitskreises Planetenbeobachter (Postbank NL Ber lin Kto 481488-109, BLZ 100 100 10, K ontoinhaber W. Meyer) berücksichtigt werden. Wegen des zu erwartenden großen Interesses sind wir leider g ezwungen, die Teilnehmerzahl zu be grenzen. - Anmeldungen also, die nac h Erreichen der Kapazität des Bruder-Klaus-Heimes eintreffen, können leider nicht berücksichtigt werden. Vorschläge zu Referaten sind ebenfalls willkommen. Bitte richten Sie auch diese an die oben genannte Adresse. Anmeldeformulare können unter o . g. Adresse angefordert werden oder unter http://violau.istcool.de herunter geladen werden. Unter dieser Adresse sind ebenso aktuelle Informationen und das Tagungsprogramm - soweit vorhanden - abrufbar.

3. Astronomischer Treff Hückelhoven
von Stefan Ueberschaer

Mitte Februar 2003 f and der dritte Astronomie Treff Hückelhoven (ATH) statt. Wie bei den vorherigen Astromessen lag die Or ganisation in den Händen der Astronomie-AG des Hückelhovener Gymnasiums. Die positi ve Resonanz zu den letzten beiden Veranstaltungen hat sich offenbar herum gesprochen, und so war es nicht weiter verwunderlich, dass die Zahl der Aussteller und Besucher im Vergleich zum Vorjahr nochmals zugenommen hatte.
Neben den professionellen Teleskopanbietern aus ganz Deutschland und den Ständen von Sternwarten und Planetarien aus der näheren Umgeb ung bis hin zum Niederrhein waren erfreulich viele Pri vataussteller anwesend, die ihre Selbstbaugeräte vorstellten und bereitwillig Tipps gaben. So kamen auch die Bastler unter den Sternfreunden auf ihre K osten. Der Sonnenspezialist Wolfgang Lille brachte einige mit H -Filtern ausgerüstete F ernrohre mit und lud bei sonnigem Wetter die Besucher zur Sonnenbeobachtung ein. Während der Messe wurden vier Vorträge angeboten, die sich an ein breites Publikum, vom Einsteiger bis hin zum fortgeschrittenen Amateurastronomen, richteten. Im Vortrag ,,Bildverarbeitung in der Astrofotografie" von Stefan Ueberschaer ging es um das Einscannen und die
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anschließende Verarbeitung von Astrofotografien, z. B . wie das Entfer nen der Vignettierung oder der K orrektur des sekundären Spektrums bei Linsenteleskopen. Achim Klötzler behandelte im folgenden Vortrag das Thema ,,Einstieg in die Astrofotografie" und be wies mit selbsterstellten Dias, wie bereits mit einer einf achen Ausrüstung ansprechende Aufnahmen erstellt werden können. Anschließend referierte Ralf K onneckis über die Sternscheibe von Nebra. Den Abschluss-

vortrag hielt Joachim Bief ang über Meteoriten und ließ einige durch die Besucherreihen gehen. Der ATH 2003 gefiel mir vor allem wegen der familiären Stimmung sehr gut. Über den aktuellen Planungsstand der k ommenden Messe am 14.2.2004 kann sich der Interessierte auf der Homepage der Astronomie-AG unter: http://geocities.com/ath_astro_ hueckelhoven/ informieren.

MARS-2 ,,... und was sagen Sie denn zu dieser außergewöhnlichen Opposition?"
,,Außergewöhnlich??? Hören Sie doch auf... die sind auch nicht viel besser als die Regierung!!!"

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,,Glückauf!" - Kleinplanetler im Weihnachtsland
Bericht über die 6. Tagung der VdS-Fachgruppe Kleine Planeten
von Markus Griesser

Am Vollmond-Wochenende 14./15. Juni 2003 traf sich wieder eine muntere Schar aus der Kleinplaneten-Gr uppe des VdS zum freiwillig-fröhlich-ernsthaften Wissenstransfer im sächsischen Drebach. Stolze 18 Präsentationen standen auf dem anderthalbtägigen Programm. Wer Erzgebirge höre, so sagte mir ein Freund und K enner Deutschlands, der denke unweigerlich an Bergbau, Räuchermännchen und Weihnachten. Die in Sachsen gepflegten Weihnachtsbräuche seien jedenfalls legendär, und auch das kulinarische Beiwerk habe es in sich. Doch wem die hochsommerliche Sonne aufs Haupt brennt, denkt w ohl kaum an Glühwein und Christstollen, am allerw enigsten wohl die aus allen Himmelsrichtungen angereisten Kleinplanetler, die sich in der eremitischen Enge ihrer Beobachtungsklausen ohnehin nie kulinarische Exzesse gönnen. Immerhin w aren rund 40 Indi viduen der sehr seltenen Gattung ,,Homo asteroidalis" dem Lockruf ihres Häuptlings Gerhard Lehmann nach Drebach gefolgt.
Manchmal problematische Namensgebungen Den bunten Vortragsreigen eröffnete mit Dr. Freimut Börngen der Altmeister aller deutschsprachigen Asteroiden-Beobachter. Der sympathische Prof i legte dar, nach welchen Kriterien er bisher die Namen seiner vielen hundert Entdeckungen vergeben hat. Mit der Würdigung vieler Musik er, Literaten und Wissenschafter, aber auch mit der Auszeichnung geografischer Orte zeichnet Freimut Börngen engagiert Kulturgeschichte nach. Doch er berichtete auch über einige Probleme: So hat ihm das namensgebende Committee on Small Bodies Nomenclature (CSBN), schon verschiedentlich Namensgebungen verweigert und dabei nicht immer eine k onsequente Haltung gezeigt. Mit Dr. Lutz Schmadel w ar dann für die aufgeworfenen Fragen der F achmann zugegen, ist er doch nicht nur Mitglied des CSBN, sondern auch Autor des ,,Dictionary of Minor Planet Names". Schmadel legte in einem eingeschobenen Referat

Tagungsteilnehmer vor der Kuppel des 0,5-m-Spiegelteleskops der Sternwarte Drebach

nach dem Mittagessen dar , dass die Komitee-Mitglieder eine zunehmende Flut von Namensvorschlägen zu prüfen haben, und dass deshalb auch Überle gungen getätigt werden, die Namensgeb ungen zu kontingentieren.

Katastrophen-Filmen beschworenen Abwehr-Szenarien mit Atomwaffen, gibt es bei früh entdeckten NEOs zum Beispiel mit großen Spiegeln sanftere Methoden, sie aus ihrer ursprünglichen Flugbahn zu drücken.

Die großen Möglichkeiten eines kleinen Planetariums Jens Kandler, der hauptber uflich im Drebacher Planetarium wirkt, demonstrierte in einer wunderschönen und stimmungsvollen Präsentation die vielfältigen Möglichkeiten des moder nen ZKP3Planetariums von Zeiss. Die mit stimmungsvoller Musik unterle gten Ausschnitte aus v erschiedenen Planetariumsprogrammen machten für einmal den Tag zur Nacht und verleiteten zum Träumen.
Abwehr der Apokalypse Mit Dr. Christian Gritzner gab ein Spezialist Einblick in die Abwehrmöglichkeiten eines auf die Erde zusteuer nden Kleinplaneten. Seine Ausführungen machten deutlich, dass es g rundsätzlich mehrere Möglichkeiten gäbe, gegen einen anfliegenden Erdenstürmer vorzugehen. Neben den auch in der Science F iction und

Ärger mit den Medien? Nach dem Lunch b lieb es dem Berichterstatter überlassen, das Auditorium in die Geheimnisse der Medienarbeit einzuführen. Schon einige wenige Grundkenntnisse, wie Medien und Medienschaf fende funktionieren, können viel dazu beitragen, unsinnige Berichterstattungen zu v erhindern - gerade auf dem Gebiet der Kleinplaneten.
Roboter-Teleskope Matthias Busch w artete in seiner Präsentation mit den har ten Realitäten der Informatik-Welt auf. Seine Ausführungen zum Thema ASCOM (= Astronomy Common Object Modul) machten recht deutlich, dass die Automatisierung von Beobachtungen auch bei den Amateuren munter vorankommt. Doch die Automatisierung hat auch Grenzen: ,,Wenn ich die Stimmungen einer Ster nennacht und den
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Kontakt mit der Natur nicht mehr spüre, macht auch das Beobachten k einen Spaß mehr", meinte ein erf ahrener Beobachter stellvertretend für andere.
Neue Hilfe für die Archivierung Gerhard Lehmann, Chef und Chefstatistiker der Kleinplaneten-Gr uppe, kramte in seiner Präsentation er neut in seiner mit bunten Balken, Kringeln und Hügeln reichlich drapierten Trickkiste. Sein bei einer früheren Tagung vorgestelltes ExcelTool zur Archivierung von KleinplanetenDaten hat dank eines neuen Pro gramms eine gehörige Verbesserung erfahren. Nach dem Motto ,,Leichter , Übersichtlicher, Schneller, Besser" hat er nun jederzeit eleganten Zugriff auf seine reichen Datenschätze der Kleinplaneteng ruppe und kann noch mehr statistische Auswertungen enthüllen. Erf ahrene Beobachter wissen ja, wie schnell sich g roße Datenmengen bei der Beobachtung v on Kleinplaneten anhäufen können. Hier dann die Übersicht zu wahren, ist eine wirkliche Herausforderung.
Präzise Lichtwechsel Der junge Ster nfreund Thomas Payer aus Essen hat sich mittlerw eile mit einigen sehr schönen Beobachtungen einen soliden Platz in der Kleinplanetenszene geschaffen. Er zeigte am Beispiel des Asteroiden (1022) Olympiada, mit w elch hoher Präzision heute Amateure Lichtwechsel an Kleinplaneten messen können.
Endlich auch Frauen! Mit Martina Haupt w agte sich eine charmante junge F rau auf die Spiel weise der mehrheitlich männlich dominier ten Kleinplaneten-Gemeinde. Ihr P orträt der neuen Station A37 ,,Müggelheim", r und eine halbe Fahrstunde von der ArchenholdSternwarte 604 gele gen, zeugte v on einigen sehr guten Beobachtungserfahrungen.
Eine neue Station Eine zweite Kleinplanetensternwarte ist A35. Joachim Lorenz aus Hor mersdorf stellte sein einf aches Observatorium, das mit 30-cm-Newton ausgestattet ist, gleich mit einigen bildlichen K ostproben vor. Prächtige Mond- und Planeten-Aufnahmen gelangen ihm mit einer einfachen Webcam und dem Programm ,,Giotto".
Wie genau sind Sternwarte-Koordinaten? Mike Kretlow machte mit seinen Ausführungen zum Thema ,,GPS und ter-
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restrische Koordinatensysteme" auf eine weitere Unklarheit beim MPC aufmerksam: Auf welches Referenzsystem (= Kartendatum) beziehen sich eigentlich die in der Station List des MPC pub lizierten geografischen Koordinaten? Heute ist es mit der GPS-Technologie möglich, beliebige Standorte auf der Erde auf w enige Meter genau anzugeben. Doch das international weit verbreitete System WGS-84 zeigt im Vergleich mit nationalen Systemen erhebliche Unterschiede, die sich bei erdnahen Objekten so wie bei Sternbedeckungen dramatisch aus wirken können.
Neue ,,Rosetta"-Pläne Andre Knöfel aus Essen erläuterte mit seinem Referat die geänderten Pläne rund um die Kometensonde ,,Rosetta". Nachdem der ursprüngliche Zielk omet ,,Wirtanen" heute nicht mehr er reicht werden kann, steht nun der K omet ,,Natascha" auf der Ziel-Liste. Hinter diesem hübschen Frauennamen verbirgt sich der K omet mit dem unaussprechlichen Namen 67P/ Churyumov-Gerasimenko.
Sternendias als genussreiches Dessert Den stimmungsvollen Abschluss des ersten Tages bot mit Erich Meyer einer der ganz alten Hasen unter den KleinplanetenBeobachtern. Er pfle gt bei seinen ausgedehnten nächtlichen Sitzungen eine kleine Fotokamera vor seiner Ster nwarte in Linz aufzustellen. Erich Me yer kombinierte eine Auswahl seiner so erhaltenen Lichtbilder mit sor gfältig ausgewählter Musik und entließ die Kleinplanetler völlig entspannt zum nachfolgenden Diskussionsabend bei kühlem Bier und süf figem Wein.
Reise zum Pluto und darüber hinaus Andre Knöfel erläuterte am Sonntag in seinem zweiten Referat die N ASA-Mission ,,New Horizons". Sie soll in den Jahren 2006 bis 2008 star ten im Zeitraum v on 2016 bis 2020 eine Pluto-P assage durchführen. Die Sonde würde in nur einer Stunde das Pluto-Charon-Doppelsystem durchfliegen und muss dabei eine Vielzahl von Experimenten durchführen. Doch zurzeit ist bei diesem ehr geizigen Projekt noch vieles of fen, und die N ASA wird angesichts des zunehmenden Geldmangels wohl noch einiges modif izieren. Auch Mike Kretlow beschäftigte sich in seinem zweiten Referat mit K uiper-BeltObjekten jenseits der Neptun-Bahn. Mittels Sternbedeckungen können an die-

sen Objekten eine Vielzahl von Informationen, beispielsweise über den Durchmesser, allfällige Doppelstr ukturen und Atmosphären, gewonnen werden.
Wertvolle Recovery Erich Meyer, der in der Ster nwarte Davidschlag bei Linz seit Jahren hochwillkommene Recoverys meist an NEOs durchführt, berichtet in seinem diesjährigen Referat über die Aufsehen erregende Wiederentdeckung des verschollenen 2001 YH140, eines Asteroiden jenseits der Neptun-Bahn (TNO). Die aufg rund der bisherigen Beobachtungen v orliegende provisorische Bahn deutete auf ein äußerst ungewöhnliches Objekt mit einer riesigen Bahnhalbachse von rund 200 AE und großer Exzentrizität hin. Eigentlich utopisch fand auch Reiner Stoss, der die Bahn unter Weglassung der letzten Beobachtungen neu rechnete. Er gab dann Erich Meyer den entscheidenden Tipp, wo er den verschollenen TNO suchen sollte. Und tatsächlich gelang es dann dem äußerst scharfsichtigen Linzer Beobachter, mit seinem 60-cm-Teleskop das für Amateurverhältnisse schier unglaublich lichtschwache Lichtpünktchen 21. Größe unw eit der angegebenen Stelle zu f inden - deutlich mehr als eine Gesichtsfeldbreite v on der ursprünglich angegebenen Position entfernt.
Nächstes Jahr in Essen Den Abschluss der Tagung machte Mik e Kretlow mit einigen bildlichen Eindrücken des MACE 2003, des ,,Meeting on Asteroids and Comets in Europe 2003", das über die Osterfeier tage auf Mallorca stattfand. Dass mit Reiner Stoss, Stef ano Sposetti und Herber t Raab gleich drei Mitglieder der Kleinplaneteng ruppe im Organisationsteam saßen, zeigt deutlich, welches hohe fachliche Potential in unserer Gruppe schlummert.
Gerhard Lehmann und sein Team der Volkssternwarte Drebach haben ihren Gästen einen sehr schönen und lehrreichen Aufenthalt geboten. Freuen dürfen sich die Kleinplanetenfreunde auf ihre nächste Tagung. Sie f indet am 5./6. Juni in Essen statt.

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Die 28. Würzburger VdS-Frühjahrstagung
von Jost Jahn

Abb. 1: Peter Höbel begrüßt die Tagungsteilnehmer. (Foto: J. Jahn)
Am Samstag, dem 5. April 2003, fand zum 28. Mal die v on F. Frevert gegründete Würzburger VdS-Frühjahrstagung statt. Ich fuhr wie jedes Jahr mit zw ei Freunden gemeinsam einen Tag vorher an, um ausgeruht an der Tagung teilnehmen zu können. Wir trafen pünktlich zum Vortragsbeginn um 9:30 Uhr ein. Das Pro gramm versprach ein astronomisches Allerlei. Der Eintrittspreis betrug 9 (für VdS-Mitglieder 7 ). Peter Höbel (Erlangen) be grüßte als Organisator (Abb. 1) etwa 100 Teilnehmer aus Deutschland und den ang renzenden Ländern. Die Veranstaltung fand wie gewohnt im Hörsaal des ph ysiologischen Institutes statt (siehe Abb. 3).

Das Vortragsprogramm Vor der Mittagspause gab es vier Vorträge, jeweils im Doppelpack. Christian Kuhn (Uttenreuth) stellte sein ,,Projekt Atlas" vor. Es handelt sich um eine High-Tech Montierung für unterwegs, die immerhin 50 kg Last tragen kann. Die Montierungen werden aus ausgeschlachteten Industrierobotern hergestellt, die schwere Lasten sehr präzise und schnell positionieren können. Prof. Ernst Schöberl (Schweinfurt) berichtete über seinen ,,Fl ying Dobson". Dieses Fernrohr wird aus CFK (Carbon-F aserKunststoff) hergestellt. Als Chemiker und Materialkundler benutzt er das aus dem
Abb. 2: Herr Dr. Stober erläutert in seinem Vortrag den Littrowspektrograph. (Foto: P. Höbel)

Leichtflugzeugbau bekannte Material, um sich einen sehr steifen und leichten Dobson zusammenzubauen (siehe Abb. 4). Dr. Eberhard Bredner (Ahlen) erläuterte in ,,Tercidina mon amour" mit seiner humorvollen Art die Beobachtung der Ster nbedeckung von (43) Tauri durch den Kleinplaneten (345) Tercidina am 17. September 2002. K. Meissen (Morsbach) zeigte ,,Sonne, Mond und PC". Mit Excel-T abellen berichtete er ausufer nd über mathematische Zusammenhänge zwischen Mond und Sonne. Recht erschöpft v on den vielen Worten von deutlich überzo genen Vorträgen zerstreuten sich die Menge der Teilnehmer wieder in v erschiedene Gaststätten. Mit dem anwesenden VdS-Vorstand und einigen weiteren Teilnehmern gelangte ich in eine nicht mehr zuzuordnende Gaststätte, die aber urgemütlich und mit schmackhaftem Mittagessen aufwartete. Angeblich der Gründungsort der VdS-Fachgruppe CCDTechnik.
Nach dem Mittag begrüßte nachträglich O. Guthier (Heppenheim) die Tagungsteilnehmer im Namen der VdS. Es folgten bis zum Abend noch sechs Vorträge im Doppelpack. Wolfgang Steinicke (Umkirch) führ te in ,,Die neue VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie" ein. Er stellte Möglichkeiten für den Amateur vor, z. B. sich im Heimatarchiv mit der Geschichte der Astronomie zu beschäftigen. Dr. Bertold Stober (Glan-Münchw eiler) zeigte in ,,Mein Weg zur Spektrosk opie"

Abb. 3: Die Tagungsteilnehmer lauschen interessiert den Ausführungen der Referenten. (Foto: P. Höbel)

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mit Understatement seine ersten Ideen bis zur volleingerichteten CNC-Werkstatt auf. Rundherum eine schöne Anregung, sich auch einmal in der Spektroskopie zu versuchen. Erich Meyer (Linz) erläuter te in ,,Die erfolgreiche Suche nach dem v erschollenen TNO 2001YH140" den Fall eines 21,5 mag hellen Asteroiden, der durch inter nationale Zusammenarbeit an der Ster nwarte in Linz wieder aufgefunden werden konnte. Stefan Schuchardt (Augsbur g) hatte in ,,Visuelle Beobachtung planetarischer Nebel" den P art der klassischen Astronomie auf diesem Treffen übernommen. Statt PowerPoint benutzte er erfrischend herkömmlich einen Overheadprojektor. Michael Jäger (Weißenkirchen) fasste ,,die hellen Kometen des 21. Jahrhunder ts" zusammen. Der bekannte K ometenbeobachter, -entdecker und -jäger zeigte in seinem Vortrag die Bilder der vergangenen hellen Kometen der ersten Jahre dieses Jahrhunderts. Prof. Werner Schneider (Erlangen) erläuterte zum Schluss der Tagung in ,,der Regenbogen" recht theoriehaltig dieses optische Phänomen.
Am Abendprogramm, das die Tagung am F reitag und Samstag Abend umrahmt, nahmen wir nicht teil.
Fazit PowerPoint-Vorträge setzen sich immer mehr durch, obw ohl gute F otos in einem guten Diaprojektor besser aussehen. Die Referenten sollten sich deutlich mehr an ihre Vortragslänge halten und nicht derar t ausschweifen, das man kaum noch P ausen hat, da die Diskussionen in den Pausen zur Tagung gehören. Förderlich wäre es vielleicht eine CD-ROM beim oder nach dem Meeting zum Selbstk ostenpreis anzubieten, da die meisten Vorträge sowieso als PowerPoint-Vortrag vorliegen. Das würde evtl. auch zu einer Straf fung der Vorträge führen, da alle Teilnehmer Genaueres jederzeit auf der CD-R OM nachlesen könnten. Die nächste Würzburger Frühjahrstagung soll am 24. April 2004 stattfinden. Unter http://www.jostjahn.de/reisen/ 2003-wuerzburg.html können Sie meinen ausführlicheren Bericht nachlesen.
Danksagung Herrn Thomas Kessler danke ic h für die Mitfahrgelegenheit und Herrn Peter Höbel für eine Bilderauswahl.
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Abb. 4: Pause und Zeit für genaues Betrachten des von Prof. E. Schöberl vorgestellten ultraleichten Dobsons.

Astronomie auf La Palma
Finca Niquiamo - Eine Private Sternwarte
von Albert Emlaut

Unter Astronomie-Freunden ist die Insel La Palma auf dem kanarischen Archipel längst ein Begriff. Grund dafür ist in erster Linie das seit 1988 auf dem ,,Roque de los Muchachos" (2.426 m) eröf fnete ,,Centro Astrofisico". Viele nehmen die Unbequemlichkeiten einer Anreise mit Equipment und der Anfahrt auf den ,,Roque" in Kauf, um die überwie gend guten bis optimalen Bedingungen des Nachthimmels auf ca. 2.200 m zu nutzen. Die Verantwortlichen der Institute haben die Hobby-Astronomen bisher stillschweigend geduldet, indem sie die Schrank en am Eingang auch nachts of fen hielten, obwohl die Schilder anders lauten. Eine private Initiative hat sich deshalb um eine Alternative zum ,,Roque" bemüht und kann jetzt einen entscheidenden Erfolg verzeichnen. Die ,,Finca Niquiamo" liegt auf einer Höhe von ca. 1.400 m auf der Ostseite der Insel in einer geradezu einmaligen Abgeschiedenheit. Die Sichtv erhältnisse unterscheiden sich bei klarem Wetter nicht von denen des 800 m höher gelegenen ,,Roque". Ostund Südosthorizont sind total einsehbar , Westhorizont bedingt. Auf dem 120 ha großen Areal befinden sich zw ei Häuser,

die jetzt für astronomische Zw ecke renoviert bzw. umgebaut w erden und dann neben Aufenthaltsräumen auch Übernachtungsmöglichkeiten bieten. Derzeit stehen 2 Refraktoren und ein 14Zoll-Spiegelteleskop zur Verfügung. Die weitere Planung dieser privaten Sternwarte sieht noch in diesem Jahr denAufbau eines 45-cm-Newton-Spiegelteleskopes vor. Da der zur Verfügung stehende Gr und und Boden viele Möglichkeiten bietet, suchen die Initiatoren noch Interessenten, die das Projekt ideell und f inanziell unterstützen. Die Finca ist darüber hinaus auch ein idealer Ausgangspunkt für Ber gwanderungen zur ,,Cumbre Vieja" und ist als Refugium für erholsame Tage in einer mächtigen Bergwelt mit dem ganzen Zauber seiner Vegetation ein Erlebnis für alle Naturfreunde. Wer also Interesse hat, die Ster nwarte ,,Finca Niquiamo" mit aufzubauen und sich langfristig eine Mitgestaltung sicher n will, der setzt sich in Verbindung mit Albert Emlaut, Calle Alcalla No.21, E38750 El P aso, La Palma, Islas Canarias, Espana, Tel.: +34 / 922 / 46 35 62, E-Mail: emlaut@wanadoo.es

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19.11.2003, 11:43 Uhr

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30 Jahre ,,Sternfreunde Breisgau e.V."
von Wolfgang Steinicke

Im Jahre 1973 trafen sich Franz Meise und Karl-Ludwig Bath, beide aus dem Elztal, um einen astronomischen Verein zu g ründen. Man f and schnell weitere Interessenten und am 19. Dezember 1973 wurden die ,,Sternfreunde Elztal e.V ." mit 17 Gründungsmitgliedern ins Leben ger ufen. Niemand konnte damals ahnen, dass 30 Jahre später ein beachtliches Obser vatorium auf dem Schauinsland (Abb. 1) stehen würde, um das uns viele Amateurastronomen beneiden. Vor allem wegen der ausgezeichneten Instrumente, der e xzellenten Beobachtungsbedingungen (in 1.240 m Höhe) und der komfortablen Nähe zur Stadt. Heute hat der Verein fast 100 Mitglieder.
Vom Elztal über Freiburg auf den Schauinsland Man traf sich zunächst im Elztal, ab 1975 in Freiburg. Nach der ersten g roßen Ausstellung (1977) wurde von Volker Buß und Wolfgang Steinicke die Beobachter - und Fotogruppe gegründet, die hauptsächlich vom Kandel aus operier te. Mühselig w ar der Auf- und Abbau der Instr umente, der Wunsch nach einem festen Standor t entsprechend groß. Eine stadtnahe Beobachtungsstation, 1979 er richtet, war mehr für Grillfeste geeignet als für die astronomische Beobachtung. 1980 wurde der Verein in ,,Sternfreunde Breisgau e.V ." umbe-

Abb. 1: Die Kuppeln der Vereinssternwarte im historischen ,,Rundbau"
nannt. Mit einem Celestron 14 (C-14) gingen Klaus Benthin und Wolfgang Steinicke 1982 von Horben (600 m Höhe) aus erfolgreich auf Galaxien- und Quasarjagd. Der Drang zu ,,Höherem" w ar da - und dem wurde entsprochen: Die Mitglieder versammlung fasste 1982 den historischen Beschluss zur Errichtung einer Sternwarte auf dem Schauinsland. Nachdem der Hausherr, das ,,KiepenheuerInstitut für Sonnenphysik", dem Vorhaben zugestimmt hatte, wurde am 1. September

1983 der Mietv ertrag mit dem Land zur Nutzung eines Teilgeländes unterschrieben. Das bedeutete eine Menge Arbeit: Technische, organisatorische und rechtliche Fragen mussten gelöst w erden. Zum Glück haben wir mit Klaus Benthin ein rechtlich versiertes Mitglied. Die zentrale Frage aber w ar: Woher kommt das Geld? Neben der v ereinsinternen Finanzierung wurde auch, v or allem durch Karola Benthin, erfolgreich mit der Stadt Freiburg verhandelt: Heraus kam ein Zuschuss v on 20.000,- DM! Bereits im Juni 1984 wurde Richtfest gefeiert (Abb. 2) und ein Jahr später gab es ,,f irst light". Für den 1. Oktober 1987 war der Freiburger Stadtrat auf die neue Ster nwarte geladen, um zu sehen, ob das Geld gut angele gt war. Alle waren von der Anlage und den v orgestellten Leistungen be geistert. In der Westkuppel befindet sich die, von Karl-Ludwig Bath konstruierte, 25-cm-Astrokamera (Abb. 3), die Ostkuppel beherber gte einen 20-cm-Newton. Auf der mittleren Säule fand das C-14 einen her vorragenden Platz zur visuellen Beobachtung. Den Astrofotografen und Deep-Sk y-Beobachtern standen aufregende Zeiten bevor. 1985-87 wurde mit ,,Schau-ins-All" eine bundesweite Astro-Zeitschrift herausgegeben. Im Mai 1986 v eranstaltete der Verein die 10. Sonnetagung der ,,Vereinigung der Sternfreunde" (VdS). Kurz darauf fand, im Rahmen der Landesgar tenschau, die ,,Freiburger Astronomische Woche" statt. Also insgesamt viel Stress (und Aufregung) für die Ster nfreunde! Das erfolgreiche Wirken wurde überschattet vom Tod zweier angesehener Vereinsmitglieder: Gottfried Groschopf (11.11.1986), Autor vieler Bücher, und Hans Vehrenberg (2.8.1987), einer der bekanntesten deutschen Amateurastronomen.

Abb. 2: UFO über dem Schauinsland: Eine Kuppel schwebt ein.
VdS-Journal Nr. 13

Abb. 3: Horst Schmidt an der 25 cm / 105 cmAstrokamera

Mehr Technik, mehr Öffentlichkeit Das digitale Zeitalter begann im Juni 1992. Einige Zeit gab es zw ei konkurrierende Aufnahmesysteme: die klassische F ilmtechnik auf TP-2415-hyp an der Astrokamera (mittlerweile mit C-8 als Leitrohr) und CCD-Kameras (ST-7, ST-8) am 1994 installierten C-11 in der Ostkuppel. Andreas Masche und Ulrich Schüly gelangen damit vielfach publizierte, spektakuläre Bilder. Martin Federspiel verwendete einen Gitterspektrographen für detailreiche Aufnahmen von Sternspektren.

V d S > P O R T R A I T 121

Abb. 4: Der neue 50-cm-Dobson
Der Verein betreibt zw ar keine Volkssternwarte, kümmert sich aber dennoch um die Öf fentlichkeit. Große Verdienste hat sich hier - der leider zu früh verstorbene - Horst Schmidt (Abb . 3) erw orben. Jeden Monat findet ein Treffen mit Vortrag statt; 3 Mal im Jahr erscheinen die ,,Mitteilungen". Im Sommer 1995 nahm der Verein zwei Dobson-Teleskope in Betrieb. Bei gutem Wetter wurden Beobachtungsabende veranstaltet, sei es im Rahmen von Kursen (zweimal jährlich v on Wolfgang Steinicke veranstaltet), Führungen oder nach kurzfristiger Absprache für einzelne Interessenten. Mit dem spektakulären Auftritt des K ometen Hale-Bopp um Ostern 1997 war die Öffentlichkeitsarbeit auf ihrem bisherigen Höhepunkt. Es kamen insgesamt 1.500 (!) k ometenbegeisterte Freiburger auf den Schauinsland; zum Glück nicht auf die Ster nwarte selbst - der Komet wäre ihr Untergang gewesen sondern auf eine freie Fläche in der Nähe.
Im neuen Jahrtausend Das neue Jahr tausend brachte Veränderungen und Neuer ungen. Nach 25-jähriger Amtszeit legte Karl-Ludwig Bath den Vorsitz 2000 in jüngere Hände. Nachfolger ist Martin Federspiel. Das C-14, lange Jahre das Arbeitspferd der visuellen DeepSky-Beobachter, bekam 2002 mit einen lichtstarken 50-cm-Dobson v on 2,5 m Brennweite ernsthafte Konkurrenz (Abb. 4). Seitdem ist visuell bei gutemWetter die 17. Größenklasse er reichbar. Besonders stolz sind wir darauf, dass wir im Jubiläumsjahr 2003 das Projekt ,,Ostkuppel" abschließen k onnten. Unsere Vereinssternwarte bietet seit neuestem ein hochwertiges 37-cm-Newton-Teleskop mit Korrektor auf einer schw eren Gabelmontierung für die CCD-Grafie und für visuelle

Abb. 5: Der neue 37-cm-Newton auf einer schweren Gabelmontierung
Beobachtungen (Abb. 5). Der Kontakt nach außen - zu Institutionen, Vereinen, Hobby- und F achastronomen stellt eine zentrale Aktivität dar. Einige unserer Mitglieder sind in der ,,V ereinigung der Sternfreunde" (VdS) tätig, insbesondere in den F achgruppen ,,Sternbedeckungen", ,,Spektroskopie", ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung" und ,,Geschichte der Astronomie". Es w erden regelmäßig Vorträge auf VdS-Tagungen gehalten.

Ausgangspunkt für inter nationale Kontakte waren insbesondere die visuellen Deep-Sky-Beobachtungen und Arbeiten im Rahmen des NGC/IC-Projekts v on Wolfgang Steinicke sowie die Berechnung und Beobachtung v on Sternbedeckungen, Kleinplaneten und F insternissen im Rahmen der IO TA/ES, hier v or allem durch Martin Federspiel. Auch die Zusammenarbeit mit der ,,Inter nationalen Ama-teursternwarte" (IAS) in Namibia, die im Wesentlichen auf Karl-Ludwig Bath zurückgeht, ist für den Verein wichtig. Immer wieder machen die Ster nfreunde Angebote für die Öf fentlichkeit. So etw a die Präsentation im Rahmen des Science Festivals 2000 und öf fentliche Beobachtungen bei den Ber gweltnächten der Schauinslandbahn. Ein besondere Herausforderung war sicher die Teilnahme am ersten b undesdeutschen Astronomietag, am 23. August 2003. In K ooperation mit dem Planetarium F reiburg und dem ,,Kiepenheuer-Institut für Sonnenph ysik" wurde ein attrakti ves Programm geboten. Höhepunkt war sicherlich die Beobachtungsnacht auf dem Schauinsland mit einem eindeutigen ,,Star": Mars! Der Planet, nahezu in g rößter Erdnähe, konnte durch Teleskope unterschiedlicher Größe betrachtet werden. Die laue Sommer nacht mit sehr klarem Himmel lockte über 150 Freiburger auf die Sternwarte (Abb. 6). Sicher, es gibt w eit ehrwürdigere und größere astronomische Vereinigungen, aber die ,,Ster nfreunde Breisgau" (www.sternfreunde-breisgau.de) können nach 30 Jahren mit Recht auf das Erreichte stolz sein - der Dank geht an alle Mitglieder und Freunde!

Abb. 6: ,,Star Party" zum Astronomietag 2003 auf dem Schauinsland

VdS-Journal Nr. 13

122 V d S > P O R T R A I T

Sonnenbeobachtung im Kindergarten
von Birgit Breimaier

Als Mutter eines vierjährigen Sohnes konnte ich seit einiger Zeit feststellen, dass es bereits bei Kinder n dieser Altersstufe ein Interesse an der Astronomie gibt. Anlässlich des Merkurtransits im Mai kam im Gespräch mit einer Erzieherin meines Sohnes die Idee auf, im Kinder garten Freibadstraße in Stuttgar t ein Projekt ,,Sonnenbeobachtung" durchzuführen. Einige vorgesehene Termine scheiterten an starker Bewölkung oder an der Abwesenheit von Sonnenflecken, deren Beobachtung das Hauptziel des Projekts war. Am 23. Juni 2003 w ar es dann so weit. Vormittags wurde den Kinder n das Sonnensystem im so genannten Stuhlkreis altergemäß erklärt. Sie waren erstaunt über die Größenverhältnisse im Weltall, am meisten über die Winzigkeit der Erde. Mittags wurde das Teleskop aufgebaut. Dabei handelte es sich um ein Celestron 80 EQ, das zw ecks einfachen Transports auf einem Fotostativ montiert war. Zur Veranschaulichung der Hitzeentwicklung wurde den Kindern mittels eines Brennglases gezeigt, wie heiß ein gebündelter Lichtstrahl sein kann. Jedes der Kleinen wollte dies auf der eigenen Haut spüren. Für Furore sor gte ein 90 Grad -Zenitspiegel, mit dem man ,,um die Eck e gucken" kann. Als nächstes wurde anhand einer v ereinfachten Projektion auf einen w eißen Karton den Kindern gezeigt, was sie beim Blick durch das Okular erw artet. Sie wurden auf die Sonnenfleck en aufmerksam gemacht, und deren Entstehung wurde erklärt. Die Ungeduld wuchs und endlich, nachdem sie sich in einer Reihe aufgestellt hatten, durften sie durch das F ernrohr schauen. Anfängliche Schwierigkeiten beim Sehen mit einem Auge wurden durch Abdecken des anderen mit der Hand ausgeräumt. Erstaunlicherweise hatten sie keinerlei Schwierigkeiten, die Sonne und deren Flecken zu erkennen. Einigen ebenfalls anwesenden Erwachsenen hingegen musste erst gesagt w erden, dass das ,,Weiße" die Sonne war. Fast alle Kinder stellten sich, nachdem sie an der Reihe w aren, gleich wieder hinten an, manche so gar mehrmals. Die älteren unter ihnen zählten die Fleck en. Manche wollten wissen, ob man mit dem Teleskop die Sterne, den Mond und , wörtlich, die Planeten sehen kann. Sie wunder ten sich, dass die Sonne w eiß und der Hinter grund
VdS-Journal Nr. 13

schwarz ist. Einige stellten so gar Fragen zur Vergütung und Funktion des Okulars. Ganz wichtig w ar ihnen auch noch die Frage, wo denn die Sterne am Tag sind. Betont werden muss, dass alle Anwesenden über ausreichende Schutzmaßnahmen aufgeklärt wurden und ausdrücklich erwähnt wurde, nie ungeschützt in die Sonne zu blicken. Bei uns wurde ein Selbstbaufilter mit Baader AstroSolar-Folie verwendet. Abschließend möchte ich feststellen, wie sehr ich vom großen Interesse der Kleinen (und der Eltern) überrascht war. Sie gingen mit großem Respekt mit dem Teleskop und dem Zubehör um. Und vielleicht k onnte ich das eine oder andere Kind mit meiner Astronomiebegeisterung anstecken... Jedenfalls hat das Projekt allen Anwesenden so gut gef allen, dass es eine Wiederholung geben wird. Ebenf alls geplant ist eine Planetenbeobachtung im Winter, wenn es kindgerecht früher dunkel wird.
Abb. 2: ... unter fachkundiger Anleitung.

Abb. 1: ,,Kinder der Sonne"...

R E Z E N S I O N 123

Praxishandbuch Astrofotografie - Eine Anleitung für Hobbyastronomen
von Klaus-Peter Schröder, Kosmos-Verlag 2003, 208 Seiten, fast durchgehend mit farbigen Graphiken und Bildern (ISBN 3-440-08981-9)

Vor über einem Jahrzehnt schuf der Astrofotograf Schwinge mit seinem ,,Kosmos-Handbuch der Astrofotografie" ein Standardwerk für Amateurastrofotografen. Nach dem Ausverkauf der zweiten Auflage des Klassik ers vor einigen Jahren schrieb nun Klaus-P eter Schröder im gleichen Verlag ein ähnlich umfangreiches Handbuch, welches neben der konventionellen Astrofotografie mit Film auch moder ne Techniken wie Aufnahmen mit Digitalkamera und Webcam thematisiert. Zu Beginn wird auf die für die Astrofotografie erforderliche Ausrüstung eingegangen. Verschiedene Fernrohr- und Montierungstypen werden vorgestellt und auf ihre Eignung zur Astrofotografie analysiert. Bei der Wahl der Kamera w erden neben der traditionellen Spie gelreflexkamera auch digitale Kameras wie Webcam, Digital- und Videokamera bis zur Astro-CCD-Kamera behandelt. Im Hauptteil des Buches werden verschiedene Bereiche der Astrofotografie vorgestellt. Den Anfang macht die Ster nfeldfotografie. Der Autor gibt auf den reich bebilderten Seiten viele Anregungen zum Selbermachen, wobei aber auch auf die Theorie, wie beispielsweise die maximale Belichtungszeit bei punktför miger Abbildung infolge der Erdrotation, eingegangen wird. Für Langzeitbelichtungen empfiehlt sich der Einsatz einer guten Montierung, die auch Gr undlage für die Astrofotografie mit langen Brennw eiten ist. Besitzer eines F ernrohrs können das
Erratum
Trotz aller Sor gfalt und K ontrollen ist der Redaktion ein wirkliches Missgeschick passiert: Leider wurde der selbe Beitrag ,,CCDAstrofotografie mit minimalem Aufwand" von Dirk Langenbach so wohl in der Ausgabe 11 auf Seite 53 als auch in Ausgabe 12 auf Seite 48 abgedr uckt.
Die Redaktion bittet alle Leser um Nachsicht.

Teleskop als langbrennw eitiges Teleobjektiv einsetzen und zur F otografie des Mondes und bei Einsatz eines geeigneten Sonnenfilters auch zur Sonnenfoto grafie benutzen. Für den for tgeschritteneren Astrofotografen behandelt Schröder die Planetenfotografie, wo der klassische Film während der letzten Jahre durch die Digitaltechnik mit Video und Webcam ergänzt wurde. Eines der schwierigsten Bereiche der Himmelsfotografie ist die Aufnahme von Deep-Sky-Objekten, die w egen ihrer geringen Helligkeit sehr lange Belichtungszeiten erfordern. Entsprechend steigen hier die Anforderungen an Nachführgenauigkeit und mechanische Stabilität des Systems. Klaus-P eter Schröder stellt verschiedene Methoden zum Fokussieren und zum genauen Nachführen während der Belichtung vor. Im letzten Kapitel wird die Bildv erarbeitung im Fotolabor und im Computer thematisiert. Durch die Selbstentwicklung von Filmen vermeidet der Astrofotograf unangenehme Überraschungen seitens des Fotolabors (z. B . falsch geschnittene Filmstreifen), und er kann durch Variation von Entwicklungszeit und -chemie die Filmeigenschaften optimieren. Der Autor gibt Tipps für das Erstellen v on Abzügen und beschreibt auch das Abwedeln zum lokalen Erhöhen des K ontrastes. Weitere

und vor allem bequemere Möglichk eiten zur Bildverarbeitung bietet der PC mit entsprechender Bildverarbeitungssoftware, worauf am Ende des Buches kurz eingegangen wird. Klaus-Peter Schröder hat mit diesem Buch ein neues Standardwerk für den Einsteiger in die Astrofotografie geschrieben. Er schafft es, mit seinem lockeren Schreibstil die notwendige Theorie unterhaltsam zu vermitteln. Mit seinen vielen Tipps bewahrt er den Einsteiger vor so manchem Fehlschlag oder erklärt im Nachhinein die Ursachen einer F ehlbelichtung. Dabei wird immer wieder deutlich, dass dieses Buch von einem Astrofotografen mit langjähriger Erfahrung geschrieben wurde. Erfreulicherweise geht er neben der konventionellen Fotografie mit F ilm auch auf die sich stark v erbreitende Himmelsfotografie mit Digitaltechnik ein. Ich fand es aber enttäuschend , dass das Kapitel zur Bildv erarbeitung im PC äußerst knapp ausf iel. Bei einer Neuauflage sollte diesem Bereich mehr Raum zur Verfügung gestellt w erden. Die Bildunterschriften sollten neben den technischen Daten um den Beobachtungsor t ergänzt werden, damit der Leser einen Eindruck erhalten kann, wie dunk el der Himmel bei der Belichtung w ar. Für mich war es eine F reude, dieses Buch zu lesen, und ich kann es jedem Einsteiger in die Astrofotografie nur empfehlen.
Stefan Ueberschaer
MARS-1 ,,Na und ... junger Freund, welche Kanäle sehen Sie???" ,,Sportkanal... Kinderkanal... Kabelkanal... ARD... ZDF... ,,
VdS-Journal Nr. 13

124 V O R S C H A U

Vorschau auf astronomische Ereignisse
von Werner E. Celnik

Januar 2004

5.

3 Uhr MEZ - Maximum Quadrantiden Meteor-

schauer, Radiant im Sternbild Drache

7.

16:40 - MEZ Vollmond

8.

0:00 MEZ - Komet C/2002 T7 (LINEAR) (8,2 mag)

22' NW Andromedae (4,4 mag)

18:30 MEZ - Kleinplanet 1-Ceres (6,8 mag) 36' N

des planetarischen Nebels NGC 2371 (13,0 mag),

Sternbild Zwillinge, Instrumente ab 15 cm �

9.

ganze Nacht - Kleinplanet 1-Ceres (6,8 mag) in

Opposition, Sternbild Zwillinge

10.

22:23 MEZ - streifende Sternbedeckung von

Leonis (3,5 mag) d. d. Mond

14.

ganze Nacht - Kleinplanet 6-Hebe (8,6 mag) in

Opposition, Sternbild Kleiner Hund

3:48 MEZ - streifende Sternbedeckung von Virginis

(3,4 mag) d. d. Mond

15.

5:46 MEZ - Letztes Viertel

18:45 MEZ - Venus (-4,0 mag) weniger als 1 Grad SO

Uranus (5,9 mag)

17.

7 Uhr MEZ - Merkur (-0,1 mag) max. Elongation

West (24 Grad ), ungünstige Morgensichtbarkeit

21.

22:05 MEZ - Neumond

19:19 MEZ - Kleinplanet 2-Pallas (9,2 mag) 15'' N

von SAO 148 030 (8,2 mag), Ster nbild Walfisch,

Instrumente ab 8 cm �

26.

0:06 MEZ - Kleinplanet 6-Hebe (8,8 mag) 10,5' NO

von SAO 96672 (5,7 mag), Sternbild Kleiner Hund

29.

7:03 MEZ - Erstes Viertel

31.

20:14 MEZ - streifende Sternbedeckung von 72 Tauri

(5,5 mag) d. d. Mond

Februar 2004

6.

9:47 MEZ - Vollmond

13.

14:40 MEZ - Letztes Viertel

19:30 MEZ - Komet C/2002 T7 (LINEAR) (7,2 mag)

27' SW von Pegasi (2,8 mag)

14.

22:07 MEZ - Kleinplanet 6-Hebe (9,4 mag) 4,1' NO

von SAO 96403 (5,8 mag), Sternbild Zwillinge,

Instrumente ab 8 cm �

20.

10:18 MEZ - Neumond

28.

4:24 MEZ - Erstes Viertel

5:20 MEZ - Jupiter (-2,4 mag) 5,3' NO Leonis (4,6

mag), um 19:45 MEZ 4,8' N

März 2004

1.

19:45 MEZ - Komet C/2002 T7 (LINEAR) (6,4

mag), Sternbild Fische, Höhe 10 Grad , Untergang 20:53

MEZ, in den nächsten Tagen wohl die letzte

Möglichkeit der Beobachtung

4.

12:47 MEZ - Jupiter (-2,5 mag) in Opposition,

Sternbild Löwe, scheinb. � 44,5''

7.

0:14 MEZ - Vollmond

12.

Kleinplanet 7-Iris (9,0 mag) in Opposition, Ster nbild

Löwe

13.

22:01 MEZ - Letztes Viertel

20.

7:49 MEZ - Sonne im Frühlingspunkt

23:41 MEZ - Neumond

25.

23:00 MEZ - Mond 1,2 Grad W Mars, Sternbild Stier

26.

Abendhimmel - Mars (1,3 mag) zwischen Plejaden

und Hyaden

22 Uhr MEZ - Kleinplanet 7-Iris (9,3 mag) 37' SW

61 Leonis (4,7 mag), Sternbild Löwe

28.

2:00 MEZ = 3:00 MESZ - Be ginn der Sommerzeit,

Uhren um 1 Std. vorstellen

29.

1:48 MESZ - Erstes Viertel

21 Uhr MESZ - Merkur (0,0 mag) max. Elongation

Ost, Abendhimmel, gute Merkursichtbarkeit, Höhe

5,5 Grad , Sternbild Fische

21:30 MESZ - Venus (-4,4 mag) max. Elongation Ost

(46 Grad ), Abendhimmel, scheinb. � 23,3''

April 2004

3.

22 Uhr MESZ - Venus (-4,3 mag) in den Plejaden

(M 45)

5.

13:03 MESZ - Vollmond

9.

6:25 MESZ - Mond 50' N Antares, Sternbild

Skorpion

12.

5:46 MESZ - Letztes Viertel

19.

15:21 MESZ - Neumond

23.

24:00 MESZ - Mond 4,8 Grad SO Venus und 1,5 Grad N Mars

(Sternbild Stier)

25.

22:45 MESZ - Venus (-4,4 mag) 5,6 Grad NW Mars (1,5

mag), bilden gleichschenkliges Dreieck mit Tauri

(1,7 mag)

27.

19:32 MESZ - Erstes Viertel

29.

3:00 MESZ - Pluto (14,0 mag) 32'' S von GSC 5670

810 (10,3 mag), Instrumente ab 22 cm �!, Ster nbild

Schlange

VdS-Journal Nr. 13

V O R S C H A U 125

Veranstaltungstermine 2004

Fr. 13.2. - So. 15.2.2004

Treffen der VdS-Fachgruppe Kometen

Ort:

VdS- Sternwarte Volkssternwarte Kirchheim,

Thüringen

Veranstalter: FG Kometen

Info und

Maik Meyer,

Anmeldung: www.fg-kometen.de/kirchheim2004.htm,

E-Mail: maik@comethunter.de

Sa. 14.2.2004

4. Astro Treffen Hückelhoven (ATH)

Astro-Treff und Messe

Ort:

Aula des Gymnasiums Hückelhoven

Veranstalter: Astro-AG des Gymnasiums Hückelhoven

Info:

Robert Lebek,

www.geocities.com/ath_astro_hueckelhoven,

E-Mail: astroag@freenet.de

Fr. 2.4. - So. 4.4.2004

Deep-Sky-Treffen DST 2004

Der Klassiker in neuer Form (siehe Anzeige)

Ort:

Hotel auf dem Eisenberg, Hessen

Veranstalter: VdS-Fachgruppen Deep-Sky und Astrofotografie

Info und Anmeldung:

Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, D-79224 Umkirch, E-Mail: fgleitung@naa.net www.fachgruppe-deepsky.de

Sa. 24.4.2004, ab 9 :30

Würzburger Frühjahrstagung der VdS

Ort:

Hörsaal des Physiologischen Instituts, Univ.

Würzburg

Veranstalter

und Info:

Peter Höbel, E-Mail: Peter.Hoebel@t-online.de

Sa. 8.5.2004, 10-18 Uhr

20. ATT, Astronomie Börse in Essen

Ort:

Gesamtschule Bockmühle, Ohmstr. 32

Veranstalter: Verein für volkstümliche Astronomie,

Weberplatz 1, D-45127 Essen

Infos:

www.astronomie.de/att-essen,

E-Mail: vva.essen@astronomie.de

VdS-Journal Nr. 13

126 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 Astronomie Heute und/oder Star Observer profitieren möchten, habe ich hier einige wichtige Tipps für Sie:
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 f axen 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 K onto 11745 bei der Sparkasse Stark enburg, Heppenheim, BLZ 509 514 69. Zur Vermeidung unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr.
Sie möchten Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute 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, w enn Sie uns schriftlich mitteilen, ab w ann das Abo über uns be ginnen soll (Sie möchten die Zeitschrift(en) zum 1.1. des nächsten Jahres abonnieren, dann teilen Sie uns dies bitte bis zum 15.11. diesen Jahres mit). Wir veranlassen dann alles Weitere. Wenn Sie schon Direkt-Abonnent 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 möchten SuW und/oder Astronomie Heute und/oder Star Observer kündigen? Eine Kündigung ist zum 30.06. und zum 31.12. eines jeden Jahres möglich. Bitte teilen Sie uns dies jedoch schriftlich bis spätestens 15.05. bzw. 15.11. mit, da wir nur so die Zeitschriften rechtzeitig stoppen können.
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 reduzier ten 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 reduzierten Bezug von

Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute und/oder Star Obser ver. Für die k orrekte Rechnungserstellung muss uns Ihre Bescheinigung unaufgefordert bis spätestens 15.10. eines jeden Jahres für das F olgejahr vorliegen. Eine nachträgliche Rechnungsänderung im F rühjahr erfordert einen enormen Zeit- und K ostenaufwand, sowohl bei uns als auch beim Verlag und ist nicht mehr möglich! Sollten wir Ihr e Bescheinigung zum genannten Termin nicht haben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch auf den ermäßigten Beitr ag! Neumitglieder reichen uns die Bescheinigung bitte zum Beginn der Mitgliedschaft ein.
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle / Vorsitzender Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim E-Mail Vorsitzender: vds-astro@t-online.de E-Mail Geschäftsstelle: service@vds-astro.de Tel.-Nr. 0 62 52 / 78 71 54 Fax-Nr. 0 62 52 / 78 72 20
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!
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64646 Heppenheim

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Ich ermächtige die Vereinigung der Ster nfreunde hiermit widerruflich, zu entrichtende Zahlungen für Mitgliedsbeiträge und e vtl. 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 127

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Wir nehmen sauber getippte Schreibmaschinenseiten oder Ausdrucke als Manuskripte entgegen. In Ausnahmefällen können nach Absprache mit dem Redakteur auch handschriftliche Texte akzeptiert werden. Wer mit dem PC arbeitet, sollte sich an die folgenden Vorgaben halten. Im Zweifelsfall immer eine Rückfrage beim verantwortlichen Redakteur! Der Text der Beiträge darf 10000 Zeichen (inkl. Leerzeichen) nicht übersteigen. Längere Beiträge müssen leider zur Überarbeitung, d.h. Kürzung oder Aufteilung, an den Autor zurückgehen. Das Ziel der Redaktion ist erstklassige Berichterstattung: Der Autor bestätigt mit seiner Einsendung, dass der Beitrag (auch nicht in Teilen oder v eränderter Form) noch nicht anderweitig veröffentlicht oder zur Veröffentlichung eingereicht ist. Bei mehreren eingereichten Beiträgen bitte je Beitrag eine Diskette. Tabellen: Tabellen müssen so angele gt sein, daß Spalten ausschließlich durch ein (!) Tabulator-Zeichen getrennt werden. Auf keinen Fall dürfen die Spalten durch das Eintippen von Leerzeichen gebildet w erden. Die Tabellenfunktionen der Textverarbeitungssoftware bitte v ermeiden. Große Ta-

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inkl.Bildunterschriften und Tabellentiteln � Zuordnung, zu w elcher Rubrik der Bei-
trag gehört (z. B. ,,Sonne") � durchnummerierte Liste aller beigelegten
Teile (mit entsprechenden Nummer n auf den einzelnen Teilen) � Dateiträger mit allen Text- und Bilddateien sowie Angaben zu den Dateien (verwendetes Programm mit Versionsnummer), je Beitrag 1 Datenträger Versandadresse: Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim

Auf einen Blick
Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des FG-Redakteurs senden:

Fachgruppe Amateurteleskope/ Selbstbau Astrofotografie Computerastronomie CCD-Technik Dark Sky Geschichte Jugendarbeit Kleine Planeten Kometen Meteore/athm.Ersch. Planeten Populäre Grenzgebiete Sonne Spektroskopie Sternbedeckungen VdS-Volkssternwarte Veränderliche(BAV) Visuelle Deep-SkyBeobachtung

Name

Vorname

Zellhuber Riepe Jahns Langenbach Hänel Steinicke Jahreis Lehmann Kerner Sperberg Nikolai Wunder Hörenz Hunger Bredner Schulz Bannuscher Steinicke

Herbert Peter Helmut Dirk Dr. Andreas Wolfgang Oliver Gerhard Heinz Ulrich Andre Edgar Martin Thomas Dr. Eberhard Dr. Jürgen Dietmar Wolfgang

Straße

PLZ Ort

Kreuzeckstr. 1

82380 Peissenberg

Lortzingstr. 5

44789 Bochum

Glimmerweg 21

304555 Hannover

Goethestr. 6

8089 Hagen

Am Sportplatz 7

49124 Georgsmarienhütte

Gottenheimerstr.18 79224 Umkirch

Berlinstraße 92

55411 Bingen

Persterstr. 6h

09430 Drebach

Gerdehaus 11

29328 Fassberg

Südbockhorn 59

29410 Salzwedel

Plangasse 10

71263 Weil der Stadt

Heidelberger Str. 16 69207 Sandhausen

Hermsdorfer Str. 15 01159 Dresden

Rütscher Str. 165, Zi.113 52072 Aachen

Ginsterweg 14

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E-Mail Redaktion redaktion-amateurteleskope@vds-astro.de redaktion-selbstbau@vds-astro.de redaktion-astrofotografie@vds-astro.de redaktion-computerastronomie@vds-astro.de redaktion-ccd-technik@vds-astro.de redaktion-darksky@vds-astro.de redaktion-geschichte@vds-astro.de redaktion-jugendarbeit@vds-astro.de redaktion-kleine-planeten@vds-astro.de redaktion-kometen@vds-astro.de redaktion-meteore@vds-astro.de redaktion-planeten@vds-astro.de redaktion-grenzgebiete@vds-astro.de redaktion-sonne@vds-astro.de redaktion-spektroskopie@vds-astro.de redaktion-sternbedeckungen@vds-astro.de
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Vereinigung der Sternfreunde e. V.:

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Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim, service@vds-astro.de

Vorsitzender:

Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim, vds-astro@t-online.de

VdS-Journal Nr. 13

128 H I N W E I S E

Name

Vorname

Beck

Stefan

Binnewies

Stefan

Braun

Roland

Breimaier

Birgit

Bretschneider

Hartmut

Brinks/Volkssternwarte

Hagen

Ralph

Büttner

Dietmar

Celnik

Werner E.

Dähne

Markus

Deschan

Helmut

Diederich

Hans Günter

Edthaler

Helmut

Emlaut

Albert

Flach-Wilken

Bernd

Gährken

Bernd

Gebhard

Günter

Geibel

Jens

Gera

Hans-Dieter

Girrbach

Dieter

Girßmann

Rolf

Goretzki

Dieter

Griesser

Markus

Guthier

Otto

Güths

Torsten

Hanisch

Bernd

Hassforther

Bela

Häusler

Bernhard

Hauss

Michael

Herzog

Gerhard

Hombach

Paul

Hoppe

Michael

Horn

Konrad

Hunger

Thomas

Jahn

Jost

Jahns

Helmut

Kleisa

Manfred

Kriebel

Wolfgang

Kunz

Stefan

Lademann

Kersten Jörg

Latußeck

Arndt

Leue

Hans-Joachim

Lorenz

Joachim

Lucius

Dirk

Meyer

Erich

Meyer

Maik

Meyer

Ralf

Molau

Sirko

Möller

Dennis

Mündlein

Ralf

Niepoetter

Peter

Ophey

Hans

Paulus

Rolf

Pfaff

Tobias

Pollmann

Ernst

Poschmann

Ulf

Puhlmann

Matthias

Quester

Wolfgang

Reimann

Uwe

Riepe

Peter

Schendel

Rainer

Schulz

Jürgen

Schütt

Markus

Seeger

Karlheinz

Sparenberg

Rainer

Stadtler

Adrian

Steinicke

Wolfgang

Stober

Berthold

Thiel

Norbert

Töpler

Rainer

Tute

Axel

Ueberschaer

Stefan

Ulbricht

Heiko

Wagner

Frank

Walczak

Andre

Walther

Gerhart

Weis

Christian

Wienstein

Sven

Witt

Volker

VdS-Journal Nr. 13

Straße

PLZ

Ort

Rilkeweg 4

71101

Schönaich

Kutzbach 10

53804

Much

Grüntenstr. 18/4

88299

Leutkirch i. A.

Freibadstr. 37

70563

Stuttgart

Friedensring 21

08289

Schneeberg

Postfach 1 46 Keplerstr. 54 Graudenzer Weg 5 Grafstr. 6 Kurt-Schuhmacher-Str. 23 Inselstr. 16 Salzstr. 8 Calla Alcalla No. 21 Bahnhofstr. 55 Am Holzbach 41 Ohmstraße 9 Waldstr. 11a Wattenscheider Str. 78 Falkentorstraße 9 Heisterbarg 9 Akazienstr. 16 Breitenstr. 2 Am Tonwerk 6 Am Pfahlgraben 45 Am Bahnhof 8a Ringstr. 27 Frankenstr. 20 Am Wehr 1 Propsteiweg 3 Gottfried-Keller-Str. 3 Im Mittenweld 14 Heiligenberger Str. 107 Hagenstr. 22 Bahnhofstr. 12 Glimmerweg 21 Pickartzend 7 b Buchfeldweg 4 Bahnhofstr. 14 Christian-Albrecht-Str. 8 Lützowstr. 5 Bergstr. 13 An den drei Teichen 35 Diekelweg 12 Ferd.-Markl-Str. 1/62 Johann-Strauß-Str. 26 Fürnheim 16 Abenstalstr. 13 b Sonnenstieg 3 Oberer Bux 9 Schillerstr. 8 Zillestr. 11 Dompfaffenweg 41 Fuhrmannsweg 4 Charlottenburgerstr. 26 c Kreuzstr. 29 Eichenweg 39 Wilhelmstr. 96 - B13 Tilgshausenstr. 19 Lortzingstr. 5 Gustav-Müller-Platz 5 Arnstädter Str. 49 Niebuhrstr. 44 Uferstr. 6/1 Humbusch 60 Starenweg 1 Gottenheimerstr. 18 Nelkenweg 1 Weststr. 25 Zaisenweg 6 Im Kratten 1a Ruhrstr. 21 Opitzer Str. 4 Bramwinkel 258 Karl-Hermann.Str. 4b Steinstr. 3 Nordring 78 Neckarstr. 3 Ganghoferstr. 5

58001 09117 47495 82008 93049 64287 83395 E-38750 56422 33378 92318 64372 44793 71157 24598 63505 CH-08542 64646 61239 15326 69115 97222 65835 79189 53757 42859 88682 59581 29525 30455 41812 84072 06484 24837 31141 27729 09395 26789 A-4040 65779 91717 84072 37085 97236 32469 47623 50389 99310 51377 52351 14913 73730 71229 44789 10829 99334 24118 72202 45721 90617 79224 66907 38162 73614 79790 40699 01705 31613 45701 64367 35614 45739 82178

Hagen Chemnitz Rheinberg Unterhaching Regensburg Darmstadt Freilassing El Paso Wirges Rheda-Wiedenbrück Neumarkt/Opf. Ober-Ramstadt Bochum Hildrizhausen Boosted Langenselbold Wiesendangen Heppenheim Ober-Mörlen/Langenhain Lebus Heidelberg Rimpar Liederbach am Taunus Bad Krozingen St. Augustin Remscheid Salem Warstein-Hirschberg Uelzen Hannover Erkelenz Osterwaal-Au Quedlinburg Schleswig Hildesheim Hambergen Hormersdorf Leer Linz Kelkheim Wassertrüdingen Au/Seysdorf Göttingen Lindelbach Petershagen Kevelaer Wesseling Arnstadt Leverkusen Düren Jüterborg Esslingen-Zell Leonberg Bochum Berlin Kirchheim Kiel Nagold Haltern-Sythen Puschendorf Umkirch Glan-Münchweiler Cremlingen Schorndorf Küssaberg-Dangstetten Erkrath-Hochdahl Freital Wietzen Herten Mühltal Werdorf Oer-Erkenschwick Puchheim

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a1

Faszination Astronomie

Jetzt neu im Astrokosmos!

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Mit ,,Ritsch-Ratsch-Klick" ist es bei der Astrofotografie lange nicht getan. Eine genaue Anleitung muss her! Welche Kamera ist richtig? Welcher Film eignet sich? Das ,,Praxishandbuch Astrofotografie" bahnt den Weg durch die verschiedenen Disziplinen und zeigt mit klaren Schritt-für-Schritt-Anleitungen die richtige Technik. Aktuell: Infos über Digitalkameras und Bildverarbeitung!

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Hermann-Michael Hahn Was tut sich am Himmel 2003/2004 96 S., ca. 55 Abb., 12 Monatssternkarten, Klappenbroschur isbn 3-440-09244-5
www.kosmos.de

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Denis Berthier Sternbeobachtung in der Stadt
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Helle Beleuchtung und verschmutzte Luft lassen die Sterne am Stadthimmel fast verschwinden. Schlechte Aussichten für Hobby-Astronomen? Keineswegs! In diesem Ratgeber erfahren Sie alle Tricks und Kniffe für die erfolgreiche Sternbeobachtung in der Stadt. Kompakt: Konkrete Tipps und Informationen kurz und klar!

3,2 METER

Beobachtungskuppel
aus hochfestem
Glasfaser-Polyester
... noch tausend Kilometer bis zum Nordpol
Die Koldewey-Station für Atmosphärenforschung in NyAlesund auf Spitzbergen im November 2003 - nur wenige Tage nach einem der größten, je gemessenen Sonnenflares.
NyAlesund ist der nördlichste, ständig besiedelte Ort der Erde. Von diesem Punkt aus sind fast alle europäischen Expeditionen zur Eroberung des Nordpols aufgebrochen. Während des polaren Winters führt die Route über das Packeis - von hier knapp 1.000 km (,,Luftlinie") - bis zum geographischen Pol. Sowohl die Geographie, als auch die Witterungsbedingungen sind einzigartig. Zwei Kuppeln von Mitbewerbern haben an diesem Ort nicht funktioniert und mussten zugunsten dieser Konstruktion entfernt werden.
Kuppelausstattung: freie Torbreite: 1,15 m, vollautomatisiert, internetkompatibel mit eigener Software, 3 m Durchmesser-Zahnkranz (in ,,eisbrechender" Ausführung), Absolut-Encoder, teleskopgekoppelte Kuppeldrehung, witterungsunempfindliche Sensorik, hermetische, tieftemperaturbeständige Dichtungen, doppelschalige (Sandwich-) Bauweise mit PU-Isolierung, Enteisungsanlage.
Instrument: Zeiss-Meniskas 180 mit automatischem Sternphotometer und ST-4 CCD-Kamera auf AstroPhysics 900 Montierung in tieftemperaturtauglicher Ausführung (man beachte die Polhöhe der Stundenachse bei 80 Grad Nord).
Mittlerweile sind seit der ersten von uns gebauten Kuppel 25 Jahre vergangen. Wir haben in dieser Zeit viel gelernt - insbesondere welche Fehler man machen kann - und wie man sie von vornherein vermeidet. Unsere Kuppeln werden komplett nach Ihren Anforderungen im eigenen Betrieb in Mammendorf bei München gefertigt. Diese Gewerke sind nicht billig, sondern preiswert.

Fragen Sie nach unserer Lösung für Ihre Sternwarte.
www.baader-planetarium.de � service@baader-planetarium.de � www.celestron.de