Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 19
BEITRAG
4 Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 3.10.2005 (Dylus Stefan)
6 Das Schwerpunktthema Dark Sky (Güths Torsten, Hänel Andreas)
8 Dark Sky - Kampf gegen Windmühlenflügel? (Hänel Andreas)
8 Dark Sky - die Anfänge (Kräling Winfried)
10 Ursache und Entstehung der Lichtverschmutzung (Güths Torsten)
13 Die Dunkelheit von Standorten (Güths Torsten)
14 Einfache Methode zur Bestimmung der Himmelshelligkeit mit einer Digitalkamera (Hänel Andreas)
18 Straßenbeleuchtung in Frankreich und Deutschland (Brunet Pierre, Hänel Andreas)
19 Außenbeleuchtungsanlagen (Güths Torsten)
24 Liste von Links zum Thema Dark Sky (Güths Torsten)
19
0 Fachgruppe Dark Sky - Faltblatt (Beitrag)
BEITRAG
27 Wirkungen von künstlichen Lichtquellen auf Vögel (Salinger Susanne)
29 Kunstlicht und Insekten (Hänel Andreas, Eisenbeis Gerhard)
30 Künstliches Licht und der Mensch (Hänel Andreas)
30 Nächtliche Außenbeleuchtung und Sicherheit (Krause Carola)
32 Der Arbeitskreis "Licht im Freiraum" (Allmacher Erik)
34 Fassadenbeleuchtung (Allmacher Erik)
37 Lichtverschmutzung: eine Vereinsaufgabe (Denner Thomas)
38 Dunkler Himmel über der Lausitz (Mönch Rüdiger)
39 Die Berechnung des Taupunkts meines Teleskops (Bopp Matthias)
41 Rotlicht als energiesparende LED-Lampe (Küttner Marius)
41 Längsverschiebbare drehbare Rohrschelle (Rapp Walter)
42 Eine verbesserte Fassung für einen Refraktor 70/700 (Ziegenhein Frank und Peter)
44 Mythen und Legenden: Glas fließt - Spiegel verformt sich (Kafalis Stathis)
45 Das Zeiss SilverTwin (Hammel Stefan)
46 Bau eines fotografisch optimierten Newton-Teleskops (Ueberschaer Stefan)
48 Die Inklination von Galaxien (Riepe Peter)
50 H-alpha-Filter für externe Galaxien? (Riepe Peter)
52 Ergebnisse des Projekts Zwerggalaxien 4 (Riepe Peter)
56 Unbekannter Halobogen an einer Straßenlampe (Fenn Christian, Hinz Claudia)
58 Schärfen von Astro-Bildern Teil 2 (Marquard Bernd)
61 Nachrichten aus der VdS-Fachgruppe CCD-Technik (Möller Dennis)
62 FITS - Das Bilddatenformat für die Astronomie (Nickel Otmar)
65 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 19 (Steinicke Wolfgang)
66 Die alte Sternwarte von Kopenhagen (Witt Volker)
69 Messier 102: Status der Identifizierung (Frommert Hartmut)
72 VEGA News Journal 19 (Hoffmann Susanne)
19
0 AG-Bericht Exoplaneten 2005 (Beitrag)
0 AG-Bericht Kosmologie 2005 (Beitrag)
BEITRAG
74 AG-Bericht Sternphysik 2005 (Eckl Caroline, Noack Steffen, Möckel Sebastian)
74 Was ist los beim AAC? (Unterguggenberger Stefanie, Heesen Volker)
76 75 Jahre Pluto (Kandler Jens)
78 2003 UB313 - Plutos großer Bruder (Knöfel Andre)
79 Der Vorbeiflug des Kleinplaneten 2005 MA (Meyer Erich)
80 Helle Kometen des Jahres 2006 (Meyer Maik)
84 Die Beobachtung schwacher Kometen mittels CCD (Beck Stefan)
85 Eine Statistik heller Kometenerscheinungen aus den beiden letzten Jahrhunderten (Kerner Heinz)
87 Omega-Casiopeiden - oder doch nicht? (Molau Sirko)
88 Die inneren Planeten Merkur und Venus vom 26.-28.6.05 (Niechoy Detlev)
89 Sichelförmiger Io-Schatten und Ganymedpassage auf Teneriffa beobachtet (Kowolik Silvia)
90 Die Aktivitäten der Fachgruppe Sonne im Jahr 2004 (Hörenz Martin)
91 Die totale Sofi am 29.3.2006 - wo beobachten? (Celnik Werner E.)
94 Die Messung von Radialgeschwindigkeiten mit einem Spaltspektrographen niedriger Auflösung (Bücke Roland)
97 Die Spektren der hellsten Wolf-Rayet-Sterne im Cyg (Hanisch Bernd)
100 Aktivitäten der FG Sternbedeckungen (Bode Hans-Joachim)
101 V666 Cas - ein Mira-Veränderlicher (Schabacher Markus)
103 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 19 (Bohle Jens)
104 Wie gut ist mein Beobachtungsplatz (Weis Christian)
106 Ergebnisse des Projekts "Zwerggalaxien" 3 (Steinicke Wolfgang)
106 Anonymer Nebel im Schwan (Wenzel Klaus)
108 Starnights 2005 (Bohle Jens)
109 M wie Messier Journal 19: M 97, M 108, M 109 (Güths Torsten)
113 First Light - Tatsachenbericht eines Einsteigers (Neubert Andre)
114 Zu "Größenwahnsinn" (Leu Christian)
114 Eigene Wege für die Astronomie (Loewa Heinz)
115 Nicht ohne meine Frau (Hoppe Angelika, Hoppe Michael)
120 Zu "Beeinflussen Mondphasen die Erdbebenhäufigkeit" (Dammermann Wilhelm)
120 Polarlichter im Sonnenfleckenminimum (Ulrichs Ralf)
121 Vollmond und Erdbeben (Keller Hans-Ulrich)
121 Sonnenprotuberanzen vom 14.7.2005 (Klein Karl-Hermann)
19
0 Leserbriefe an die GS (Beitrag)
BEITRAG
123 VdS 27. ordentliche Mitgliederversammlung 17.9.2005 (Steinicke Wolfgang)
19
0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)
BEITRAG
125 VdS-Medaille 2005 an Joachim Herrmann (Steinicke Wolfgang)
126 Das Universum im Schlosspark Weikersheim (Schröder Joachim)
127 Die 29. SONNE-Tagung 5.-8.5.2005 (Hörenz Martin)
128 Weiterer Ausbau der VdS-Sternwarte Kirchheim? (Guthier Otto)
128 Die 12. CCD-Tagung in Kirchheim (Möller Dennis)
131 24. Planeten- und Kometentagung in Violau 2005 (Gera Hans-Dieter)
133 Uuml;ber die Rumpelstrasse zu neuem Asteroidenwissen (Griesser Markus)
135 Kleine astronomische Lebensgeschichte (Eifert Gertraud)
19
0 VdS on Tour - Danke Herbert (Beitrag)
BEITRAG
138 Buchbesprechung "Kosmos HimmelsPraxis 2006" (Bannuscher Dietmar)
139 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 19 (Celnik Werner E.)
140 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 19 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 19 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 19
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.
U3
- Inserentenverzeichnis
43
- Impressum
16
- Erratum
111
Abschied vom Komet 2004 Q2 (Machholz) Seite 80
Anonymer Nebel im Schwan Seite 106
Astrourlaub in Namibia... Seite 115
24. Tagung in Violau Seite 131
Impression
VdS-Journal Nr. 19
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 3.10.2005 - ein erster Bericht
von Stefan Dylus
Es war die aufwändigste Astroreise, die ich mit meiner Freundin Tanja bis jetzt unternommen hatte. Aufwendig deswegen, weil wir vor ca. 2 Jahren einen FordTransit gekauft und diesen für zukünftige Astroreisen ausgebaut hatten. Das heisst, von der G-11-Montierung bis zum Refraktor hatte alles seinen Platz. Selbstverständlich wurde der Wohn- und Schlafkomfort nicht vernachlässigt. Am 23.9.2005 ging es dann endlich los. Bis zur letzten Stunde wurden noch Lebensmittel verräumt und am Auto gebastelt. Ein Bekannter, ebenfalls HobbyAstronom begleitete uns mit seinem Reisemobil. Er übernahm den Transport unserer Trinkwasservorräte und einer Kühlbox. Anschließend verließen wir das schöne Allgäu mit seinem Bergpanorama und fuhren problemlos durch die Schweiz, Frankreich nach Spanien. Die ersten Tage verbrachten wir mit einigen Ausflügen an der Mittelmeer-Ostküste. Das Wetter war sehr wechselhaft. Drei Tage vor der Sonnenfinsternis suchten wir dann einen Campingplatz in Javea an der Costa Blanca
auf, um die Umgebung nach einem geeigneten Sofi-Platz zu erkunden. Den haben wir in Calpe auch gefunden, der einen atemberaubenden Panoramablick aufweisen konnte. Am Campingplatz lernten wir ,,Canis Major" Moritz kennen, der immer Hunger hatte und extrem spielbegeistert war. Werner, sein Herrchen, war ebenfalls zwecks der Sofi angereist. Sein Kartenmaterial war erstaunlich. Er hatte sich einen anderen Beobachtungsplatz ausgesucht. Die letzte Nacht vor der Finsternis rückte näher und auch die Entscheidung an welchem Berg das Spektakel beobachtet werden sollte. Am Sonntag dem 2.10. haben wir den Campingplatz dann verlassen und wollten unseren Beobachtungsplatz aufsuchen. Doch welcher Platz war nun am besten? Denn an diesem Tag war der Himmel durchgehend bedeckt und einen innere Unruhe bereitete sich bei uns allen aus. Die Erfahrung der letzten 5 Tage sagte uns aber, dass an unserem Beobachtungsplatz, ca. 15 km von Werners entfernt, das Wetter
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 1 (links): Für die Finsternisaufnahmen wurden ein Baader Solar-Continuum-Filter mit einer Sonnenfilterfolie Dichte 3,8 kombiniert und eine Canon 350D verwendet. Teleskop: Refraktor Sky-Watcher ED 80 bei 600 mm Brennweite. Beobachtungsort: Calpe / Costa Blanca (Länge 0 Grad 01,7' Ost, Breite 38 Grad 37,9' Nord, Höhe ca. 260 m.
Abb. 2 (oben): Das Warten auf den 1. Kontakt
NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5
Abb. 3: Der Panoramablick vom Morro de Toix bei Calpe
beständiger gewesen war. Nach längerem Überlegen beschlossen wir dann, unseren alten Finsternisplatz nochmals genau unter die Lupe zu nehmen. Kaum angekommen, zeigte sich auch schon die Sonne am Himmel. Dies machte uns die Entscheidung natürlich einfach und der Aufbau der Teleskope begann. Verwendet wurden: ein VC200L (200 mm Öffnung und 1.800 mm Brennweite) und ein Refraktor Sky-Watcher ED 80 auf einer G11-Montierung plus einer FS-2-Steuerung. Dazu ein Refraktor von Vixen 80M (80 mm Öffnung und 910 mm Brennweite) mit einer Super-Polaris-Montierung und ebenfalls einer FS-2-Steuerung, sowie ein SC-200 (200 mm Öffnung und 2.000 mm Brennweite) auf einer GP-Montierung mit Skysensor 2000. Alles wurde genauestens
justiert und eingescheinert. Zwei hochwertige Feldstecher wurden ebenfalls für die Beobachtung vorbereitet. Gegen 1:30 Uhr gingen wir dann endlich zu Bett. Das draußen stehende Equipment bereitete uns allerdings einen unruhigen Schlaf, denn man wusste ja nie, was nachts alles draußen passierte, denn am Nachmittag wurde ca. 50 Meter entfernt ein Auto aufgebrochen. Vor Sonnenaufgang wurde dann nochmals alles kontrolliert. Die aufgehende Sonne überraschte uns gleich mit dem grünen Blitz. Das Wetter war perfekt, zumindest an unserem Beobachtungsplatz. Auf dem Berg, wo sich Werner befand, sahen wir dicke Wolken und nur ab und zu ein paar Sonnenstrahlen durchziehen. Der erste Kontakt begann und von Minute zu Minute
verschwand immer mehr von der Sonne. Es entstand eine dämmrige Atmosphäre. Die Hörnchen der Sonne gingen immer mehr aufeinander zu und dann kam die lang ersehnte Berührung beider Spitzen. Der Ring war geschlossen und wuchs asymmetrisch immer mehr zu einem gleichmäßigen Ring zusammen. Sekunden später wurde der Ring wieder oben dicker und unten dünner, bis ein Riss entstand und die beiden Spitzen sich wieder voneinander entfernten. Später klingelte mein Handy, Werner war am anderen Ende und berichtete, dass auch er Glück gehabt hatte. Die Erleichterung stand allen ins Gesicht geschrieben. Der vierte Kontakt beendete das große Spektakel und wir verstauten unsere Ausrüstung wieder in unsere Autos. Erstaunlich war auch, dass einige neugierige Besucher gar nicht wussten, dass gerade einen Sonnenfinsternis stattfand.
Abb. 4: Die Aufregung vor der Ringförmigkeit
Abb. 5: Die Erleichterung nach dem 3. Kontakt
VdS-Journal Nr. 19
6 DARK SKY
Einführung ins Thema ,,Lichtverschmutzung"
Das Schwerpunktthema DARK SKY - Initiative gegen Lichtverschmutzung
Fast jeder Sternfreund ärgert sich über die zunehmende Aufhellung des Himmelshintergrundes durch die immer weiter fortschreitende künstliche Beleuchtung. Wenn die Entwicklung so weitergeht, werden unsere Kinder oder Enkelkinder in Deutschland schon nicht mehr die Milchstraße sehen können. Doch bei der Argumentation über das Problem ist es auch notwendig, genaue Daten zu präsentieren, weshalb sich mehrere Artikel mit der Messung der Grenzhelligkeit bzw. der Himmelshintergrundhelligkeit beschäftigen. Ziel der Fachgruppe DARK SKY ist es nicht, alle Lichter auszuschalten, sondern darüber aufzuklären und zu unterstützen, mit Licht so vernünftig umzugehen, dass nur das angestrahlt wird, was erleuchtet werden soll, und möglichst nicht der Himmel. Mit unterschiedlichsten Artikeln,
beispielsweise auch von Biologen, soll die Vielschichtigkeit des Problems dargestellt werden. Mit den entsprechenden Hintergrundinformationen kann dann besser argumentiert werden. Und dass dies nicht erfolglos sein muss, zeigen einige praktische Beispiele. Immer wieder kommen Anfragen nach einem Informationsblatt, wir haben das existierende überarbeitet und es ist als Kopiervorlage abgedruckt, damit es bei Aktionen als erste Informationsquelle genutzt werden kann. Wir würden uns freuen, wenn sich in Zukunft noch mehr Sternfreunde mit der Problematik auseinandersetzen und mit helfen, auch zukünftigen Generationen die Faszination des Sternenhimmels zugänglich zu machen, Ihre Torsten Güths und Andreas Hänel
Abb. 2: Lichtverschmutzung bei 52 Grad 54' N und 10 Grad 14' O. Das Streulicht stammt vom immerhin 7,5 km entfernten Ort Unterlüß. 15-minütige Aufnahme von Alfred Sommer mit 28-mm-Objektiv am 8.9.04.
VdS-Journal Nr. 19
DARK SKY 7
Abb. 1: Fisheye-Anblick des Himmels in Hannover, aufgenommen am 6.2.2005 um 20:03 Uhr von Pierre Brunet aus Lardy/Frankreich mit einer Nikon Coolpix 5600 Digitalkamera mit Fisheye-Vorsatz (1:2,8 / 5,6 mm). Solche Aufnahmen mit der gleichen Belichtungszeit von 3 Minuten wurden von Pierre Brunet und anderen Mitgliedern der französischen Lichtverschmutzungsgruppe ANCPN an vielen Orten Frankreichs aufgenommen, um die Lichtverschmutzung zu dokumentieren.
VdS-Journal Nr. 19
8 DARK SKY
DARK SKY - Initiative gegen Lichtverschmutzung - die Anfänge
von Winfried Kräling
Am 2. März 1996 konnte der Vorsitzende der Vereinigung der Sternfreunde, Otto Guthier, 11 Sternfreunde aus Hessen und Bayern zur Gründungsversammlung der neuen VdS-Fachgruppe ,,DARK SKY - Initiative gegen Lichtverschmutzung" in einem Landgasthof in Marburg-Schröck begrüßen. Intensive Diskussionen über die Möglichkeiten zu einer effektiven Verringerung der Aufhellung des Nachthimmels durch unsachgemäße Beleuchtung führten zur Formulierung der folgenden Anliegen: · Vermeidung von überflüssiger
Beleuchtung und Optimierung notwendiger Lichtanlagen im Außenbereich. · Aufklärung über neue Entwicklungen in der Lichttechnik und Beratung bei Planungen notwendiger lichttechnischen Anlagen · Kooperation mit gleichgerichteten Initiativen z. B. Naturschutzverbände und Koordinierung von Aktionen gegen die Lichtverschmutzung im In- und Ausland. Zu einem weiteren Treffen kam es am Rande des Internationalen Teleskoptreffen Vogelsberg (ITV) am 17. Mai 1996, an dem auch der heutige Fachgruppenleiter Dr. Andreas Hänel teilnahm. Dort wurden die ersten Ergebnisse des Gründertreffens vorgestellt. Herbert Gubo aus Buchloe hatte einen Fragebogen erstellt, der über die Probleme von Sternfreunden Klarheit verschaffen sollte und auch in führenden
deutschsprachigen Astronomiezeitschriften veröffentlicht wurde. Als dringliche Aufgabe wurde die Erstellung eines Informationsblattes angesehen, das Volkssternwarten, Planetarien und engagierten Sternfreunden zu Verfügung gestellt wurde. Außer einem allgemein gehaltenen Infoblatt konnten Sternfreunde die speziellen Leitfäden ,,Die richtige Straßenbeleuchtung", ,,Mehr Sicherheit durch Licht?" und ,,Skybeamer - ein Problem nur für Sternfreunde" bei der Fachgruppe abrufen. Diese Themen deckten sich weitgehendst mit den Problemen der aus der Fragebogenaktion gewonnenen Erkenntnisse. Erstmals an eine breite Öffentlichkeit - durch Presse, Rundfunk und Fernsehen - trat die Fachgruppe im Herbst 1996. Der Fachgruppe wurden Fälle bekannt, wonach Zugvögel durch Skybeamer irritiert wur-
Abb. 1: Am Treffen der Fachgruppen im Jahre 2002 beim ITV am Vogelsbergs nahm auch Bob Gent (vorn Mitte) von der International Dark Sky Association (IDA) teil, direkt rechts dahinter Winfried Kräling.
den. In einem sehr drastischen Fall konnten Kraniche ihren Zug in die Winterquartiere erst fortsetzen, als durch Polizeieinsatz ein heller kreisender Strahler ausgeschaltet wurde. Dies führte auch zu einem der ersten Erfolge von DARK SKY, einem Verbot von Skybeamern in Hessen während der Zeit des Vogelzuges. Viele Sternfreunde konnten weiterhin, ausgestattet mit Unterlagen der Fachgruppe, ein lokales Verbot von Skybeamern bewirken. Bedauerlich aus fast zehnjähriger Fachgruppenarbeit empfindet der Autor, dass es viele Sternfreunde vorziehen ihre Beobachtungen in Namibia zu betreiben oder mit technischen Tricks die Lichtverschmutzung zu ,,überlisten", anstatt die VdS-Fachgruppe ,,DARK SKY - Initiative gegen Lichtverschmutzung" zu unterstützen.
DARK SKY - Kampf gegen Windmühlenflügel?
von Andreas Hänel
Manchmal kommt man sich wirklich wie Don Quijote vor, wenn man die immer weiter zunehmende Flut an Lichtern sieht, die uns entweder direkt blenden und damit die für unsere Beobachtungen notwendige Dunkeladaption stören oder - viel gravierender - durch Streuung in der Atmosphäre zur weitreichenden Aufhellung des Himmelshintergrundes beitragen. Viele Amateure streichen resigniert die Segel und packen ihre Teleskope ein und reisen,
sofern sie es sich leisten können, nach La Palma, Namibia oder Chile - aber wie lange ist der Himmel dort noch dunkel? Immerhin mussten auf La Palma und in Chile bereits Gesetze zur Reduzierung der Lichtverschmutzung zum Schutze der dortigen Observatorien erlassen werden. Doch auch im klimatisch nicht so favorisierten und extrem dicht besiedelten Mitteleuropa sind Eindämmungen der rasant zunehmenden Lichtverschmutzung möglich - je
mehr in dem Sinne arbeiten, desto mehr Erfolge sind möglich, das zeigt auch der Blick über die Grenzen hinweg!
Öffentlichkeitsarbeit Zunächst einmal sind die meisten Menschen, wenn sie nicht gerade Sterne beobachten wollen oder sich mit dem Umweltschutz beschäftigen, nicht für das Problem der Lichtverschmutzung sensibilisiert. Selbst bei den Entscheidungsträgern
VdS-Journal Nr. 19
DARK SKY 9
ist oft ein erheblicher Wissensmangel festzustellen. Hier sieht die Fachgruppe ,,Dark Sky - Initiative gegen Lichtverschmutzung" ihre Hauptaufgabe, über das Problem der Lichtverschmutzung zu informieren: Amateurastronomen, Entscheidungsträger (Verwaltungen, Architekten, Beleuchtungsingenieure) und die breite Öffentlichkeit. Zumindest die Redaktionen haben daran offenbar immer wieder Interesse und so hat die Fachgruppe zu zahlreichen Artikeln in Zeitungen und Zeitschriften mit Informationen und Bildmaterial beigetragen. Dazu gehören aber auch die Hintergrundinformationen oder Interviews, die zu Beiträgen in Funk und Fernsehen geliefert wurden, oft eine zeitaufwändige Angelegenheit, verglichen zu den dann letztlich gesendeten Beiträgen. In Vorträgen wurde an Tagungen von Straßenbeleuchtern, der Beleuchtungsindustrie oder Naturschutzakademien, aber auch bei Planetarien und Volkssternwarten über das Problem der Lichtverschmutzung informiert. Schwer abzuschätzen ist, wie stark die Informationen der Internetseiten genutzt werden, wobei die Seiten www. lichtverschmutzung.de seit Kurzem wieder unter dem Zugriff der Fachgruppe sind. Wichtig ist es, Informationen und Erfahrungen auszutauschen und da haben sich E-Mail-Rundbriefe, die Fachgruppentreffen, die in den letzten Jahren meist auf dem Essener ATT stattfanden, bewährt. Im internationalen Rahmen sind besonders die Symposien zum Schutz des nächtlichen Himmels auf europäischer Ebene wichtige Anlässe zum Informationsaustausch, zuletzt in Genk/Belgien und im September 2006 in Portsmouth/England.
Straßenbeleuchtung Eine gute Straßenbeleuchtung ist unbestritten notwendig für unsere heutige Gesellschaft, deswegen wäre es töricht, deren Abschaltung zu fordern. Dennoch ist es sinnvoll zu fragen, wie gut eine Beleuchtung ist und wie viel Licht notwendig ist. Leider haben die Interessenverbände der Beleuchtungsindustrie aber nichts Besseres zu tun, als mit verfälschenden Diagrammen darzustellen, dass die Unfallzahlen mit mehr Licht reduziert werden: Das Originaldiagramm einer Arbeit von Scott zeigt eine gewaltige Streuung, die kaum eine entsprechende Korrelation erkennen lässt, während in Publikationen der Fördergemeinschaft Gutes Licht die Ausgleichskurve nur mit einer kleinen
Abb. 1: Eine Straße mit unterschiedlicher Beleuchtung: die linke Seite ist mit teilabgeschirmten Leuchten ausgeleuchtet, die Lichtquelle ist von oben zu sehen, während rechts der Parkstreifen mit voll abgeschirmten Leuchten heller ausgeleuchtet ist, sind die Lampen selbst nicht zu sehen, sie strahlen nicht nach oben.
Streuung versehen wurde und damit eine enge Korrelation suggeriert wird! Wie groß der Beitrag der Straßenbeleuchtung zur Lichtverschmutzung ist, kann nur unsicher abgeschätzt werden. Dennoch kann ihr Einfluss am ehesten geregelt werden, da durch die DIN 5044 minimale Beleuchtungsstärken für unterschiedlichste Straßentypen festgelegt werden. Dabei werden für Anliegerstraßen und Fußwege Beleuchtungsstärken angegeben, für Hauptverkehrsstraßen Leuchtdichten, die von den Eigenschaften des Straßenbelages abhängen. Während Beleuchtungsstärken relativ einfach zu messen und damit die Einhaltung der Normen leicht zu überprüfen ist, ist dies bei Leuchtdichten schon etwas schwieriger. Dennoch kann man den Eindruck haben, dass die Forderungen der DIN relativ selten überprüft werden. Die DIN wird nun aber nach und nach durch die europäische Norm EN 13201 abgelöst, die wesentlich mehr Fälle unterscheidet und mehr Anforderungen stellt, wobei die Frage zu stellen ist, wie dies überprüft werden kann. Die EN fordert nach Beurteilung von Beleuchtungsingenieuren für Hauptstraßen eher geringere Beleuchtungsstärken, während für schwächere Verkehrsteilnehmer wie Radfahrer und Fußgänger eher höhere Beleuchtungsniveaus gefordert werden. Aus diesem Grund wird auch gefordert, dass die Leuchten weit über die Fahrbahn hinausleuchten sollen, und darin ist eine Zunahme der Lichtverschmutzung
zu befürchten. Wie jeder Sternfreund aus eigener Erfahrung weiß, und die Untersuchungen des italienischen Astronomen Pierantonio Cinzano und des britischen Physikers Chris Baddiley gezeigt haben, trägt seitlich unter einem Winkel bis zu 10 Grad unter der Horizontalen abgestrahltes Licht erheblich zu den Lichterglocken über den Städten bei und blendet zudem erheblich. Die Straßenleuchten müssen daher breiter abstrahlen und würden weniger abgeschirmt, als sie eigentlich zur Reduzierung von Streulicht sein sollten. Die Finanzmisere der öffentlichen Hand und zunehmende Energiekosten zwingen inzwischen viele Kommunen dazu, ihre Straßenbeleuchtung zu reduzieren. Einige Städte schalten die Beleuchtung in den Nachtstunden länger ab, andere versuchen, möglichst effektive Leuchten und energiesparende Lampen einzusetzen und diese durch intelligente Steuerungen zu schalten. So konnte die Fachgruppe bei Beleuchtungsprojekten in Bremen oder anderen Städten mit ihrem Fachwissen beitragen. Wichtig ist es, die Planungen vor Ort zu verfolgen und sich frühzeitig und fachkompetent für eine astronomiefreundliche Beleuchtung einzusetzen, denn die ist meist auch die ökonomischste und ökologischste. Denn ist eine Beleuchtung einmal installiert, dann wird eine Umrüstung kostspielig und Straßenleuchten stehen meist länger als 30 Jahre.
VdS-Journal Nr. 19
10 D A R K S K Y
Nichtöffentliche Lichtquellen Die nichtöffentlichen Lichtquellen nehmen in immer stärkerem Maße zu: Sie werden vom Handel als Werbemittel angesehen, um mehr Kunden anzulocken, aber auch Städte nutzen Lichtevents, um ihren Bürgern etwas zu bieten und Touristen in die Stadt zu locken. Auch Privatleute versuchen, ihre Häuser ins richtige Licht zu setzen, und die Discounter machen es ihnen mit billigen Stein- und Solarleuchten leicht, die noch nicht einmal abgeschaltet werden können. Diese nichtöffentlichen Lichtquellen sind wesentlich schwerer zu reglementieren, auch wenn es eine Lichtimmissionsrichtlinie gibt, deren Grenzwerte jedoch viel zu hoch angesetzt sind. Danach darf eine Lichtquelle (ausgenommen ist die öffentliche Straßenbeleuchtung) in reinen Wohngebieten ein Schlafzimmerfenster nicht mit einer Beleuchtungsstärke von mehr als 1 Lux bestrahlen, in Kern- und Industriegebieten sogar 5 Lux. Zum Vergleich strahlt der hoch stehende Wintervollmond gerade mal mit 0,3 Lux auf eine horizontale Fläche - und wie viele Menschen fühlen sich bereits durch das Licht des Vollmondes im Schlaf gestört! Eine weitere Eingriffsmöglichkeit besteht, wenn durch die Beleuchtung konkret Beeinflussungen auf die Natur bestehen, besonders in der Nähe von Naturschutzgebieten oder Gebieten, die nach der europäischen FFH (Fauna-FloraHabitat-) Richtlinie geschützt sind. Es hängt dann von den eventuell durch Licht bedrohten Tieren und dem Engagement der Naturschutzbeauftragten ab, ob
Einschränkungen bei der Beleuchtung notwendig werden. In Osnabrück wurde kürzlich ein großes Möbelkaufhaus in der Nähe eines Gewässers, das in die FFH-Liste aufgenommen wurde, errichtet, wobei erhebliche Einschränkungen bezüglich Beleuchtungsstärke, -art, -dauer und eine Bepflanzung zur Auflage gemacht wurden. Ein besonderes Ärgernis für den Sternfreund sind die so genannten Skybeamer, helle gebündelte Scheinwerfer, die kilometerweit zu sehen sind, und bei besonderen Veranstaltungen oder bevorzugt von Diskotheken eingesetzt werden. Als Werbeanlagen unterliegen sie in den meisten Bundesländern eigentlich den Bauordnungen, diese werden aber durch den oft nur zeitweiligen Betrieb meistens unterlaufen. Zwei Urteile des Oberverwaltungsgerichtes Koblenz im Januar 2003 haben zwei solcher Anlagen mit unterschiedlichen Gründen verboten und ein Studium dieser Urteile dürfte inzwischen kaum noch eine Baubehörde anreizen, weitere Anlagen zu genehmigen. In vielen europäischen Ländern haben sich inzwischen Initiativen gegen die zunehmende Lichterflut gebildet, die teilweise mit sehr viel Erfolg arbeiten. Die ,,Campain for Dark Skies" der British Astronomical Association in Großbritannien hat in vielen Landkreisen Ansprechpartner und das Unterhaus des britischen Parlaments hat sogar einen Bericht zur Lichtverschmutzung und Astronomie herausgegeben. In den Niederladen wurde im Naturpark Hoge Veluwe in einer flächendeckenden Studie der Grad der Himmelshelligkeit vermes-
sen und daraus sollen in einem zweiten Schritt Maßnahmen zur Reduzierung des Lichtsmogs abgeleitet werden. In Belgien gibt es gleich mehrere Initiativen, die dazu führten, dass im flämischen Teil jährlich eine Nacht der Finsternis stattfindet, in der möglichst viele Gemeinden ihre Beleuchtungen reduzieren. Eine dieser Gruppen verdient durch Gutachten für eine lichtsmogfreie Beleuchtung für Kommunen richtig Geld, das sie in weitere Aktionen oder Messgeräte investiert. Die französische Gruppe ANPCN der Societe Astronomique Francaise (SAF) hat inzwischen mehr als 300 Mitglieder. In einigen Regionen Italiens wurden bereits vor einigen Jahren Gesetze zur Reduzierung der Lichtemissionen erlassen, sie wurden in der Lombardei Ende letzten Jahres sogar noch weiter verschärft. Auch die Schweizer Gruppe DARK SKY Switzerland arbeitet sehr erfolgreich, hier hat der Vizepräsident Rene Kobler sogar eine Forschungsstelle zur Lichtverschmutzung an der Fachhochschule in Basel eingerichtet. Das Schweizer Bundesamt für Umwelt wird noch im Herbst 2005 eine Broschüre zum Thema Lichtverschmutzung veröffentlichen. All dies zeigt, dass man dem Lichterwahn unserer Gesellschaft nicht untätig gegenüberstehen muss, sondern auch Erfolge möglich sind. Dazu ist es aber notwendig, aktiv zu werden und nicht einfach frustriert nach La Palma oder Namibia zu fahren: Sternfreunde arbeitet mit in der Fachgruppe DARK SKY!
Ursache und Entstehung der Lichtverschmutzung
von Torsten Güths
Der Begriff der Lichtverschmutzung wurde aus dem englischen ,,light pollution" direkt übersetzt. Dabei handelt es sich nicht um verschmutztes Licht sondern um die Aufhellung des natürlichen Nachthimmels durch künstlich erzeugtes Licht. Diese Erscheinung findet in der irdischen Atmosphäre statt und sorgt für eine Beeinträchtigung der Sichtbarkeit lichtschwacher Himmelsobjekte ähnlich wie die in einer Dämmerung. Für das Verstehen des Mechanismus der Entstehung der Lichtverschmutzung betrachten wir im Folgenden wie sich
Licht allgemein in der Atmosphäre verhält und die woher das Kunstlicht kommt.
Streulichtentstehung in der Atmosphäre Licht kann sich in der Atmosphäre nicht ungehindert ausbreiten. Es trifft auf Partikel unterschiedlicher Größe, die den Lichtweg beeinflussen. Die Verteilung des einfallenden Lichtes durch ein Partikel ist von folgenden Faktoren abhängig: · Größe des Partikels · Form des Partikels · Wellenlänge des einfallenden Lichtes
Der wesentliche Faktor, der die Art der Lichtstreuung beeinflusst, ist das Verhältnis zwischen der Größe des Partikels und der Wellenlänge des einfallenden Lichtes. Man unterscheidet die Streuungsarten nach den Modellen von Rayleigh und Mie.
a) Die Rayleigh-Streuung entsteht an den Luftmolekülen und die Winkelverteilung der Intensität des gestreuten Lichtes (Phasenfunktion) hat eine ausgeprägte Hantelform. Licht wird umso stärker gestreut, je kleiner die Wellenlänge ist (je größer die Frequenz ist). Blaues
VdS-Journal Nr. 19
12 D A R K S K Y
Abb. 1: Verdeckt man die Sonne, so kann man eindrucksvoll die Wirkung der Mie-Streuung erkennen. Je mehr Aerosole in der Atmosphäre sind, desto größer und heller erscheint dieser Hof, der von dem Anteil der Vorwärtsstreuung erzeugt wird.
Licht wird also stärker gestreut als rotes Strahlung ist bei der Mie-Streuung viel
Licht. Die Intensität des gestreuten Lichtes asymmetrischer als bei der Rayleigh-
steigt mit kleinerer Wellenlänge mit der Streuung. Sie ist weitaus am stärksten
vierten Potenz an. Blaues Licht wird im in die Ausbreitungsrichtung Richtung des
Vergleich zum roten Licht rund 10mal Lichts (Vorwärtsstreuung). Aufgrund die-
so stark gestreut, woraus der optische ser starken Vorwärtsstreuung erscheint
Eindruck des blauen Himmels entsteht.
der dunstige Himmel in der Richtung der
Sonne wesentlich heller als in der entge-
b) Die Mie-Streuung
gen gesetzten Richtung. Die Mie-Streuung
entsteht an den Aerosolen in der Luft. hängt nur wenig von der Wellenlänge des
Unter dem Aerosol versteht man die in der Lichts ab, der Dunst des Sonnenlichts ist
Luft schwebenden festen oder flüssigen deshalb farblos weißlich-grau.
Teilchen. Sichtbar wird das Aerosol als Mit dem Daumentest (Verdecken der Sonne
Dunst, der die Atmosphäre trübt. Es setzt mit dem Daumen am ausgestreckten Arm)
sich zusammen aus:
kann man sich am Tage einen Eindruck
· natürlichen organischen Anteilen:
von dem Aerosolgehalt der Luft über dem
Pollen, Sporen, Bakterien.
Beobachter machen. Der Aerosolgehalt hat
· natürlichen anorganischen Anteilen:
den größten Anteil an der nächtlichen
Staub, Rauch, Seesalz.
Streuung von künstlichem Licht.
· vom Mensch eingebrachten Anteilen:
diverse Verbrennungsprodukte wie
Künstliche Beleuchtung
Rauch, Asche oder Stäube.
Seit dem Beginn der Zivilisation versucht
Die Konzentration des Aerosols nimmt der Mensch die Nacht aufzuhellen, um
mit der Höhe ab, in 10 km Höhe findet seine Orientierungsfähigkeit mittels seines
man nur noch einen Zehntausendstel des Sehsinns beizubehalten. Dieses erfolgt im
Bodenwertes von etwa 2·10-6 kg Aerosol Laufe der Jahrhunderte mittels künstlicher
pro kg Luft.
Beleuchtung durch Verbrennung (offene
Die Mie-Streuung ist in der Regel von Flammen in Feuer, Öllampen, Kerzen) über
der Wellenlänge unabhängig und die das Erhitzen bis zum Glühen (Gaslaterne,
Richtungsverteilung der gestreuten Glühbirne, H4-Lampe) und Anregung
zum Selbstleuchten
(Neonlampe, LED)
beim
Anlegen
einer
elektri-
schen Spannung.
Die Effizienz der
Leuchtmittel wurde
dabei erheblich
gesteigert. Das
betrifft zunächst
Abb. 2:
nur die Erzeugung
Das Dark Sky Prinzip: abgeschirmte Leuchten (rechts) mini- des Kunstlichts. Ein
mieren die Lichtverschmutzung und ermöglichen eine bessere anderer Aspekt ist die
Sichtbarkeit des Sternenhimmels als gering (Mitte) oder nicht Leitung des erzeugten
abgeschirmte (links) Leuchten.
Lichts. Das Beispiel
VdS-Journal Nr. 19
einer Kerze verdeutlicht es: Vereinfacht gesehen breitet sie ihr Licht kugelförmig in den Raum aus. Mag das in einem weiß gestrichenen Raum noch ausreichen, so verliert sich das Licht im Freien in der Luft. Der Anteil nicht genutzter Energie/ Licht kann in diesem Fall beträchtlich groß sein und 50 % Verlust überschreiten. Möchte man im Freien die Lichtausbeute mit einem Metallreflektor verstärken, so stößt man auf Probleme wie die Aufheizung des Reflektors und das Beschlagen mit Ruß. Bei den weiter entwickelten Lichtquellen gibt es das Rußproblem nicht mehr und die entstandene Wärmemenge ist in zunehmenden Maße geringer und einfacher abführbar. Somit ist eine weitere Möglichkeit zur Effizienzsteigerung mittels Reflektoren gegeben. Licht muss also nicht mehr ungenutzt abgegeben werden. Der Überblick in einem der nächsten Artikel zeigt jedoch, dass dieses in erheblichem Maße weiterhin geschieht! Es werden Leuchten eingesetzt, die entweder derart konstruiert oder so montiert sind, dass sie einen erheblichen Teil ungenutzt zur Seite oder nach oben abgeben.
Die Folgen Die Konsequenz aus der Bauweise und Montage von Leuchten sowie der Streuung von Licht in der Atmosphäre ist, dass bereits ein vermeintlich kleiner Anteil an seitlich abgestrahlten Licht eine erhebliche aufhellende Wirkung des Nachthimmels erzeugen kann im Umkreis von einigen 10 Grad von der Lichtquelle. Daher sind voll abgeschirmte Leuchten, die kein Licht oberhalb von -10 Grad zur Horizontalen abgeben zu bevorzugen. Dieses Prinzip findet in der Grafik der Initiative Dark Sky seine Verdeutlichung.
Literaturhinweise [1] (ohne Verfasser): http://141.84.50.121/
iggf/Multimedia/Klimatologie/Nebenseiten/ Absorption_Streuung.htm [2] Paul Heinzlreiter, 2001: ,,Realistische Echtzeitdarstellung von Wolkenformationen in virtuellen Umgebungen", Linz, April 2001 (http://www.gup.uni-linz.ac.at/thesis/ diploma/paul_heinzlreiter/html/node11. html) [3] Jan Hollan, 2002: "Light pollution quantification", Brünn, Dezember 2002 (http://amper.ped.muni.cz/light/drafts/lp_ quant3.html)
D A R K S K Y 13
Abb. 1: Die Vergleichscollage mit der Meridianregion aller getesteten Orte. Die Reihenfolge der Orte 1 bis 6 ist zeilenweise von oben nach unten.
Messung der Lichtverschmutzung am Nachthimmel.
Die Dunkelheit von Standorten von Torsten Güths - ein einfacher Selbstversuch
Im Laufe seines Beobachterdaseins lernt man unterschiedliche Orte und Himmelsbedingungen kennen. Bei der Beurteilung der Dunkelheit des Nachthimmels spielen eine Reihe von Faktoren eine Rolle, die das Ergebnis verfälschen können. Im Wesentlichen ist es die eigene Subjektivität. Ein anderer Nachteil ist, dass man im Nachhinein nur durch sein Erinnerungsvermögen (welches ebenfalls subjektiven Einflüssen unterworfen ist) oder seine Notizen die Situationen rekonstruieren und vergleichen kann. Die Fotografie stellt eine Möglichkeit dar, die Dunkelheit des Himmels objektiver darzustellen und nachträglich vergleichbar zu machen. Im Folgenden wird eine einfache Methode vorgestellt, mit der man in einer Nacht Vergleichsaufnahmen gewinnt, die sich am PC auswerten lassen.
Vorgehensweise Am 15. Februar 2002 hat der Verfasser zusammen mit Christof Hindermann zwischen 21 Uhr und 3 Uhr in einer Nacht mit einer als konstant eingeschätzten trockenkalten Wetterlage eine Tour von sechs unterschiedlichen Standorten abgefahren. Verwendet wurde eine Olympus OM10 SLR Kamera mit einem 28 mm f/2,8-Objektiv und einem Bower 0,42 Fischaugenvorsatz. Als Filmmaterial wurde Kodak Elite 200 verwendet. Die Kamera wurde auf einer kleinen Selbstbauvorrichtung angebracht, um stets einen gleichen Altitudewinkel zu haben. Da das Objektiv nur einen Bildwinkel von 150 Grad aufweist, musste die Kamera um ca. 30 Grad gekippt wer-
Abb. 2: Welch Unterschied: Ist der Himmel über der Volkssternwarte Wetterau von den Lichtern Bad Nauheims, Friedbergs und Frankfurt stark aufgehellt, so bleibt in rund 20 km Entfernung im Wesentlichen nur noch der Einfluss von Frankfurt im Süden übrig.
den, um auch den astronomisch wichtigen Südhorizont ausreichend gut abzulichten. In der Zeit von 21 Uhr bis 1:30 Uhr wurden die Standorte abgefahren, die Kamera ausgerichtet, genau sechs Minuten lang bei unveränderter Blendenstellung belichtet und wieder weiter gefahren. Der Diafilm wurde in einem normalen Labor entwickelt und eingescannt. Der verwendete Scanner erfasste allerdings die Dias nicht wirklich einheitlich. Stets wurde eine Kalibrierung durchgeführt, die den Scanner auf die Dias einstellte und nicht deaktiviert werden konnte. Somit wurde eine Vergleichbarkeit verhindert.
Abhilfe wurde durch Normierung anhand eines fast schwarzen Bereichs am Bildrand geschaffen. Man entnimmt mittels der ,,Pipettenfunktion" eines Bildverarbeitung sprogramms aus einem Areal diesen Wert (der in allen Farbkanälen größer als Null sein sollte), erstellt ein gleichgroßes Bild daraus, kopiert es in das Original und zieht es von diesem ab. Hat man keine deutliche Vignettierung im Bild, dann sollte man das Negativ etwas versetzt einscannen, damit die unbelichtete Stelle des Filmstreifens mit eingescannt wird. Um Unterschiede besser erkennen zu können, mussten die Scans weiter bearbei-
VdS-Journal Nr. 19
14 D A R K S K Y
Nummer Ort
geogr. Höhe Uhrzeit Zenit Süden Bortleeindruck [1]
1 Bad Nauheim (Volkssternwarte) 290 m 20:30 90 Grad Höhe 45 Grad Höhe B6
2 Langenhain
225 m 21:30 39,5 72 B4-B5
3 Heinzenberg
250 m 22:15 14,5 41,5 B4
4 Bodenrod
440 m 23:00 6,5 19,0 B4
Tabelle 1: Mittlere Graustufenwerte in Vergleichsaufnahmen (Details s. Text)
5 Stumpertenrod
6 Gonterskirchen
425 m 00:45 4,5 18,0 B3
235 m 01:25 2,5 5,5 3,5 11,5 B3-B4
tet werden, doch wiederum exakt gleich. Hierfür sind erst alle Scans nebeneinander zu einem großen Mosaikbild zusammengestellt worden. Dieses wurde dann bearbeitet. Die Ergebnisse sind in den Abbildungen erkennbar.
Eine einfache quantitative Auswertung Um bei scheinbar gleich dunklem Nachthimmel doch eine bessere Beurteilung zu erzielen, kann man den Scan bzw. das Mosaik in ein Graustufenbild umwandeln. Da das Auge sehr unempfindlich auf Helligkeitsschwankungen in dunklen Gebieten reagiert, dient diese Art der Erfassung der besseren Unterscheidung der Ergebnisse. Jeweils aus dem Zenit und aus vorbestimmten Höhen-/Azimut-Bereichen wird mit der Farbpipette aus einem sternfreien Areal ein mittlerer Graustufenwert ermittelt und auf ein neues weißes Bild kopiert. Wir können nun durch Bewegen des Mauszeigers den mittleren Graustufenwert dieser Himmelsregion ablesen. Im abgebildeten Beispiel ergeben sich die Werte in der Tabelle 1. Für die Genauigkeit ist es sinnvoll, mehrmals in einer Zone um den Zenit Grauwerte zu erfassen und dann einen Mittelwert zu bilden. Man erkennt deutlich den Einfluss von Frankfurt. Bei der Sternwarte wirkt sich zusätzlich noch die ungünstig beleuchtete Nachbarstadt Friedberg in Süden aus.
Die größere Höhe von Bodenrod scheint die größere Entfernung von Heinzenberg in der Zenitdunkelheit mehr als auszugleichen. In Richtung von Frankfurt dagegen bringt es nichts. Zumindest ist es eine numerische Unterstützung einer Beurteilung, die schwache Unterschiede besser verdeutlicht, als es das stärker subjektiv urteilende Auge vermag.
Anmerkungen zu dieser Vorgehensweise: Eine der Schwächen dieses Versuchs war die zeitliche Reihenfolge. Die Aufnahmen konnten nicht simultan gewonnen werden. Vom ersten Bild bis zum letzten vergingen fünf Stunden. In dieser Zeit wurden viele Leuchten abgeschaltet oder auf Sparschaltung gestellt. Somit ist die Volkssternwarte vergleichsweise zu hell und Gonterskirchen zu dunkel erfasst worden. Ebenfalls kann so nicht die Transparenz des Himmels gemessen werden, die sich im Laufe einer Nacht und von Ort zu Ort unterschiedlich entwickeln kann. Ein Vorteil ist natürlich, dass eine Optik und ein Filmstreifen verwendet werden, womit Schwankungen zwischen unterschiedlichen Optiken und Filmen ausgeschlossen werden. Der Film wird nicht linear geschwärzt (Schwarzschildeffekt).
Eine Schwäche ist auch, dass kein V-Filter verwendet wurde, somit können keine visuellen Himmelshintergrundshelligkeiten ermittelt werden.
Folgende Erkenntnisse lassen sich ableiten: Je weiter man sich von einer Ortschaft entfernt, desto dunkler wird der Himmel. Befindet man sich in der Nähe einer Großstadt und entfernt sich nicht von ihr, sondern nur von der Kleinstadt, bringt ab einer gewissen Entfernung zur Kleinstadt ein weiteres Entfernen kaum Zugewinn an Dunkelheit, weil der Einfluss der Großstadt überwiegt.
Weitere Erfahrungswerte: Bodendunst wird stärker von lokalen Lichtquellen aufgehellt und schwächt das Licht entlegener Ortschaften. Hoher Dunst wird vom Licht von entlegenen Städten stärker beeinflusst und weniger von lokalen Lichtquellen.
Abschließend lässt sich dazu sagen, dass diese Tour sehr interessant war und viel Spaß gemacht und einige Erkenntnisse gebracht hat.
Literaturhinweise [1] Bortle, 2001: ,,Introducing the Bortle
Dark-Sky Scale", Sky and Telescope 2/2001, 126
Einfache Methode zur Bestimmung der
Himmelshelligkeit mit einer Digitalkamera
von Andreas Hänel
Durch die Zunahme der künstlichen Lichtquellen und die Streuung dieses Lichtes in der Erdatmosphäre wird der Himmelshintergrund aufgehellt. Dadurch werden schwache Quellen wie Sterne oder Nebel nicht mehr erkennbar. Außer in den Städten ist die Helligkeit sehr gering und daher schwer messbar. An
den besten Beobachtungsplätzen liegt sie bei 21,6 mag/ '' (Größenklassen pro Quadratbogensekunden), was einem Stern dieser Größenklasse bei gut 1'' Seeing entsprechen würde. Dieser Wert wird oft als die natürliche Himmelshintergrundhelligkeit angesehen und ist nur an den besten Beobachtungsplätzen zu finden, bei
Vollmond steigt dieser Wert auf 16,8 an und in einer hellen Großstadt auf 11,3 [1]. Um den Grad und die Zunahme der Lichtverschmutzung zu dokumentieren, sind Messungen notwendig. Die Himmelshintergrundhelligkeit muss für jede astronomische Helligkeitsmessung bestimmt werden, früher mit lichtelektrischen
VdS-Journal Nr. 19
D A R K S K Y 15
Abb. 1: Blenden-Photometrie: In der inneren Blende wird die Helligkeit des Sterns gemessen, in dem darum liegenden Ring die Helligkeit des Himmelshintergrundes.
Methoden und heute auf CCD-Aufnahmen. Dies hatten beispielsweise Cinzano und Falchi für astronomische CCD-Kameras vorgeschlagen, um ihre Modelle für die Aufhellung des Himmels möglichst weltweit zu überprüfen.
Die Digicam als Photometer Mit den neuen digitalen Kameras bieten sich allerdings noch einfachere Möglichkeiten, worauf bereits Seldon [2], Hollan und Schmidt (Vorträge auf dem 3. und 4. Symposium zum Schutze des nächtlichen Himmels 2003 in Stuttgart bzw. 2004 in Paris) hingewiesen hatten. Allerdings ist nicht jede digitale Kamera dazu in der Lage, sie muss schon einige Bedingungen erfüllen: Ein Problem stellt bereits das Objektiv dar, es sollte möglichst lichtstark sein, natürlich gute Sternbilder liefern und auf unendlich einstellbar sein. Letzteres klingt zwar einfach, doch wegen der automatischen Entfernungsmessung haben viele Objektive keine Entfernungsskala mehr und die Automatik versagt bei den schwachen und kleinen Sternbildern meist. Die Kamera selbst sollte möglichst lange Belichtungszeiten ermöglichen,
ASTROCOM - Kompetenz auf breiter Basis
NEU! WATEC WAT-120N astronomische VideoKamera: Überzeugend durch hohe Lichtempfindlichkeit, sehr gute Bildschärfe und einfache Bedienung
Die neue Watec-Kamera WAT-120N definiert als prädestinierte Deep-Sky-Kamera neue Maßstäbe in der Video-Astronomie. Sie kann bis zu 10 Sekunden belichten und hat eine viel bessere Signalqualität als bisher verfügbare vergleichbare Modelle; eine inhomogene Aufhellung des Hintergrundes ist praktisch nicht vorhanden. Das Bild der WAT-120N erscheint deutlich schärfer.
Die Kamera ist mit ihren 44mm x 44mm x 63mm extrem kompakt und macht praktisch an keinem Teleskop Befestigungsprobleme - mit einem kleinen Objektiv versehen kann man ohne Übertreibung von einer ,,HosentaschenKamera" sprechen! Das Bedienpanel der WAT-120N ist über ein ca. drei Meter langes Kabel mit der Kamera verbunden; 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!
erreichte Martin Elsässer durch Addition von 552 Einzelbildern zu je 10 sec. Belichtungszeit dieses hervorragende Resultat (NGC 6888 ,,Crescent-Nebula", links, (C) Martin Elsässer, München). Und mit gar nur einem Mini-Objektiv (F=25mm bei f/1,4) erreichte Hanns Ruder, Tübingen, diese spektakulären Aufnahmen des Kometen C/2002 T7 Linear (rechts) und mit einem 80/400mm Teleskop des Eta Carinae Nebels (links unten, jeweils 40 Bilder addiert). Weitere Infos auf www.astrocom.de! WAT-120N Kamera mit Fernbedienung .......................... auf Anfrage Focal-Reducer 0,5x, C-Mount-Adapter und Preise für komplette Sets ......... auf Anfrage
Alles im Lieferumfang enthalten!
f=20mm f=12,5mm
Schon mit sehr kleinen Instrumenten kann man spektakuläre Ergebnisse erreichen! Mit einem 70mm-Refraktor, einem H-alpha-Filter und der WAT-120N
Viele weitere interessante Produkte sowie eine aktuelle Schnäppchenliste mit günstigen Angeboten finden Sie
im Internet unter www.astrocom.de!
ASTROCOM GmbH/Abt. 0 · Lochhamer Schlag 6 D-82166 GRÄFELFING bei MÜNCHEN
(089) 8583 660 · Fax (089) 8583 6677 eMail: service@astrocom.de · www.astrocom.de
ASTROCOM BinokularAnsatz
Mittlerweile diskutiert man schon lange nicht mehr, ,,ob" binokula-
res Sehen einen Vorteil bringt, sondern ,,mit welchem Bino" man an seinem Teleskop die besten Ergebnisse erzielt. Zu Recht, denn binokulares Sehen ist gegenüber der monokularen Betrachtung astronomischer Objekte um Klassen besser! Viele Stunden Beobachtung - ohne Ermüdungserscheinungen, ohne Überanstrengung der Augen, und mit phantastischen Ergebnissen! So könnte man es in Kurzform ausdrücken. Der subjektiv 3dimensionale Anblick der Objekte durch zwei Augen entspannt nicht nur die Augenmuskulatur - das Gehirn nimmt auch Details wahr, die bei ,,ausgeschaltetem" zweiten Auge sonst nicht wahrnehmbar sind. Beobachter schildern immer wieder den erhöhten Detailreichtum, berichten über klarere Farben und eine bessere Nutzung der Vergrößerung.
Unser AE Binokular-Ansatz kann an allen Teleskopen mit 11/4"-
Anschluß benutzt werden und nimmt 11/4"-Okulare auf. An
Newton- und anderen Teleskopen, die die erforderlichen
100mm Fokussierweg nicht besitzen, ist der Einsatz mit Hilfe
Technische Daten: es Mo unserer 1,6x MagniMax dennoch möglich! dell !
· Freie Öffnung 23mm
Neu
· Augenabstand stufenlos einstellbar zw. 52mm und 75mm
· Dioptrien-Ausgleich durch gefühlvolles Drehen der Oku-
larsteckhülsen
· Justierte Prismen - keine Doppelbilder!
· Solides Metallgehäuse mit 11/4" Okularsteckhülsen
· Einsteckhülse besitzt 11/4" Filtergewinde
· Geringer optischer Weg (nur 100mm)
· Leichtgewicht: Nur 500 Gramm (ohne Okulare)
ASTROCOM AE Bino-Ansatz mit 4 Okularen, 2 Streulichtblenden und Aufbewahrungsbox ................... nur 199,00
AC555 MagniMax 1,6x Barlow-Linse (für Newtons, etc.) ............................ nur 42,00
16 D A R K S K Y
Abb. 2: Die Messungen in und um Osnabrück sind der Karte der Himmelshintergrundhelligkeit von Cinzano u. a. überlagert, wobei rot heller als 19,6 mag/ '' ist, orange 19,2 - 20,4 und gelb 20,4 - 21,6 mag/ ''.
wofür natürlich auch der Anschluss eines Fernauslösers notwendig ist. Je höher das Auflösungsvermögen (Pixelzahl) der Kamera ist, desto kleiner sind die einzelnen Bildelemente (Pixel) des Chips und damit zeigen die Chips höheres Rauschen, weshalb sie nicht unbedingt für Langzeitbelichtungen geeignet sind. Um das Rauschen zu unterdrücken, verwenden
die Kameras oft aufwendige Rauschunterd rückungsfilter (Elektronik oder Software), die eine Messung verfälschen können. Deshalb ist es notwendig, dass man möglichst die Rohdaten auswerten kann, was das so genannte RAW-Bildformat ermöglicht. Damit wird die Auswahl aus der Flut der Digitalkameras direkt sehr viel kleiner und optimal ist natürlich eine digi-
tale Spiegelreflexkamera, wobei sich die Canon EOS 300D (Nachfolgemodell EOS 350D) als optimale Kamera erwiesen hat, die auch längere Belichtungszeiten ermöglicht. Da ein CCD-Pixel nicht unmittelbar Farbinformationen liefern kann, werden die einzelnen Pixel mit Farbfiltern versehen, aufgeteilt in blaue, grüne und rote, wobei die Anzahl der grünempfindlichen denen der blau- und rotempfindlichen entspricht, jeweils also doppelt so viele Grünpixels wie Blau- oder Rotpixels vorhanden sind. Ein Farbbild entsteht dann durch ein aufwendiges Interpolationsverfahren zwischen den verschieden farbigen Pixel. Im RAW-Format sind die einzelnen Farbinformationen jedoch noch enthalten, wobei die grünen Pixel in der Empfindlichkeit ungefähr der V-Helligkeit des internationalen Helligkeitssystems entsprechen, in der die Sternhelligkeiten in den Katalogen meist angegeben sind. Wenn man also das Grünbild extrahieren kann, braucht man nicht extra ein V-Filter, sondern hat bereits ein Bild ungefähr im Bereich der V-Empfindlichkeit. Inzwischen gibt es mehrere Programme, die Bilder im RAW-Format verarbeiten können, hier kam das Freeware-Programm IRIS von Christian Buil [3] zum Einsatz, damit wurde dann auch die weitere Auswertung durchgeführt. Mehrere Tests vorhandener Objektive mit M42 und Entfernungsskala zeigten dann, dass nur ein Tessar mit 50 mm Brennweite für die Digitalfotografie
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
IMPRESSUM
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Geschäftsstelle: Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim Tel: 0 62 52 / 78 71 54 Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: vds-astro@t-online.de www.vds-astro.de
Grafiken u. Bildbearbeitung: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren
Layout:
Bettina Gessinger, Dipl. Designerin
Cartoon:
Gerhardt Walther
Anzeigen:
Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle
Redaktion: Mitarbeit:
Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier, Wolfgang Steinicke, Dr. Axel Thomas, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert, Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
Ruth Lulay, Eva Garbe
LithoundDruck: Produktbüro Lehmann, Waltrop
Vertrieb:
Teutsch, Laudenbach
Bezug:
,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint dreimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 20,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). Redaktionsschluß für die Ausgabe Nr. 20 ist der 21.01.06, für Ausgabe Nr. 21 der 28.05.06. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
VdS-Journal Nr. 19
D A R K S K Y 17
Abb. 3: Hier sind die Messungen den Daten der DMSP-Satelliten überlagert, wobei Änderungen der Aufhellung doch besser zu erkennen sind.
akzeptable Sternbilder lieferte. Um die Helligkeiten der Sternbilder mit feststehender Kamera noch ausmessen zu können, wurden Belichtungszeiten von 20 und 30 Sekunden gewählt, dann sind die Strichspuren der Sternbilder noch kurz genug, zum anderen ist meist der Himmelshintergrund bereits deutlich messbar. Mit gleichen Belichtungszeiten wurden Dunkelbilder gemacht, die dann von den Sternaufnahmen abgezogen wurden. Die Aufnahmen wurden im Zenit gemacht, weshalb die Extinktion vernachlässigt werden kann. Zudem wurden nur die Helligkeiten von Sternen und Himmelshintergrund nahe der Bildmitte gemessen, weswegen auf die Reduktion eines Flatfields zur Korrektur des Helligkeitsabfalls verzichtet wurde. Mit der Blendenphotometrie (aperture photometry, in der inneren Blende wurde die Sternhelligkeit gemessen, in der konzentrischen äußeren der Himmelshintergrund) von IRIS wurde die instrumentellen Helligkeit von etwa 15-20 Sternen im zentralen Bildfeld bestimmt, deren wahren V-Helligkeiten (meist vom Satelliten Hipparcos gemessen) dem Programm GUIDE8 entnommen wurden. Die Messungen und die Identifikation der Sterne nimmt bei der Auswertung die meiste Zeit in Anspruch. Die mittlere Differenz der instrumentellen minus der wahren Helligkeit ist eine Instrumentenkonstante. Damit wurde dann die gemessene Himmelshintergrundhelligkeit in eine wahre umgewandelt. Diese
bezieht sich allerdings auf die Messfläche beziehungsweise ein Pixel. Um sie in mag/ '' umwandeln zu können, muss noch die Größe der Messfläche beziehungsweise eines Pixels, also der Abbildungsmaßstab bekannt sein, der kann aber leicht aus dem Abstand zweier Sterne bestimmt werden. Diese Fläche wird dann in Größenklassen umgerechnet (2,5 log(Fläche)) und zur wahren Himmelshintergrundhelligkeit addiert, damit hat man dann die Himmel shintergrundhelligkeit in Größenklassen/ Quadratbogensekunden.
Erste Ergebnisse Erste Messungen im Winter und Frühjahr 2005 ergaben einige interessante Ergebnisse: Im Zentrum von Osnabrück wurde eine Hintergrundshelligkeit von 17,9 mag/ '' gemessen, die bis in meinen Garten, 6 1/2 km vom Zentrum entfernt, auf 19,7 abnahm. Bis zur Sternwarte des Naturwissenschaftlichen Vereins Osnabrück, die 20 km vom Zentrum entfernt liegt, nahm die Helligkeit um eine weitere Größenklasse auf 20,8 mag/
'' ab. An den Messstellen wurden die Positionen mit einem GPS-Empfänger gemessen und konnten dann mit einem Moving-Map-Programm (Fugawi) auf einer Karte dargestellt werden. Dazu wurden die georeferenzierten (d. h. jedem Punkt wird eine Koordinate zugeordnet) Karten von Cinzano u. a. [4] und dem DMSP-Satelliten [5] eingezeichnet. Die DMSP-Satelliten messen das direkt an
den Himmel gestrahlte Licht, während Cinzano u. a. mit komplizierten Modellen die Streuung in der Atmosphäre berechnen und daraus die Aufhellung der Himmels hintergrundhelligkeit berechnen können. So konnten meine Messwerte mit den Kartenwerten von Pierantonio Cinzano u. a. verglichen werden und zeigen eine gute Übereinstimmung in den Werten für die Himmelshintergrundhelligkeit (Abb. 2). Allerdings sind Feinheiten besser auf den Originalaufnahmen der DMSP-Satelliten zu erkennen: auch kleinere Änderungen in der Himmelshintergrundhelligkeit sind in diesen Bildern wesentlich besser zu erkennen (Abb. 3). Messungen zu verschiedenen Zeiten deuten an, dass die Himmelshintergrundshelligkeit in meinem Garten von den frühen Abendstunden bis nach Mitternacht um über 1 Größenklasse abnimmt. Verwunderlich wäre es nicht, da im Laufe derAbendstunden immer mehr Lichtquellen abgeschaltet werden. Allerdings stammen die Messungen von verschiedenen Abenden, daher soll im kommenden Winter der Test möglichst an einem Abend wiederholt werden. Weitere Test sollen zeigen, wie genau die Himmelshelligkeiten sind, und ob die Vereinfachungen, wie Vernachlässigung der Extinktion und der Flatfield-Korrektur, keine allzu großen Fehler bewirken. Es scheint jedenfalls eine relativ einfach Methode zur Bestimmung der Lichtverschmutzung zu sein und ich würde mich über weitere Messungen freuen - die Kameras als teuerste Teile dieses Experiments scheinen ja inzwischen weit verbreitet zu sein!
Literaturhinweise (Web-Links vom Stand 7/2005) [1] D. L. Crawford, 1997: "Photometry:
Terminology and Units in the Lighting and Astronomical Sciences", Observatory 117 (bei adswww.harvard.edu zu finden) [2] T. N. Seldon, 2001: "A Protocol for Conducting a Light Pollution Survey Using a Digital Camera" [3] Iris (kann kostenlos heruntergeladen werden): www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm [4] Verfahren beschrieben bei P. Cinzano, P. F. Falchi und C. D. Elvidge, 2001: "The first World Atlas of the artificial night sky brightness", Monthly Not. Roy. Astr. Soc. 328 , 689-707 (diese Arbeit und die Karten können auf www.lightpollution.it herunter geladen werden) [5] Diese Karten sind von den Internetseiten http://dmsp.ngdc.noaa.gov/html/download. html herunterladbar.
VdS-Journal Nr. 19
18 D A R K S K Y
Straßenbeleuchtung in Frankreich und Deutschland
von Pierre Brunet, bearbeitet von Andreas Hänel
den auf verschiedenen Klassen aufgeteilt und die prozentuale Anzahl der Straßen in den verschiedenen Klassen ermittelt, was im Histogramm in der Abbildung 1 dargestellt ist. Neben den Großstädten Paris, Berlin und Hannover wurden Messungen im westlichen Vorort Rueil-Malmaison (70.000 Einwohner) und in den kleineren Orten Lardy (5.000 Einwohner) und Saint-Vrain (2.500 Einwohner) südlich von Paris gemacht.
Abb. 1: Relative Prozentanteile von Straßen mit bestimmten Beleuchtungsstärken in Frankreich und Deutschland.
Pierre Brunet ist einer der aktivsten Mitglieder der französischen Lichtverschmutzungsgruppe ANPCN und er hat im Heft 19 der Vereinszeitschrift SOS - Save Our Skies [1] einen interessanten Vergleich der Beleuchtungsstärken von Straßen in französischen und deutschen Städten veröffentlicht. Wichtige Ergebnisse und neuere Messungen sollen hier wiedergegeben werden. Sie dokumentieren zwar nicht direkt die Aufhellung des Himmels, geben aber dennoch einen guten Eindruck von dem Umgang mit Licht in den beiden Ländern.
Motivation und Messmethode Mit einer einfachen und schnellen Messmethode soll die Beleuchtungsstärke der Straßenbeleuchtung gemessen werden. Diese ist unter den Lampenmasten am höchsten, dazwischen wird sie geringer, bis zu 10mal schwächer. Daher wurde die Messung direkt unter den Masten gewählt und zwar für die hellste Leuchte und
die schwächste, wegen eines geringeren Anschlusswertes, gealtertem Leuchtmittel, verschmutzter Optik. Dieser Wert kann ein gutes Indiz für die Qualität der Straßenbeleuchtung sein. Die Messungen wurden mit einem einfachen Belichtungsmesser gemacht, was viele Messungen in relativ kurzer Zeit ermöglicht. Ein Belichtungsmesser gibt jedoch nur einen Beleuchtungswert (,,exposure value" EV) an, der über die Beziehung B = c · 2EV in eine Beleuchtungsstärke B (in Lux) umgewandelt werden kann. Die Konstante c hängt von der Lichtart ab, bei einer Filmempfindlichkeit von ISO 100 liegt sie im Bereich 2,0 - 3,4, hier wird c = 2,5 angenommen. Dies entspricht den in der Tabelle 1 angegebenen Blenden-Zeit-Kombinationen bei einer Filmempfindlichkeit von ISO 100. Die für die verschiedenen Straßen gemessenen maximalen Beleuchtungsstärken wur-
Frankreichs Städte leuchten heller Aus diesen Messungen lassen sich einige Schlüsse ziehen: · Die Straßenbeleuchtung in Paris ist
heller als in Hannover. Hannover wiederum ist heller als Berlin. · Die Beleuchtungsstärke in Berlin ist etwa 3mal geringer als in Paris. · Die Straßenbeleuchtung im Vorort Rueil-Malmaison ist noch heller als in Paris. · Der Grafik kann nicht entnommen werden, dass selbst in den kleineren Städten nach Modernisierungsmaßnahmen das Beleuchtungsniveau um den Faktor 2 - 4 zugenommen hat. In einem Kreisverkehr wurde eine Beleuchtungsstärke von 80 Lux gemessen, vor der Modernisierung lag er bei 6 Lux! · Ebenfalls nicht der Grafik zu entnehmen ist, dass die Gleichmäßigkeit der Beleuchtung in Berlin schlechter als in Paris ist, in den Gebieten zwischen den Masten gibt es sehr dunkle Zonen. · Dadurch ist aber auch der Stromverbrauch in den deutschen Städten nur halb so groß. Eine Kennzahl ist der jährliche Stromverbrauch für die öffentliche Beleuchtung pro Person, die in deutschen Städten bei etwa 40 kWh/Person/Jahr liegt, in den französischen Städten von 70 kWh/ Person im Jahr 1990 auf 91 in 2000
Blende Zeit / s EV ISO100 B / lx
16 1/125 15 82000
8 1/125 13 20000
4
2
2
2
2
2
2
1/125
1/125
1/30
1/8
1/2
2
8
11
9
7
5
3
1
-1
5100
1300
320
80
20
5
1,2
Tab. 1: Zusammenhang zwischen Blende, Belichtungszeit, Beleuchtungswert, und Beleuchtungsstärke
VdS-Journal Nr. 19
D A R K S K Y 19
zugenommen hat. Dabei spielt sicher eine Rolle, dass in Frankreich der vor allem durch Kernkraftwerke erzeugte Strom sehr billig ist. Hier ließen sich nun noch viele weitere statistische Untersuchungen anstellen: Wie sieht es mit der Unfallsstatistik und der
Kriminalstatistik aus, sind die helleren Städte auch sicherer? Wie steht es um die Abschirmung der Leuchten, entspricht den Beleuchtungsstärken auch eine entsprechend hohe Abstrahlung in das Weltall? Im Sinne der Astronomie bleibt jedenfalls zu hoffen, dass die Beleuchtungsstärken der
deutschen Straßen nicht auf das französische Niveau steigen!
Literaturhinweise [1] Das Heft kann auf der Internetseite
www.anpcn.fr heruntergeladen werden.
Ursachen von Lichtverschmutzung und wie sie sich verringern lässt
Eine kurze Einführung in die technischen Aspekte von Außenbeleuchtungsanlagen
von Torsten Güths
Die Beleuchtungsindustrie kennt eine Vielzahl von Anwendungsbereichen und diese unterliegen auch einer Vielzahl von Normen und Richtlinien. An dieser Stelle kann allerdings nur ein sehr grober prinzipieller Einblick in die Technik der Außenbeleuchtung gegeben werden. Es ist sinnvoll, bevor man mit Gesprächen bei Behörden und Firmen beginnt, sich einen Einblick in diese Thematik zu verschaffen. Es werden der FG Dark Sky immer wieder Anfragen eingebracht, ob die Leuchten an einem bestimmten Ort ,,gut" seien oder welche Leuchten geeignet sind. Der zweite Teil dieses Artikels soll etwas ,,Licht ins Dunkel" der Leuchtenbauweisen und Anwendungsbereiche bringen.
Abb. 1: Der ideale Abschirmwinkel ist kleiner als 80 Grad .
Abb. 2: Etwas Licht wird hier seitlich gestreut, nicht ideal, aber noch akzeptabel.
Einige wichtige Grundbegriffe in der Außenbeleuchtung Die vorgestellten Begriffsdarstellungen stellen eine kleine Auswahl dar und wurden entnommen aus der Webseite der ,,Fördergemeinschaft Gutes Licht" (www.licht.de). Sie geben einen ersten Einblick in die Hintergründe, die bei Beleuchtungsanlagen berücksichtigt werden müssen.
Lichtstrom: Der Lichtstrom ist die Lichtleistung einer Lampe. Er beschreibt die von der Lichtquelle in alle Richtungen abgestrahlte Leistung im sichtbaren Bereich und wird in Lumen (lm) gemessen.
Lichtstärke: Lichtausstrahlung einer Lichtquelle in eine
Abb. 3: Licht wird hier seitlich und oberhalb in die Umgebung abgestrahlt: unakzeptabel.
bestimmte Richtung. Einheit ist Candela (cd).
Beleuchtungsstärke: Die Beleuchtungsstärke (Kurzzeichen:
Abb. 4: Die Hälfte des Lichtes geht bei einer Kugelleuchte nach oben verloren: völlig unakzeptabel.
E) gibt in der Maßeinheit Lux (lx) den Lichtstrom an, der von einer Lichtquelle auf eine bestimmte Fläche trifft. Sie beträgt 1 Lux, wenn der Lichtstrom von 1 Lumen 1 Quadratmeter Fläche gleichmäßig aus-
VdS-Journal Nr. 19
20 D A R K S K Y
leuchtet. Die Beleuchtungsstärke wird mit einem Luxmeter auf horizontalen und vertikalen Flächen gemessen. Bei gleicher Beleuchtungsstärke erscheint ein weißer Raum heller als ein dunkler.
Abschirmwinkel: Der Abschirmwinkel einer Leuchte ist nach DIN EN 12665 (in Anlehnung an das Internationale Wörterbuch der Lichttechnik) der Winkel zwischen der nach unten gerichteten Vertikalen und der Richtung, aus der die Lampen und die Flächen hoher Leuchtdichte gerade nicht sichtbar sind. Wird der richtige Abschirmwinkel nicht berücksichtigt, besteht bei direkt strahlenden Leuchten die Gefahr von Direktblendung durch zu hohe Leuchtdichten.
Lampe: Ohne Lampe kein Licht: ,,Lampe" bezeichnet die technische Ausführung einer künstlichen Lichtquelle. Zum Beispiel: Glühlampe, Energiesparlampe, Kompaktleuchtstofflampe. Die Lampe wird in der Leuchte eingesetzt, die das Licht der Lampe verteilt, lenkt und vor Blendung schützt.
Leuchte: Der gesamte Beleuchtungskörper inklusive aller für Befestigung, Betrieb und Schutz der Lampe notwendigen Komponenten ist die ,,Leuchte". Die Leuchte schützt die Lampe, verteilt und lenkt deren Licht, verhindert, dass es blendet.
Straßenbeleuchtung: Das Licht der Straßenbeleuchtung schafft Sicherheit. Denn der Mensch erfasst über 80 Prozent der Sinneseindrücke mit den Augen. Schlechte Sehbedingungen erhöhen daher die Gefahren für alle Verkehrsteilnehmer. Als Bestandteil der Straßen-Verkehrssicherungspflicht (abgeleitet aus $823 Bürgerliches Gesetzbuch: Schadensersatz) wird Straßenbeleuchtung gefordert für geschlossene Ortslagen und - wegen des Unfallrisikos auch außerhalb - für gefährliche Straßenabschnitte wie Kreuzungen, Engpässe u. ä. oder Stellen mit Bauschäden.
Blendung: Blendung kann direkt von Leuchten oder anderen Flächen mit zu hoher Leuchtdichte wie zum Beispiel Fenstern ausgehen (Direktblendung) oder indirekt von Reflexen durch Spiegelung auf glänzenden Oberflächen (Reflexblendung). Blendung
VdS-Journal Nr. 19
vermindert die Sehleistung (physiologische Blendung) und den Sehkomfort (psychologische Blendung). [Anm. d. Verfassers: Diese Problematik ist also bekannt, doch wird sie in der Praxis leider ungenügend berücksichtigt.]
Lichtimmission: Beleuchtungsanlagen sind lichtemittierende Anlagen, von denen zum Beispiel bei falsch aufgestellten oder falsch ausgerichteten Leuchten ,,Lichtverschmutzung" [Anm. d. Verfassers: Langsam dringt diese Problematik in die Reihen der Verursacher vor.] ausgehen kann, die als Lichtimmission stört, bei der Straßenbeleuchtung zum Beispiel in Räumen von Anwohnern. Mess- und Bewertungsverfahren hat die Deutsche Lichttechnische Gesellschaft (LiTG) herausgegeben.
Halbnachtbetrieb: Der Halbnachtbetrieb (Halbnachtschaltung) der Straßenbeleuchtung dient in verkehrsschwachen Zeiten der Energieeinsparung. Bei mit einer Lampe bestückten Leuchten wird die Lampenleistung des einzelnen Lichtpunktes verringert, zum Beispiel von 80 Watt auf 50 Watt (Leistungsreduzierung). Das Abschalten einlampiger Leuchten führt zu verkehrsgefährdender Ungleichmäßigkeit der Beleuchtung. Das Abschalten für den Halbnachtbetrieb ist nur möglich bei zwei oder mehreren Leuchten auf einem Mast (eine Leuchte bleibt immer eingeschaltet) oder bei zweilampigen Leuchten (eine Lampe bleibt immer eingeschaltet).
Woran erkennt man Leuchten, die Lichtverschmutzung minimieren? Prinzipiell ist das ganz einfach: Es muss ein geschlossener Reflektor oberhalb der Lampe derart angebracht sein, dass die Öffnung horizontal liegt und die Lampe nicht herausragt. Der Abschirmwinkel also soll kleiner 80 Grad sein. Doch gibt es sehr viele unterschiedliche Designspielarten, die ein Erkennen erschweren. Zwei Möglichkeiten zur Identifikation sollen hier vorgestellt werden: Zum einen werden in der Industrie zur Beurteilung der räumlich abgegebenen Lichtmenge die oben erwähnten Lichtverteilungskurven (LVK Diagramme) verwendet. Hieran kann man erkennen, ob eine Leuchte den Forderungen der Initiative Dark Sky gerecht wird oder nicht. Diese Diagramme sind meistens in den Beleuchtungsmittelkatalogen abgebil-
Abb. 5: Die Lampe darf nicht von der Seite sichtbar sein.
Abb. 6: Auch verzierte Leuchten können gut sein.
Abb. 7: Ein so genannter ,,Seher".
Abb. 8: Gefunden an einer Raststätte.
D A R K S K Y 21
Abb. 9: Am Waldstadion.
Abb. 10: Von oben beleuchtete Werbetafel.
Abb. 11: Mit Lichtblenden reduzierter Leuchtwinkel, hier leider nur zu den Seiten.
Abb. 12: Geeignete Eingangsleuchte, fehlt nur noch der Bewegungsmelder.
det. Man versteht ein solches Diagramm: Je größer der Abstand der Kurve vom Zentrum, desto größer ist die abgegebene Lichtstärke in diese Richtung. Verläuft die Kurve oberhalb von 90 Grad , dann wird Licht nach oben abgegeben und eine Leuchte entspricht definitiv NICHT der Forderungen von Dark Sky.
Verschiedene LVK Diagramme: Die folgenden Beispiele sollen den prinzipiellen Verlauf der LVK darstellen. Richten Sie Ihr Augenmerk besonders auf den zentralen Bereich des Diagramms. Die Einheit ist cd/klm (Candela pro Kilolumen) Ideal (Abb. 1): Als ideal wird ein Abschirmwinkel von kleiner als 80 Grad zur Vertikalen betrachtet. Man erkennt, dass die ,,Keule" der Lichtkurve von ihrem Ursprung sofort nach unten verläuft. Akzeptabel (Abb. 2): Hier wird z. B. durch eine Wanne etwas Licht seitlich gestreut. Die im Vergleich mit dem nach unten abgegebenen Lichtstrom geringe Menge an Licht ist von der Energiebilanz der Leuchte vernachlässigbar, jedoch reicht es, bei der Vielzahl
Fernrohrland im Hause PHOTO UNIVERSAL
Max-Planck-Str. 28 · 70736 Fellbach · Tel. 0711/ 9 57 60 -17 Fax -40 · info@fernrohrland.de
www.fernrohrland.de
Der Astro Fachhandel mit großer Auswahl, günstigen Preisen, kompetenter Beratung durch erfahrene Sternwarten Mitarbeiter
Skywatcher ED Apochromaten
Der neue Standard bei Linsenfernrohren! ED-Glas minimiert chromatische Aberration, erhöht die Auflösung und liefert einen nahezu unübertroffenen hohen Kontrast. Hervorragende optische und mechanische Verarbeitung.
ED 80 / 600 mm Optik/Tubus, 2" Auszug: . . . . 395,-- Euro ED 100 / 900 mm Optik/Tubus, 2" Auszug: . . . . 895,-- Euro ED 120 / 1000 mm Optik/Tubus, 2" Auszug: . . . 1990,-- Euro Rohrschellen für 80 und 100 ED: . . . . . . . . . . . Paar 35,-- Euro
ab Lager lieferbar
NEU
Skywatcher HEQ-5 Pro SynScan
Neuartige computergesteuerte Montierung.
Äußerst leiser Lauf auch bei 800x Positionierung. Positioniergenauigkeit bis 1 Bogenminute. Korrekturgeschwindigkeiten: 0.25, 0.5, 0.75, 1x. Auto-Guider Funktion. Leicht zu bedienende Steuerung. Tragkraft ca.12 kg Teleskopgewicht. Komplettpreis mit Stativ und Steuerung: . . . . . . . . . . . 1095,-- Euro
NEU
Skywatcher EQ-6 Pro SynScan
Noch schwerer als HEQ-5 mit noch größerer Tragkraft. Tragkraft ca. 18 kg Teleskopgewicht. Komplettpreis mit Stativ und Steuerung: . . . . . . 1495,-- Euro
MEADE Advanced Ritchey-Chretien RCX-400
Mit den neuen Advanced RitcheyChretien-Teleskopen der RCX-400 Baureihe hat Meade erneut die Lücke zwischen professionellen Teleskopen und Amateurgeräten deutlich verringert. Für einen Bruchteil des Preises eines professionellen Teleskops finden sich hier kompakte RCX Spiegelsysteme, die für den visuellenund fotografischen Einsatz geeignet sind.
NEU
10" f/8 RCX 400 UHTC mit Stativ: . . . . . . . . . . . . . 5795,--Euro
12" f/8 RCX 400 UHTC mit Stativ: . . . . . . . . . . . . . 7695,--Euro
14" f/8 RCX 400 UHTC mit Stativ: . . . . . . . . . . . . 10540,--Euro
16" f/8 RCX 400 UHTC mit Stativ: . . . . . . . . . . . . 18690,--Euro
TMB Refraktoren
Die bekannten 3-linsigen Vollapochromaten jetzt in neuen Leichtbautuben! So gut und so leicht waren
die TMB`s noch nie! Jeweils optischer Tubus mit verschiebbarer Taukappe, Rohrschellen, Sucherhalterung für 50 mm Sucher und neuen Starlight Feather Touch Okularauszügen 2" oder 3,5"
zum Teil ab Lager lieferbar
80/480 mm Optik/Tubus, 2" 80/600 mm Optik/Tubus, 2" 95/665 mm Optik/Tubus, 2" 105/650 mm Optik/Tubus, 2" 105/650 mm Optik/Tubus, 3,5" 100/800 mm Optik/Tubus, 2" 115/805 mm Optik/Tubus, 2" 115/805 mm Optik/Tubus, 3,5" 130/780 mm Optik/Tubus, 2" 130/780 mm Optik/Tubus, 3,5" 130/1200 mm Optik/Tubus, 2" 152/1200 mm Optik/Tubus, 3,5" 175/1400 mm Optik/Tubus, 3,5" 203/1800 mm Optik/Tubus, 3,5" 229/2050 mm Optik/Tubus, 3,5" 254/2286 mm Optik/Tubus, 3,5"
Größere Optiken bis 500 mm auf Anfrage.
Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather Feather
Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch: Touch:
Euro
......1795,-......1795,-......2695,-......2790,-......3690,-......2790,-......3490,-......4390,-......4795,-......5590,-......4795,-......7490,-....11990,-....20990,-....28990,-....37900,--
Wir haben für Sie geöffnet von Mo. - Fr. 8:30 Uhr - 13 Uhr und von 14 Uhr bis 18 Uhr oder 24 Stunden unter www.fernrohrland.de
22 D A R K S K Y
von aufgestellten Leuchten für eine zusätzliche Aufhellung in der Atmosphäre. Inakzeptabel: Es wird deutlich seitlich und oberhalb Licht in die Umgebung gestrahlt (Abb. 3). Eine Kugelleuchte: 50% wird oberhalb der Horizontalen gestrahlt (Abb. 4).
Zum weiteren erkennt man häufig anhand der Bauform, ob eine Leuchte der DarkSky-Forderung gerecht wird. Die Fotos von den der Dark Sky geforderten Leuchtenarten wurden vom Verfasser im Wetteraukreis aufgenommen und sollen als gute Beispiele dienen.
Straßen-/Wegebeleuchtung Für Verkehrsstraßen, Fuß- und Fahrradwege. Geeignet sind alle Leuchten, deren Lampe komplett abgeschirmt ist und deren Lichtaustritt direkt nach unten erfolgt. Wichtig ist, dass die Lampe nicht unten herausschaut. Bei der Straßenbeleuchtung wären dies besonders die Leuchten, die den Anforderungen der Bahn entsprechen. Leuchten mit einer klaren Wanne sind aus unserer Sicht nur bedingt geeignet, denn sie streuen Licht seitlich und das nimmt sogar mit dem Grad der Verschmutzung zu!
Bei Leuchten mit Lamellen muss drauf geachtet werden, dass die Lampe nicht seitlich zwischen den Lamellen sichtbar ist und die Lamellen auf der Oberseite im Idealfall schwarz sind. Zumindest sollte die Oberseite nicht spiegeln. Ebenfalls sollte eine Bauform ohne modische Schlitze in der Oberseite gewählt werden (Abb. 5). Das auch verzierte Leuchten möglich sind zeigt die Abbildung 6.
Flächen/Platzbeleuchtung Für Parkplätze, Firmengelände und Sportplätze. Geeignete Leuchten stellen Planflächenstrahler dar und eine Reduzierung der Beleuchtungsstärke nachdem die Arbeit vollzogen wurde oder die gänzliche Abschaltung. Achtung bei sog. Spiegelwerfersystemen: Bei diesen Bauarten befindet sich die Lampe in einem Gehäuse, und strahlt nach oben auf einen zusätzlichen Reflektor. Je nachdem, wie diese Komponenten zueinander ausgerichtet sind, wird dabei mehr oder weniger Licht seitlich und nach oben abgestrahlt (vgl. Abb. 7 bis 9).
Werbeschilder Es werden gerne Strahler unten an einer Werbetafel derart angebracht, dass sie
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 13: Reflektorlampe E2 von Philips.
ihr Licht streifend aufs Objekt werfen. Vermutlich soll so eine gleichmäßige Beleuchtung der Tafel erzielt werden. Dabei wird leicht 50 % und mehr des Lichts ungenutzt in den Himmel abgestrahlt. Die gleichmäßige Ausleuchtung erzielt man auch mit oben montierten Strahlern (Abb. 10). Masten, die bis 40 m hoch sind und an der Spitze ein grelles Firmenlogo haben, sollten nicht gestattet werden. Auf die Gefährdung von Zugvögel durch solche Anlagen wird in einem anderen Beitrag in diesem Journal hingewiesen.
Gebäudeanstrahlung Stadtmarketing ist ein relativ neuer Begriff, mit dem rechtfertigt wird, dass man Gebäude anstrahlt. Häufig wird dadurch auch ein bemerkenswerter Eindruck erzielt, doch überwiegend erfolgt diese Art der Lichtverschmutzung so, dass Strahler unten am Gebäude angebracht oder in den Boden eingelassen werden und ihr Licht streifend ans Objekt werfen. Dabei wird wie bei den im vorigen Abschnitt beschriebenen Werbetafeln leicht 50 % und mehr ungenutzt in den Himmel abgestrahlt. Abhilfe leisten Lichtblenden, wie in der Abbildung 11 dargestellt, und die Abschaltung ab einer bestimmten Uhrzeit. Das Bildbeispiel blendet jedoch nur in die Richtung des Autoverkehrs ab und ist demnach nicht zur Vermeidung von Lichtverschmutzung geeignet!
Sonstige Beleuchtungszwecke Zum Beispiel Zierbeleuchtung für Garten und Haus. Am Besten erscheint immer noch ein nach unten ausgerichteter Strahler (Abb. 12), der per Bewegungsmelder ein und nach einer gewissen Zeit wieder ausgeschaltet wird. Das plötzlich auftreten-
de Licht sorgt auch zusätzlich für einen Aufmerksamkeitseffekt. (,,Nanu, kommt da jemand?") Leider findet man im Bereich von Zierbeleuchtung noch viel zu wenig geeignete Leuchten, doch eine rasche Lösung bietet der Einsatz einer Reflektorlampe an (Abb. 13).
Art der Montage Die best geeignete Leuchte zur Verminderung von Lichtverschmutzung nützt nichts, wenn sie nicht entsprechend montiert wird. Es muss darauf geachtet werden, dass das Lot der Fläche des Lichtaustritts senkrecht nach unten zeigt. Eine schräge Montage bewirkt, dass in Richtung des abgestrahlten Lichts die Wirkung der Abschirmung zunichte gemacht wird.
Fazit Praktisch jeder Hersteller bietet für die Verminderung der Lichtverschmutzung geeignete Leuchten an, allerdings auch Varianten, wo einem aus unserer Sicht das Grausen kommt.
Wenn man die Angebote studiert, kann man abschließend nur zu der Erkenntnis kommen: ,,Es gibt keinen Grund, der im Bereich des öffentlichen Interesses liegt, die Außenbeleuchtung nicht gemäß den Forderungen der Initiative Dark Sky zu gestalten. Alle Mittel für Dark Sky konforme Beleuchtung sind bereits vorhanden. Sie müssen nur konsequent angewendet werden!"
Literaturhinweise und weiterführende Quellen [1] Beispiele (USA) für geeignete Leuchten:
http://www.darksky.org/fixtures/fixtures. html [2] Fördergemeinschaft Gutes Licht: www.licht.de [3] Informationsseite rund um die Straßenbeleuchtung: http://www.strassenlicht.de/ [4] Alex Ryer: "Light Measurement Handbook" (www.intl-light.com/handbook)
A1 Alles Gute zum
neuen Himmelsjahr!
Q 12 Monatssternkarten zum Herausnehmen
Alexander Kerste Das Kosmos Sternkarten-Set 12 Sternkarten im Karton mit Tischaufsteller /D 12,95 /A 13,40; sFr 22,70 ISBN 3-440-10503-2
Q Ideal für Hobbyastronomen
Q 20 Sternkarten des gesammten Himmels mit allen Sternen bis 6,5 mag
Q Mehr als 100 Detailkarten für alle Sternbilder, über 1000 Doppelsterne und Veränderliche, Sternhaufen, Gasnebel und Galaxien
Dunlop/Rükl/Tirion Der Kosmos-Atlas Sterne und Planeten 224 Seiten, ca. 150 Stern- und Mondkarten, 50 Illustrationen, 50 Farbfotos /D 29,90; /A 30,80; sFr 50,20 ISBN 3-440-10144-4
Q Wie entsteht Leben, welche Voraussetzungen müssen erfüllt sein, wie suchen wir danach?
Hansjürg Geiger Auf der Suche nach Leben im Weltall 384 Seiten, 20 Farbfotos /D 19,95 /A 20,60; sFr 33,70 ISBN 3-440-10504-0
Q Ein faszinierendes Portrait unseres Sonnensystems in Bildern und Texten - Mit Panoramafotos zum Ausklappen
Hermann-Michael Hahn Outer Space 208 Seiten, ca. 205 Abb. /D 34,90 /A 35,90; sFr 57,70 ISBN 3-440-09166-X
www.kosmos.de
24 D A R K S K Y
Liste von Links mit weiterführenden Informationen im Internet
von Torsten Güths
Es steht eine enorme Menge an Information im Internet zum Anruf bereit, auch viele Dokumente als Dateien zum Download. Die folgende kurze Liste führt zu Hauptinformationsquellen, die wiederum eigenen Linklisten bieten. Der Stand der Links ist der 15.9.2005. Diese Links sind auch auf den Webseiten der FG Dark Sky und Astronomie.de aufgeführt. Sollten die hier aufgeführten nicht mehr funktionieren, so finden sie dort die aktuellen Versionen.
DARK SKY ORGANISATIONEN
http://www.lichtverschmutzung.de/ http://www.astronomie.de/bibliothek/initiativen/darksky/index.htm http://www.darksky.org/ida/index.html http://debora.pd.astro.it/cinzano/en/index.html
http://www.astro.cz/darksky/ http://www.darksky.ch/ http://www.astro.univie.ac.at/~fzi/AGB/DSlinks.html http://members.aol.com/ctcadman/LiteLynx.htm
Initiative Dark Sky Dr. Hänel Information auf Astronomie.de International Darksky Asc. (IDA) USA Dark Sky Italien mit den bekannten Lichtverschmutzungskarten von P. Cinzano Dark Sky Tschechischen Dark Sky Schweiz Dark Sky Österreich, Ausgewählte Materialien Die umfangreichste Linksammlung im Internet!
DARK SKY Diplomarbeiten und Broschüren http://www.home.uni-osnabrueck.de/ahaenel/darksky/dalichtver.pdf
http://www.darksky.ch/downloads/artikel/rlkobler_dipl.pdf http://vorort.bund.net/rheinland-pfalz/bundaktiv/bundaktiv_51/bundaktiv_259.htm oder: info@bund-rlp.de http://www.lnv-bw.de/info96-23.htm
http://www.naturschutzbeauftragte.net/hellenot/
Diplomarbeit von Madeleine Klein an der Fachhochschule Ludwigsburg, Hochschule für öffentliche Verwaltung und Finanzen. Darin sind mehrere Praxisbeispiele aus der Kommunalverwaltung enthalten. Rene L. Kobler, Diplomarbeit beim Institut für Umwelttechnik, Fachhochschule beider Basel, 2002 BUND Infobroschüre, Titel: ,,Umweltfreundliche Außenbeleuchtung - (k)ein Thema?!?" NABU Infobroschüre, Titel: ,,ÜberbelichtetVorschläge für eine umweltfreundliche Aussenbeleuchtung" ,,Die HELLE NOT. Künstliche Lichtquellen - ein unterschätztes Naturschutzproblem." Tiroler Landesumweltanwalt (Hrsg.), Innsbruck 2001.
NATURSCHUTZ Informationen
http://www.uni-mainz.de/ FB/Biologie/Zoologie/abt1/eisenbeis/Homepage_Licht_Umwelt.htm
http://www.arge-helep.de/Naturschutz-Frankfurt/DarkSky/Lichtverschmutzung.html
Die Seiten von Dr. Eisenbeiss, Infos über die Anziehungswirkung von Licht auf nachtaktive Insekten Informationen über Licht und nachtaktive Lebewesen
Info-Flyer zur Lichtverschmutzung
Immer wieder erhält die Fachgruppe Anfragen nach Informationsmaterial über die Lichtverschmutzung. Aus dem Grunde hat die Fachgruppe bereits vor einigen Jahren einen allgemeinen Informations-Flyer entwickelt, der nun überarbeitet wurde. Er ist auf zwei Seiten abgedruckt und kann als Kopiervorlage genutzt werden, wobei der Flyer dann zweimal gefaltet werden sollte.
VdS-Journal Nr. 19
D A R K S K Y 27
Wirkungen von künstlichen Lichtquellen auf Vögel
von Susanne Salinger
Künstliche Lichtquellen strahlen bis ins All. Durch die Menge der Beleuchtungsquellen und deren Abstrahlung in die Atmosphäre bilden sich nachts große Lichtcluster, die weithin sichtbar sind. Bilder belegen, dass besonders Ballungsräume strahlende Lichtinseln sind, deren Größe in Europa - und zunehmend auch global - von der Dichte der Besiedelung geprägt ist. Eine neue Qualität erhält dieses aus den bodennahen Bereichen entweichende Abfalllicht durch die in neuerer Zeit zunehmende senkrecht gerichtete Strahlung. Diese dient sowohl der Beleuchtung von Gebäuden, Reklamezwecken als auch wegen ihrer der Weitenwirkung der ,,Wegweisung" zu Einrichtungen wie Diskotheken und anderen Veranstaltungsorten sowie zu Kunstzwecken.
Wirkungen auf Zugvögel Die meisten Zugvögel, besonders Langstreckenzieher, ziehen nachts. ,,Es überrascht, festzustellen, dass auch die Mehrzahl der tagaktiven wandernden Arten nachts zieht, nämlich fast alle Insekten fressenden Kleinvögel, Drosseln, Limikolen, ferner Enten- und Gänsearten, Kuckuck, ... und auch normalerweise tags ziehende Arten wie Stare, Pieper und selbst Greifvögel können in bestimmten Situationen nachts ziehen; ..." (Berthold 1990). Nur wenige, meist große Arten, die die Thermik für den Zug stärker nutzen, wie der Weißstorch, ziehen fast ausschließlich am Tage. Die meisten Vogelarten nutzen also die Nacht für den Zug, der sie oft über weite Strecken führt. Es handelt sich um eine riesige Anzahl von Individuen, die im Herbst vor allem in der ersten Nachthälfte und meist nicht höher als 1.000 m hoch von Mitteleuropa nach Westund Südeuropa und nach Afrika zieht. Der Nachtzug im Herbst beginnt bereits Ende Juli und nimmt erst gegen Ende November deutlich ab. Es gibt aber während des ganzen Winters Zugbewegungen, insbesondere von Wasservögeln. Je nach Wetterlage und Futterangebot ziehen einige Arten wie z. B. Gänse auch zwischen Überwinterungsgebieten hin und her, andere Arten kommen erst im Winter, wenn die Nahrung knapp wird, wie der
Seidenschwanz (Invasion). Das ganze Zuggeschehen wiederholt sich im Frühjahr, wenn die Vögel wieder zurück in die Brutgebiete ziehen. Auch der Heimzug findet vor allem in der Nacht statt. Viele der Kurz- und Mittelstreckenzieher wie Stare, Feldlerchen, Drosseln und auch viele Wasservögel, kehren bereits im Februar und März zurück. Insektenfresser, die den Winter südlich der Sahara oder im südlichen Afrika verbracht haben, kehren meist erst im April zurück. Meist ziehen auch junge Vögel später als die Brutvögel. Bis in den Juni hinein ist deshalb Zuggeschehen zu beobachten.
Beeinflussung des nächtlichen Zuges/ Störungen durch Licht Zur Orientierung beim Nachtzug nutzen Vögel verschiedene Möglichkeiten, um ihre Zugwege einzuhalten. Neben der Navigation an den sichtbaren Sternen, besitzen sie die Fähigkeit, sich am Magnetfeld der Erde zu orientieren. Durch die Kombination der verschiedenen Sinnesleistungen können sie daher auch bei bedecktem Himmel die richtige Richtung beibehalten. Wenn möglich, orientieren sich die Tiere aber optisch vor allem an besonderen Landschaftsstrukturen. ,,Nach Beobachtungen, die schon 1876 der finnländische Zoologe Palmen in einer Schrift ,Über die Zugstraßen der Vögel' zusammengestellt hat, ziehen Vögel, ... im Frühjahr und Herbst an der preußischen Küste entlang. Nebliges Wetter nötigt sie niedrig zu fliegen und sich niederzulassen, so dass sie Beobachtern und Jägern leicht erreichbar werden. Besondere Anziehungskraft üben Leuchttürme auf nächtlich ziehende Arten aus" (Möbius, 1899). Zwei hauptsächliche Formen, in denen Licht störend auf Zugvögel wirkt, unterscheidet Bruderer (1999): Die eine Form ist die Attraktionswirkung bei schlechten Sichtverhältnissen, die andere eine Schreckreaktion beim Einfliegen in einen starken Lichtkegel.
Attraktionswirkung bei schlechten Sichtverhältnissen ,,Unter natürlichen Bedingungen sind Mond und Sterne die einzigen nächtlichen
Lichtquellen. Wenn Vögel unter schlechten Sichtverhältnissen (z. B. Dunst, Nebel oder in einer Wolkenschicht) dem Licht entgegen fliegen, kann ihnen dies helfen, durch eine Wolkendecke aufzusteigen. Offenbar werden Vögel bei schlechter Sicht generell von Lichtquellen angezogen (Schüz 1971, Grundriss der Vogelzugskunde, Berlin). Weltbekannt sind die bei hoher Luftfeuchtigkeit auftretenden Massenkollisionen von Zugvögeln mit starken Scheinwerfern von Leuchttürmen, in vermindertem Maße auch mit Lichtern an Radio- und Fernsehtürmen. In der nebelreichen Nordsee sind auch die Gasflammen der Ölbohrtürme berüchtigt als Vogelfallen. Verschiedene Naturvölker (z. B. in Nordindien und in den Bergen Kenyas) nutzen dieses Verhalten und locken in Nebelnächten Vögel mit Fackeln an, um sie dann auf Leimruten oder mit Netzen zu fangen und dem Kochtopf zuzuführen. Weniger bekannt ist, dass auch der Lichtdom, der bei hoher Luftfeuchte über jeder Stadt entsteht, Zugvögel anzieht. Gerät ein Zugvogel in einen solchen Lichtdom hinein, ist es möglich, dass er ähnlich einem Insekt im Lichtschein einer Lampe nicht mehr hinausfindet und im Extremfall nach stundenlangem Kreisflug zugrunde geht. Viele finden in der zweiten Nachthälfte bei abnehmender Lichtimmission aus der Falle heraus oder suchen gegen Morgen erschöpft einen Ruheplatz. In der Schweiz befasste sich die Schweizerische Vogelwarte in den 1970er Jahren mit dem Problem des Reklamescheinwerfers der Jungfrauenbahn in der Eiswand der Sphinx. Dieser gegen Norden gerichtete Scheinwerfer verursachte vor allem in Nebelnächten während des Herbstzuges den Tod von Tausenden von Zugvögeln. Auf Anraten der Vogelwarte wurde der Scheinwerfer in der Folge jeweils in Nächten mit Wolken auf oder unter der Scheinwerferhöhe ausgeschaltet. Bei späteren Anfragen verschiedener Bergstationen wurde jeweils der Rat erteilt, dass man wenn möglich, auf entsprechende Scheinwerfer-Reklame verzichten sollte, mindestens aber eine analoge Regelung anwenden sollte wie beim Jungfrau-Scheinwerfer. Dabei ist zu beden-
VdS-Journal Nr. 19
28 D A R K S K Y
ken, dass rundum sichtbare Scheinwerfer auch im Frühjahr entsprechend zu regulieren wären" (Schweizerische Vogelwarte Sempach, Prof. Dr. Bruderer). Mehrere derartige Vorfälle sind auch aus Hessen bekannt. Im Herbst 2004 ,,kreisten zahlreiche Kraniche längere Zeit laut rufend in dichtem Nebel über der mit hellem Licht angestrahlten Burgruine Freienfels. Deutlich waren die hellen, pfeifenden Rufe der Jungvögel zu erkennen. Die Vögel kamen offensichtlich von ihrem Richtungsflug ab und orientierten sich an den starken Lichtquellen der Ruinenbeleuchtung. Es kam zu einer Notlandung im Ort Freienfels zwischen den Häusern" (Institut für angewandte Vogelkunde, 2004).
Schreckreaktionen beim Einfliegen in starke Lichtkegel ,,Aufgrund der großen Bedeutung des Gesichtssinnes im Leben der Vögel ist zu erwarten, dass plötzlich auftretende starke Lichtreize auch oder gerade bei guten Sichtverhältnissen einen großen Einfluss auf das Flugverhalten der Vögel haben. Da jedoch keine verlässlichen wissenschaftlichen Daten dazu vorhanden waren, führte die Schweizerische Vogelwarte entsprechende Untersuchungen durch. Die Ergebnisse sind in der Zeitschrift ,,Journal of Experimental Biology" dargestellt. Die Untersuchungen belegen, dass die Vögel tatsächlich erhebliche Schreckreaktionen zeigen. Beim Einschalten des Scheinwerfers mit lediglich 200 Watt, nicht 1.000 und mehr Watt wie bei Reklamescheinwerfern oder Skybeamern, wichen die Vögel bis zu 45 Grad (im Durchschnitt 15 Grad ) von ihrer ursprünglichen Richtung ab, sie reduzierten ihre Geschwindigkeit und versuchten auch vertikal aus dem Strahl zu entweichen" (Schw. Vogelwarte).
Skybeamer Skybeamer sind eine Art Scheinwerfer, die mit gebündelten, sich meist bewegenden oder kreisenden Lichtstrahlen auf bestimmte Einrichtungen aufmerksam machen sollen. Sie strahlen oft Hunderte von Metern in den Himmel und sind noch in einer Entfernung von bis zu 30 Kilometern sichtbar. Auf Zugvögel wie auch auf Standvögel wirken Skybeamer stark irritierend. Da sich die Vögel während des Zuges auch an optischen Merkmalen orientieren, sind solche starken und weit sichtbaren Lichtquellen besonders attraktiv. Gelangen die Vögel in die Lichtquelle, verlieren sie ihre
VdS-Journal Nr. 19
Orientierung, beginnen - manchmal bis zur Erschöpfung - zu kreisen. Dabei können ganze Vogelschwärme umkommen. Wenn man bedenkt, dass die Energiereserven der Zugvögel äußerst begrenzt sind und die Tiere bis zu Tausende von Kilometern zurücklegen, stellen die Skybeamer eine erhebliche zusätzliche Belastung dar. Gerade bei Kranichen, die durch ihre Größe und Lautstärke sehr auffallend sind und dadurch auch eher bemerkt werden, gibt es viele Beobachtungen, dass sie in Konflikt mit Skybeamern kommen. Dies führte in vielen Fällen als Konsequenz zur Abschaltung derartiger Lichtquellen, um diese Gefahrenquelle zu unterbinden. So konnte in Frankfurt/Main eine Regelung vereinbart werden, die das Einschalten der Skybeamer auf die Zeit außerhalb der Zugperioden begrenzt. Selbst bei rastenden Vögeln oder gekäfigten Vögeln aber kann die starke Lichterscheinung der Skybeamer, vor allem wenn sie flackert oder sich bewegt, besonders wenn sie von den Wolken widergespiegelt wird, zu Schreckreaktionen führen. Durch das panikartige Umherlaufen, Auffliegen oder das orientierungslose Herumfliegen können die Vögel sich stark schädigen. Wie weit es bei empfindlichen Arten, die im Einzugsbereich nisten, auch zur Aufgabe der Brut kommt, ist noch nicht nachgewiesen, ist aber zu vermuten. Skybeamer fallen als Werbemaßnahmen unter die Bauordnung und benötigen eine Genehmigung. Dabei sollte geprüft werden, ob Artenschutzbelange betroffen sind.
Physiologische Wirkungen auf Vögel Nicht nur zur Zugzeit zeigt die verstärkte Lichtemission Wirkungen auf das Leben der Vögel. Wie viele andere Organismen unterliegt ihr Leben einem natürlichen Biorhythmus. Da die Helligkeit ein Zeitgeber für viele Funktionen des Organismus ist, können Lichtquellen Physiologie und Verhalten stark verändern. Die Regulation von Prozessen und der Produktion körpereigenen Stoffen, wie Hormonen, wird beeinflusst. Auch der jahreszeitliche Rhythmus wird verändert. So wurde in einer Untersuchung des MPI in Seewiesen ein deutlich früherer Sangesbeginn bei Amseln festgestellt, die in städtischer Umgebung leben und größerer Helligkeit ausgesetzt sind. Durch die dünne Schädeldecke der Vögel wird auch im Schlaf Licht wahrgenommen und durch die Anregung der Zirbeldrüse
eine Aktivierung veranlasst. Dadurch wird der circadiane Rhythmus verändert und die Schlafperiode verkürzt. Dabei ist zu bedenken, dass sowohl Gebäude, Wandbegrünung als auch hausnahe dichte oder immergrüne Vegetation gern als Nist- und Aufenthaltsorte genutzt werden. Werden Gebäude angestrahlt oder die ganze Nacht beleuchtet oder illuminiert, kann dies zu Konflikten mit dem Naturschutzrecht führen.
Maßnahmen gegen störende Lichtimmissionen am Nachthimmel 1. Reduzierung der Lichtabstrahlung · weniger Lichtquellen · durch technische Veränderungen 2. Veränderung der Lichtquellen und
Leuchtmittel · Vermeidung von Blendung · Vermeidung von aufwärts strahlenden
Leuchtkörpern · Anstrahlen von Gebäuden nur mit
nach unten gerichteten Lampen und nur, wenn sich keine Brutplätze am Gebäude befinden 3. Vermeidung von sensiblen Standorten · kein Anstrahlen der Vegetation · Vermeidung der Beleuchtung von Schlaf- und Brutplätzen, sowie Winterquartieren 4. Begrenzung der Betriebsdauer 5. Wahl umweltfreundlicher und naturverträglicher Leuchtmittel
Literaturhinweise [1] P. Berthold, 1990: ,,Vogelzug", Darmstadt [2] B. Bruderer, D. Peter, T. Steuri, 1999:
Journal of Experimental Biology 202, 1015 [3] Institut für angewandte Vogelkunde, 2004: ,,Flieg und Flatter", Magazin der Staatlichen Vogelschutzwarte für Hessen, Rheinland-Pfalz und Saarland, 11 [4] K. A. Möbius, 1899 [5] E. Schüz, P. Berthold, E. Gwinner, H. Oelke, 1971: ,,Grundriss der Vogelzugskunde", Berlin-Hamburg [6] Schweizerische Vogelwarte Sempach, Prof. Dr. Bruderer: ,,Störung nächtlich ziehender Vögel durch künstliche Lichtquellen", Informationsschrift
D A R K S K Y 29
Kunstlicht und Insekten
von Andreas Hänel und Gerhard Eisenbeis
In lauen Sommernächten schwirren Schwärme von Insekten um die weißen Leuchten, am Tag entdeckt man dann in manchen schlecht abgedichteten Leuchten Unmengen toter Insekten. Na und? - werden viele sagen, Insekten sind ohnehin nur lästig, wie Stechmücken oder Motten. Aber gerade die nachtaktiven Insekten sind eine wichtiges Glied im Ökosystem, allein wenn man bedenkt, dass sie die Nahrungsquelle für Fledermäuse sind oder als Bestäuber von vielen Pflanzen dienen. Angezogen werden Insekten vor allem von den weiß leuchtenden Quecksilberdampfleuchten, da Quecksilber charakteristische ultraviolette Spektrallinien bei den Wellenlängen 366, 407 und 435 nm ausstrahlt. Und viele Insekten sehen gerade im ultravioletten Spektralbereich, deswegen werden sie von diesen Lampen angezogen werden und zu ihnen hin fliegen. Im Bann des hellen Lichtes können sie nicht mehr entkommen, kommen zu Tode, weil sie gegen das Lampenglas prallen oder erschöpft zu Boden fallen. Doch neben den kleineren Insekten gibt es auch eindrucksvolle Nachtfalter, die in ihrer Schönheit Tagfaltern kaum nachstehen. So berichten französische Amateurastronomen und Naturschützer, dass der mit 5 bis 7 cm größte Falter Europas, das Große Nachtpfauenauge (Saturnia pyri), früher in Südfrankreich häufig war und oft betäubt oder gar tot unter den Straßenleuchten gefunden werden konnte. Heute ist dieser Falter in Frankreich kaum noch zu finden. Wie katastrophal die Auswirkungen künstlicher Beleuchtung sein können, zeigt eine Dissertation von M. A. Scheibe an der Universität Mainz: Er hat die Schlupfraten von unterschiedlichen aus dem Wasser schlüpfenden (aquatischen) Insekten an einem kleinen Bachlauf im Taunus untersucht. Nach Anbringen einer Leuchte zeigte sich, dass im Durchschnitt geschlüpfte Insekten von 21,9 m Bachlänge von dieser einzigen Leuchte angezogen wurden, in besonders warmen Sommernächten sogar von 1.300 m Bachlänge! Damit stellt die künstliche Beleuchtung in der Nähe eines Fließgewässers einen erheblichen Eingriff in die aquatische Insektenfauna dar. Es zeigt aber auch, dass Insekten extrem lichtempfindlich sind, es soll Insekten geben, die noch bei einer Beleuchtungsstärke von 0,000.1 Lux sehen können - das entspricht
einer klaren Sternennacht. Daraus folgt aber, dass man in der Nähe von naturnahen Gewässern möglichst auf Licht verzichten sollte. Andere Untersuchungen zeigen, dass die Art des Lichtes ebenfalls einen erheblichen Einfluss auf das Anflugverhalten von Insekten hat. So hat das gelbliche Licht der Natriumhochdruckdampflampen keine ultravioletten Lichtanteile, bei gleicher Lichtintensität ziehen sie gerade etwa 40 % der Insekten gegenüber den Quecksilberlampen an. Sie sind zudem effektiver, da sie wesentlich weniger elektrische Energie verbrauchen. Noch geringer (etwa 10 %) ist die Anziehungskraft der Natriumniederdruckdampflampen, zudem sind sie noch energieeffektiver, doch ist ihr monochromatisches Licht nicht besonders beliebt, da es das Farberkennen stark einschränkt. Aus den verschiedenen Untersuchungen ergeben sich folgende Anforderungen an eine insektenfreundliche Beleuchtung: · Leuchten sollten waagrecht installiert
werden. · Statt strukturierter Wannen oder Glas-
halbkugeln sollte eine plane, seitlich nicht sichtbare, Abdeckplatte genutzt werden. · Die Lichtpunkthöhe (Mastenhöhe) sollte möglichst gering gewählt werden, dadurch sind geringere Lichtstärken bei den Lampen möglich. · Die Leuchtenkörper sollten gut abgedichtet sein, dass keine Insekten hineingelangen können. · Es sollten Leuchtquellen mit möglichst geringen ultravioletten Farbanteilen eingesetzt werden, wobei momentan Natriumdampflampen als die optimalen Leuchtquellen gelten. Viele dieser Forderungen gelten auch für eine astronomiefreundliche Beleuchtung! Vor diesem Hintergrund sind einige Beleuchtungstrends sehr kritisch zu betrachten. In vielen Städten (z. B. Köln) strebt man an, die Brücken über Flüsse aus Stadtmarketinggründen zu beleuchten, was besonders die aquatischen Insekten anzieht und so ist bereits mehrfach von Masseninsektensterben an Brücken berichtet worden. Auch die Anstrahlung von
Abb. 1: Eine Straßenleuchte als Insektenfalle (Foto: Eisenbeis) Bäumen oder die Gartenleuchten vom Lebensmitteldiscounter greifen unmittelbar in die Lebensräume vieler Insekten negativ ein.
Literaturhinweise [1] M. A. Scheibe, 2003: Natur und
Landschaft 78, 164 [2] A. Schanowski, V. Späth: ,,Überbelichtet
- Vorschläge für eine umweltfreundliche Außenbeleuchtung", NABU BadenWürttemberg, Kornwestheim [3] G. Eisenbeis, F. Hassel, 2000: Natur und Landschaft 75, 145
TOLLE GERÄTE
,,... hätte nie gedacht, MOS, dass der Schnorchi so ein tolles Gerät auf seiner Hütte hat!" ,,Zwei!" ,,Wieso zwei?" ,,Vergiss nicht das blonde ..."
VdS-Journal Nr. 19
30 D A R K S K Y
Künstliches Licht und der Mensch
von Andreas Hänel
Der Rhythmus vieler Lebewesen, und dazu gehört auch der Mensch, wird durch den täglichen Wechsel von Tag und Nacht, hell und dunkel, bestimmt. Der Tag ist die Aktivitätsphase, nachts die Ruhepause. Dieser zirkadiane Rhythmus ist wichtig für das Leben, doch die menschlichen Aktivitäten verlagern sich immer stärker in die Nacht, da es möglich ist, die Nacht mit Licht zum Tag zu machen. Doch viele Menschen beklagen sich bereits über das helle Licht des Vollmondes, das in Winternächten, wenn der Vollmond hoch steht, auf dem Erdboden gerade mal eine Beleuchtungsstärke von 0,3 Lux erzeugt. Lichter von Straßenbeleuchtung und anderen Quellen erzeugen oft höhere Beleuchtungsstärken, womit der Mensch einem ,,Dauerlichtstress" bei Nacht ausgesetzt ist. Welche Auswirkungen das haben kann, kennt man von Untersuchungen
an Nachtarbeitern: Schlafstörungen, Beschwerden des Verdauungssystems, Herz-Kreislauf-Störungen. Neuere Untersuchungen deuten sogar an, dass Nachtarbeiter ein höheres Risiko für einige Krebsarten zeigen (Brustkrebs bei Nachtkrankenschwestern). Inzwischen scheinen auch die Zusammenhänge etwas deutlicher zu werden. Im Jahre 2002 wurde entdeckt, dass der Mensch neben den Stäbchen und Zäpfchen weitere lichtempfindliche Ganglienzellen im Auge besitzt, die den zirkadianen Rhythmus steuern. Diese sind vor allem für blaues Licht um 470 nm empfindlich. Der Tag-NachtRhythmus wird zudem durch das Hormon Melatonin gesteuert, dass nur nachts zwischen 2 und 4 Uhr produziert wird. Offenbar ist dafür Dunkelheit notwendig, wobei die Untersuchungen bislang sehr widersprüchliche Ergebnisse liefern, eini-
ge sagen, dass erst ab Beleuchtungsstärken von 2.000 Lux die Melatoninproduktion unterdrückt wird, andere Untersuchungen deuten an, dass dies bereits bei 0,1 Lux (also weniger als das Vollmondlicht) geschieht. Melatonin wiederum wirkt hemmend auf das Krebswachstum, was darauf deuten könnte, dass durch nächtliches, vor allem blaues Licht ein höheres Krebsrisiko besteht. Noch sind die Ergebnisse sehr unsicher, aber immerhin haben sich schon internationale wissenschaftliche Tagungen in Köln und Graz mit der Problematik auseinandergesetzt. Zuviel nächtliches Licht scheint also den Menschen durchaus nicht nur positiv zu beeinflussen, wobei wie bei den Insekten insbesondere blaues Licht möglichst gemieden werden sollte!
Nächtliche Außenbeleuchtung und Sicherheit
von Carola Krause
Kriminalität Seit vielen Jahren raten sowohl Beleuchtungsindustrie und Energielieferanten als auch Polizei u. a. Berater in Sachen Sicherheit dazu, Gebäude, Grundstücke und Wege möglichst hell zu erleuchten, um Verbrechen vorzubeugen. Straftäter scheuen angeblich helle Orte. Ist das tatsächlich so? Oder wird da nur ein Geschäft mit der Angst vor Verbrechen gemacht? (Vgl. Abb. 1) Wenn Licht wirklich ein geeignetes Mittel wäre, Kriminalitätsraten spürbar zu senken, müssten diese fast überall auf der
Welt, besonders in Großstädten, immer weiter zurück gehen, da die Beleuchtung sehr viel stärker angewachsen ist als die Bevölkerung. Studien zum Zusammenhang zwischen Beleuchtung und Kriminalität lassen jedoch daran zweifeln, dass mehr Licht auch mehr Sicherheit bringt. Z. T. wird sogar das Gegenteil erreicht. Einige Arten von Straftaten, wie z. B. Vandalismus, sind ohne ausreichende Beleuchtung des Tatortes kaum denkbar. Randalierer, Grafitti-Sprayer u. ä. wollen ihr ,,Werk" sehen. Außerdem halten sich potenzielle Randalierer dort auf, wo
Licht ist. Schaltet man die Beleuchtung ab, lösen sich solche ,,Versammlungen" meist auf oder wandern an andere (beleuchtete) Orte ab. So hat man z. B. in Texas im San Antonio District durch Abschalten der Campus-Beleuchtung nach Schulschluss die jährlichen Kosten für Reparaturen wegen Vandalismus innerhalb weniger Jahre auf ein Viertel (von 160.000 $ auf 41.000 $) senken können. Aber auch andere Straftäter fühlen sich (wie ihre Opfer) in heller Umgebung sicherer. Hantieren mit eigener Lichtquelle (Taschenlampe o. ä.) in dunkler Umgebung
Abb. 1: Vergleiche des Anstiegs der Lichtverschmutzung mit unterschiedlichen Kriminalitätsdelikten in Australien, England/Wales und den USA (Clark, 2002)
VdS-Journal Nr. 19
D A R K S K Y 31
ist sowohl auffällig als auch hinderlich. Ob ein Straftäter ertappt wird, hängt weniger von der Helligkeit der Umgebung ab als vielmehr von der Anwesenheit möglicher Beobachter der Straftat. Untersuchungen zu Einbrüchen in den USA von Mitte der 1970er Jahre bis 2000 zeigen, dass in Wohnhäuser bevorzugt tagsüber eingebrochen wird, während gewerbliche Gebäude meist nachts für Einbrecher lohnende Objekte sind, also jeweils dann, wenn die Gebäude leer stehen. Da immer mehr Menschen tagsüber außer Haus sind (Single-Haushalte, beide Partner arbeiten, ...), hat der Anteil der Tag-Einbrüche in Wohnungen in der Zeit weiter zugenommen, während sich die Anteile von Tag und Nacht bei Einbrüchen in gewerbliche Gebäude (viele 24-Std.-Betriebe) immer mehr angeglichen haben. Interessant sind auch die Erfahrungen, die bei größeren Stromausfällen oder Abschalten von Leuchten gemacht wurden. Von einem längeren Stromausfall 1998 in Auckland/Neuseeland berichtete die ,,Kiwi World", dass Verbrecher die dunkle Innenstadt mieden und sie zu einer nahezu kriminalitätsfreie Zone wurde. Im Jahr 1965 fiel in 8 Staaten im NO der USA und in der kanadischen Provinz Ontario der Strom aus. Am längsten (insgesamt 13 Std.) war der Strom in New York weg. Auch hier sank die Kriminalität! Es gab ganze 96 Festnahmen in der Nacht - gegenüber normalerweise 600 in 24 Stunden. Ähnliche Erfahrungen wurden Mitte der 1990er Jahre beim Stromausfall während eines großen Erdbebens in Los Angeles gemacht. In Bernardston und Northfield (Massachusetts) wurden in den frühen 1990er Jahren Straßenlaternen abgeschaltet, um Kosten zu sparen. Auch hier stieg die Zahl der Straftaten nicht. Im 2. Weltkrieg wurden Lichter ausgeschaltet, um Militärflugzeugen die Erkennung von Zielen zu erschweren. In England stieg in dieser Zeit die Kriminalität an, jedoch vor allem in der Nähe der zahlreichen Militärcamps, außerhalb dieser Orte konnte ein Anstieg der Kriminalität nicht nachgewiesen werden. Nach neueren Beobachtungen scheint der direkte gegenseitige Einfluss zwischen Beleuchtung und Kriminalität auch eher gering zu sein. Bringt man allerdings den Kommerz als 3. Faktor ist Spiel und beobachtet die gegenseitige Beeinflussung aller drei Faktoren (Beleuchtung, Kommerz und Kriminalität) in jeweils beide Richtungen,
Abb. 2: Mäßig blendende Autoscheinwerfer: Unter den Erdgeschoss-Fenstern der eigentliche Lichtkegel, an der Hauswand hinauf Streulicht. Starke Blender erhellen noch im 4. Stock und höher die Zimmerdecken kräftiger als Straßenlaternen.
sieht es so aus, als gäbe es vor allem zwei starke Beeinflussungen: 1. Licht fördert Kommerz.
(Kunden werden angelockt, Güter und Geld sind da, wo Licht ist.) 2. Kommerz fördert Kriminalität. (Gelegenheit und Motivation zu Einbruch, Raub, ...) Indirekt scheint Licht also einen großen Einfluss auf Kriminalität zu haben. Nicht umsonst sind die Kriminalitätsraten in den hell erleuchteten Innenstädten deutlich höher als in den Vororten. Licht scheint Wohlstand zu repräsentieren: ,,Hier gibt es was zu holen." So hat z. B. in Melbourne der Stadtteil Southbank, ein Vergnügungsviertel, in dem seit 1995 die Beleuchtung stark ausgebaut wurde, zwischen 1995 und 2000 eine Versechsfachung der Straftaten zu beklagen. Dagegen hat Docklands, eine spärlich beleuchtete Gegend nur 0,4% der Melbourner Verbrechen zu verzeichnen. Aber auch in Sydney werden im hell erleuchteten Hyde Park 7mal so viele Straftaten begangen wie in einem nahen größeren weniger beleuchteten Park. San Diego, das wegen der nahen Sternwarten nur mit 50 W-NAV-Lampen erleuchtet wird, hat eine um 11 % niedrigere Kriminalitätsrate als das hell erleuchtete Los Angeles. Insgesamt sieht es so aus, als würde die Reduzierung der Beleuchtung um 10 % die Kriminalitätsrate um 8 % senken. (Da
hier auch Verbrechen am Tage einbezogen sind, ist allerdings nicht ganz klar, um wie viel Prozent speziell die nächtlichen Verbrechen abnehmen.) Tucson/Arizona (> 500.000 Einwohner) hat eine Streulichtbeschränkung, die bewirkt, dass man aus der Innenstadt die Milchstraße sehen kann! Hier liegt die Verbrecherquote nicht ganz so tief, wie es nach dem o. g. Zusammenhang zu erwarten wäre. Reduzierung der Beleuchtung bringt also wohl vor allem dort etwas, wo viel zuviel Licht ist. Ein wenig Beleuchtung, gezielt eingesetzt, scheint durchaus sinnvoll zu sein. Wer glaubt, die Erkenntnis, dass hellere Orte in der Regel eine höhere Kriminalität aufweisen, führe dazu, dass dort Beleuchtung reduziert oder zumindest nicht weiter ausgeweitet wird, der irrt. Das Gegenteil ist der Fall: Dort, wo wenig Licht ist, soll in Zukunft mehr beleuchtet werden! Es ist also leider zu erwarten, dass Studien, die zeigen, dass Licht kein geeignetes Mittel zur Verbrechensbekämpfung ist, (vorerst) wenig Beachtung finden werden.
Verkehrssicherheit Dass wir bei den Geschwindigkeiten, mit denen wir uns heutzutage (nachts) fortbewegen, nicht auf Beleuchtung verzichten können, dürfte jedem ,,einleuchten". Doch auch hier führt immer mehr und helleres Licht nicht automatisch zu höherer
VdS-Journal Nr. 19
32 D A R K S K Y
Sicherheit und weniger Licht nicht unbedingt zu mehr Unfällen. In den Städten in Massachusetts, in denen auf Grund von Sparmaßnahmen jede 2. Straßenlaterne ausgeschaltet wurde, stiegen die Unfallzahlen nicht. Beim großen Stromausfall 1965 in New York stiegen die Unfallzahlen leicht, jedoch hauptsächlich wegen des Ausfalls von Ampeln. Die nächtliche Fortbewegung war etwas erschwert auf Grund von Schattenwürfen (Mondlicht) und Blendung (!) durch Autoscheinwerfer. Überhaupt werden die immer helleren, aber nicht besser abgeschirmten Lichter zunehmend zum Problem, weil sie blenden. Je heller eine Lichtquelle ist, desto wichtiger ist es aber, ihr Licht präzise auszurichten. Doch nicht nur private und gewerbliche Beleuchtung nehmen keine Rücksicht auf diese Erfordernisse. Auch Verkehrslichter selbst blenden zunehmend. Die horizontale Verteilung des Lichts von Autoscheinwerfern (Ausleuchtung von Fahrbahnrändern u. ä.) wird eingehend untersucht, entsprechende detaillierte Untersuchungen für die vertikale Lichtverteilung scheint es nicht zu geben. Durch die Kraftstoff sparenden, windschnittigen Karosserieformen neuerer Fahrzeuge, bei denen die Scheinwerfer mehr auf als an
dem Fahrzeug sind, zusammen mit ungünstigen Konstruktionen, haben Blendwirkung und Abstrahlungen nach oben in den letzten Jahren stark zugenommen. Im Rahmen einer Diskussion um XenonLicht im ADAC-Heft 12/1999 wurden 8 Fahrzeugtypen (4 Halogen- und 4 XenonLicht) bzgl. ihrer Blendwirkung in vier verschiedenen Situationen beurteilt. Nur 9,4 % erwiesen sich als gering blendend, 68,7 % als mäßig blendend und 21,9 % als stark blendend. Nach eigener Erfahrung wird man, wenn man mit einem älteren Fahrzeug in der Stadt versehentlich ein Stück mit Fernlicht fährt, von keinem entgegen kommenden Fahrer angeblinkt. Die Blendwirkung älterer Fernlichter scheint - zumindest auf erleuchteten Straßen - kaum größer zu sein als die neuerer Abblendlichter (Abb. 2). Die Ratschläge, die Opfer von Blendung immer wieder bekommen (nicht direkt in Scheinwerfer sehen, Scheiben sauber halten, Augen regelmäßig prüfen lassen) sind sicher sinnvoll, lösen das Problem aber nicht. Stattdessen schieben sie die Verantwortung auf die Geblendeten (statt auf die Blender). Aber auch indirekt kann Licht sich negativ auf die Verkehrssicherheit auswirken. Durch immer mehr unzureichend abgeschirmte Lichtquellen werden zunehmend
auch Schlafbereiche erleuchtet. Der Schlaf wird beeinträchtigt (manche Personen wurden schon durch 0,1 Lux gestört), was auf Dauer zu geschwächter Gesundheit, Erschöpfung und Tagesmüdigkeit führt und in deren Folge zu Unfällen in Verkehr, Beruf und Haushalt.
Andere ,,Gefahren" Es sieht so aus, als würden sich heutige Städter im Dunkeln aber nicht nur vor Verbrechen und Unfällen fürchten. Es soll Menschen gegeben haben, die sich während des Erdbebens in L.A. vor der ,,seltsamen grauen Wolke, die den Himmel zweigeteilt hat" fürchteten und sie mit dem Beben in Verbindung brachten. Und besonders Kinder, die in stark lichtverschmutzter Umgebung aufgewachsen sind, erschrecken häufig beim Anblick des sternenübersäten Nachthimmels. Bleibt abzuwarten, wann die ersten Leuchten installiert werden, um gezielt diese ,,Gefahren" abzuwehren ...
Literaturhinweise [1] Clark: Outdoor Lighting and Crime,
Part II, (http://amper.ped.muni.cz/light/ crime/OLCpt2.pdf) [2] ADAC Motorwelt 12/1999
Beispiele aus der Praxis
Der Arbeitskreis ,,Licht im Freiraum" - Ein neuer Ansatz für Dark Sky
von Erik Allmacher
Schon bald nach Gründung der Gruppe ,,Dark Sky" durften die Mitstreiter erfahren, dass sie mit ihrem Eintreten für einen dunklen Nachthimmel und für den sinnvollen Einsatz von Außenbeleuchtung nicht alleine standen. Allen schnell Verzagten - ,,Was können wir schon dagegen tun!" - sei dies ausdrücklich gesagt! Die Naturschutzverbände haben eigene Untersuchungen zu diesem Thema durchgeführt und auch Merkblätter und Broschüren herausgegeben. An der Universität Mainz forscht Prof. Dr. Eisenbeis über die Auswirkungen der nächtlichen Beleuchtung auf den Naturhaushalt, ebenso das Senckenberg-Museum in
VdS-Journal Nr. 19
Frankfurt. Auch die Leuchtenindustrie hat in ihren Reihen Firmen, die sich mit gut gestalteten Leuchten nicht nur bezüglich des Designs, sondern auch der Effektivität ihrer Produkte von der Konkurrenz absetzen wollen und können. Die technischen Regelwerke sind für die umweltgerechte Planung der Außenbeleuchtung wenig hilfreich. Sie definieren für die Straßen- und Platzbeleuchtung lediglich Soll- und Mindestwerte mit dem Ziel, je nach Beanspruchungsart einen sicheren Betrieb oder Verkehr auf der beleuchteten Fläche zu gewährleisten. Dem Mehr an Licht und damit an Streulicht wird kaum eine Grenze gesetzt.
Die festgesetzten Mindestwerte sind für einige Bereiche durchaus nicht unstrittig und z. B. für den ruhenden Verkehr recht hoch angesetzt. Neben der Beleuchtung der öffentlichen Verkehrsräume sind es in den letzten zwei Jahrzehnten vor allem Industrie- und Gewerbebetriebe, die mit üppigen Platz- und Fassadenbeleuchtungen die Lichtverschmutzung wesentlich erhöht haben. Neuer sind Parkbeleuchtungen, Platz- und Fassadengestaltungen mit Licht und ,,Lightevents", die zum Streulichtpegel beitragen. Und diese sind das Betätigungsfeld der ,,Lichtdesigner". Dass ausgerechnet die Lichtdesigner im Sinne der Sternfreunde und Naturschützer
D A R K S K Y 33
handeln könnten, scheint auf den ersten Blick paradox. Doch genau dies ist geschehen: Im Jahre 2003 haben die FLL und die ELDA ein Symposium zum Thema ,,Licht im Freiraum" durchgeführt. Hinter dem Kürzel FLL verbirgt sich die Forschungsgesellschaft für Landschaftsentwicklung und Landschaftsbau e.V. in Bonn und ist eigentlich mit Themen zum Gartenund Landschaftsbau befasst mit einem Schwerpunkt auf der Erstellung und Fortschreibung von Regelwerken. Die ELDA ist die European Lighting Designers' Association, sprich: der Dachverband der Lichtdesigner. Dieses Symposium mündete in dem FLL-Projekt ,,Licht im Freiraum" mit dem Ziel, einen Fachbericht zu diesem Thema herauszugeben. Ein Fachbericht stellt die unterste Stufe eines Regelwerks dar, der der allgemeinen Information dienen soll. In der Hierarchie folgt die ,,Handlungsempfehlung", die in der Regel nach hinreichend praktischer Erfahrung mit dem neuen Regelwerk in eine ,,Richtlinie" mündet. Diese ist dann ,,Stand der Technik". Planungen müssen in der Regel dem Stand der Technik entsprechen, Ausnahmen bedürfen einer fundierten Begründung. Damit hat der ,,Stand der Technik" ein hohes Maß an Verbindlichkeit. Ausgangspunkt für die Erstellung eines Regelwerks ist die Konstituierung eines geeigneten Arbeitskreises. Es ist Stil der FLL, die Arbeit von Anfang an auf eine breite Basis zu stellen. Nicht nur Industrie und Fachverbände, alle interessierten Institutionen und Verbände wurden zu Mitarbeit an diesem Projekt aufgerufen.
Was bislang geschehen ist ... Am 14. April 2004 fand ein Workshop statt, auf dem die FLL das Vorhaben vorstellte. Die Teilnehmer des Workshops deckten ein breites Spektrum aus Industrie, Planung, Wissenschaft und Interessenverbänden ab: Architekten, Lichtdesigner, Mitarbeiter aus Stadtplanungs-, Bauund Grünflächenämtern, Vertreten einzelner Industriefirmen, Vertreter der ELDA, der ,,Fördergemeinschaft Gutes Licht" (FGL), Wissenschaftler aus den Bereichen Medizin und Biologie, Vertreter des BUND (Bund für Umwelt und Naturschutz Deutschland) und der VdS. In einer breiten Diskussion wurden die Vorstellungen und Ideen der Teilnehmer gesammelt und die Problematiken und Nebenwirkungen von Licht im Freiraum dargestellt. Der Workshop endete mit einer groben Gliederung für die Richtlinie.
Am 3. Juni fand die konstituierende Sitzung desArbeitskreises (AK) ,,Licht im Freiraum" statt. Professor Schmidt, Präsident der FLL, erläuterte dabei die Grundsätze und Prinzipien der FLL-Regelwerksarbeit. Wenn auch der Fachbericht die erste Stufe in der Hierarchie der Regelwerke darstellt, so war sich Prof. Schmidt doch sicher, dass ein solcher dringend gebraucht und auch eine Leitfunktion haben werde. Entsprechend bestand die Arbeit der ersten Sitzung darin, die wesentlichen Eigenschaften des künftigen Werks zu umreißen und seine Orientierungsfunktion in der Vielzahl der vorhandenen Normen, Regelwerke und Merkblätter zu definieren, denn wie Dr. Merker, Geschäftführer der FGL, bemerkte: ,,Viel ist vorhanden, aber wenig passt zusammen." Als Zeitraum für die Erstellung des Fachberichts wurden ca. 18 Monate angesetzt. Schon auf dieser Sitzung wurde klar, dass der Konsens unter allen Beteiligten groß ist, wenn es um die Erfordernis streulichtarmer und blendfreier Beleuchtung geht. Dem Lichtplaner nimmt ein Zuviel an Licht die Gestaltungsmöglichkeiten aus der Hand, dem Stadtplaner leidet die Aufenthaltsqualität, weil Behaglichkeit und Wohlfühlen nach wohl dosierter Beleuchtung verlangen. Allgemeiner Grundsatz ist ,,weniger ist mehr". Das entspricht durchaus den Wünschen und der Zielrichtung der Umweltschützer und der Sternfreunde. Für das erste Arbeitstreffen am 12. Oktober sollten dann Textbausteine zu den eigenen Themenschwerpunkten verfasst werden. Das erste Arbeitstreffen war ein Ringen um die Struktur des Fachberichts: Umfassend und doch kompakt soll er werden, nicht die Normen wiederholen und doch einen umfassenden Überblick über das Thema geben und viele Quellen erschließen. Auf diesem Treffen wurde auch die Satzung der Stadt Düsseldorf vorgestellt und diskutiert - Titel: ,,Umgang mit gestalterischem Licht" - in der z. B. Dunkelheit unterhalb einer Beleuchtungsstärke von 50 Lux definiert wird (Der Vollmond bringt nur 0,3 Lux!) und die exemplarisch den Bedarf an qualifizierter Information aufzeigt. Beim Arbeitstreffen am 27. Januar 2005 konnte ein breiter Konsens für die Gliederungsstruktur erreicht werden. Außerdem wurde das Ergebnis eines Praxisseminars vom 18. Januar bei der Vereinigung für Garten- und Landschaftsbau in Bochum vorgestellt, das Mitglieder des AK durchgeführt hatten. Der AK-Leiter, Herr Breill, fand den
Eindruck bestätigt, dass von dem Kreis der Anwender Orientierung, ja, ein Leitfaden dringend gewünscht wird. Ferner wurden auf der Sitzung die Umfänge der einzelnen Abschnitte des künftigen Fachberichts grob festgelegt. Als wesentliches Ergebnis der Sitzung vom 26. April in Köln wurde entschieden, die weitere Textarbeit auf Grundlage der Gliederung vom 27. Januar in drei Arbeitsgruppen fortzuführen, nämlich in den Gruppen ,,Grundlagen", ,,Technik" und ,,Ausführung und Planung". Astronomie und Naturschutz fallen in die Gruppe ,,Grundlagen". Ein erster geschlossener Textentwurf ist mit der Sitzung am 22. August zu erwarten. Bis Mitte Oktober sollen die Texte stehen. Bei der nächsten Gesamtsitzung des AK am 17. November werden die Mitglieder dann eine Gesamtschau des Materials haben. Anregende Diskussionen sind zu erwarten! Ergebnis der Mühen wird nicht nur ein Fachbericht sein, der Planungsbüros und Stadtparlamenten das sensible Thema ,,Licht im Freiraum" nahe bringt und Orientierung in der Vielzahl der Vorschriften ermöglicht, sondern auch die Belange des Naturschutzes und der Sternfreunde vermittelt. Positive Nebenwirkungen auf den Umgang mit Licht im Freiraum im Allgemeinen sind ebenfalls nicht ausgeschlossen, ja ausdrücklich erwünscht.
FEHLDIAGNOSE
,,Wie isser denn, der neue Nachbar?" ,,Sehr nett, der hat mich gleich zum Grillen eingeladen, das Wetter wäre
doch so gut." ,,Na is doch prima... und gehst Du hin?" ,,Nein, ich habe gesagt: Ich muss meinen
Newton kollimieren. Darauf sagte er: Mit so 'ner Sache solle ich lieber zum
Arzt gehen."
VdS-Journal Nr. 19
34 D A R K S K Y
Fassadenbeleuchtung
von Erik Allmacher
Abb. 1: Weihnachtsbeleuchtung an der Hamburgs Binnenalster. (Foto: A. Hänel)
Abb. 2: Wird versucht, den Hahn auf der Kirchturmspitze anzuleuchten, so wird das meiste Licht unnütz in den Himmel gelenkt. (Foto: A. Hänel)
Vom dezenten Glimmer bis zum grellen Schein: Immer mehr Gebäudefassaden in Deutschland werden angestrahlt, ganz im Sinne eines Architekten, der in der Schrift ,,Stadtmarketing" der Fördergemeinschaft für gutes Licht zitiert wird und der darüber klagt, Deutschlands Städte seien ,,so dunkel", und anstatt sich an den Nachbarn (gemeint sind wohl Länder wie z. B. Belgien, Frankreich oder Italien) ein Beispiel zu nehmen würde aus Kostengründen auch noch das Licht ,,ausgeknipst". Fazit des Architekten und der Schrift: ordentlich Licht, dann läuft auch wieder was in der Stadt!
Da mag was dran sein, aber der Reihe nach!
Anwender Zuerst stellt sich die Frage nach dem Anwender und seiner Absicht, denn Beleuchtung kostet Geld und manchmal recht viel und das nimmt keiner in die Hand ohne Absicht. Als Anwender kommen mir nicht nur Städte und Gemeinden in den Sinn, sondern auch die Kirchen - manchmal in Gestalt der Kirchengemeinde, Gewerbeund Industriebetriebe, so auch Betreiber von Diskotheken und Wellnessanlagen oder
Abb. 3: Das Lichtermeer am Londoner Piccadilly Circus. (Foto: A. Hänel)
VdS-Journal Nr. 19
Hotels. So unterschiedlich die Anwender, so unterschiedlich sind auch die Zielsetzungen für die Beleuchtungsanlagen. Städte und Gemeinden wollen nicht nur attraktiv werden, indem sie wichtige Bauwerke hervorheben. Die Beleuchtung eines Gebäudeensembles kann auch der besseren Orientierung dienen oder ehemals gemiedene Plätze und Straßenräume werden wieder angenommen, weil sich die Menschen angeheimelt oder auch nur sicherer fühlen. Hier in diesem Bereich ist auch das Stadtmarketing angesiedelt: Die Menschen sollen mit Vorfreude auf die schöne (lichtunterstützte) Atmosphäre (vgl. Abb. 1) gerne kommen und dabei kaufen, sich zeigen, Essen gehen. Die Motivation, eine Kirche zu beleuchten (Abb. 2), ist sicher nicht die der Erleuchtung. Neue Kirchgänger werden damit wohl auch nicht gewonnen. Aber die Gemeinde zeigt: Das ist unsere Kirche und wir sind stolz auf sie! Also schon Identifikation. Es werden wohl mehr Kirchen von Gemeindeinitiativen beleuchtet, als von der Amtskirche selbst. Im Falle des Sponsorings der Lichterflut steht der Wohltäter in der Gemeinde natürlich auch gut da. Sicher nicht schlecht fürs Geschäft! Bei Gewerbe und Industrie mischen sich Selbstdarstellung und Sicherheitsaspekte. Wohl seltener sind ästhetische Überlegungen mit im Spiel. Und das sieht dann jeder sofort.
7ISSENAUSERSTER(AND
$IEPOPULËRE:EITSCHRIFT!342/./-)%(%54% BIETETINJEDER!USGABE
AKTUELLE"ERICHTEàBER0ROJEKTE DERINTERNATIONALEN2AUMFAHRT
4ESTBERICHTEVON'ERËTENZUR (IMMELSBEOBACHTUNG
"EOBACHTUNGSTIPPSFàR)HRE %XKURSIONENAM3TERNENHIMMEL UNDVIELESMEHRx
34%2.%5.$7%,42!5-BIETETMONATLICHEINE UMFASSENDE7ELTRAUMPERSPEKTIVEMIT
GROENABGESCHLOSSENEN !UFSËTZENZUASTRONOMISCHEN 4HEMEN
AKTUELLEN+URZBERICHTENUND (INWEISENFàR"EOBACHTER
(IMMELSEREIGNISSEN DES-ONATS
FASZINIERENDEN"ILDSTRECKEN
,ERNEN3IE!342/./-)%(%54%UNDODER34%2.%5.$7%,42!5-IM!BONNEMENT KENNENUNDPROlTIEREN3IEVONDEN6ORTEILENFàR6D3 -ITGLIEDER
3IE ERHALTEN !342/./-)% (%54% !USGABEN ZUM 3ON DERPREIS)NLANDFàRNURnJËHRLICHSTATTnIM%INZEL VERKAUF
&ALLS3IEAUCH34%2.%5.$7%,42!5-àBERDEN6D3BEZIE HENZAHLEN3IESOGARNURnFàRDAS*AHRESABO)NLANDVON !342/./-)%(%54%
7ENN3IE34%2.%5.$7%,42!5-ABONNIERENZAHLEN3IE NURUNDSPARENFASTnGEGENàBERDEMNORMA LEN!BOPREIS3CHàLER3TUDENTEN!ZUBISSOWIE7EHR UND :IVILDIENSTLEISTENDEZAHLENAUF.ACHWEISSOGARNURn
.UTZEN3IEDIESE6ORTEILEUNDABONNIEREN3IENOCHHEUTEàBERDIE6D3 'ESCHËFTSSTELLE
WWWASTRONOMIE HEUTEDE
WWWSUW ONLINEDE
!LLE0REISEVERSTEHENSICHINKL5MSATZSTEUER0REISËNDERUNGENSINDVORBEHALTEN
36 D A R K S K Y
Abb. 4: Maßvolle Gebäudebeleuchtung dank eines Masterplans in der Hamburger Speicherstadt. (Foto: A. Hänel)
Technische Ausführung Die ist inzwischen sehr vielfältig geworden. Strahler von unten, schräg von unten, von oben. Dann (meist farbige) Leuchten direkt an der Gebäudefassade, die auch etwas Eigenes, Gebäudeunabhängiges darstellen können. Leuchten an der Gebäudefassade, die zum Raum hin abgeschirmt sind und die Fassadenstruktur herausarbeiten oder auf der Fassade ,,malen". Auch eine Beleuchtung vom Innenraum des Gebäudes her ist denkbar und wird vor allem bei großflächigen Glasfassaden realisiert. Außerdem kann die Fassade noch als Projektionsfläche dienen, für Reklame oder für Motive der Stadt (Abb. 3). Leider gelten für alle Fassadenbeleuchtungen zwei Faustregeln: 1) Je dunkler die zu bestrahlende Fassade,
desto größer wird die Lichtleistung der Beleuchtung gewählt (Dummerweise verschluckt die Fassade nicht alles, viel geht auch einfach ,,daneben"). 2) Je heller die Umgebung des Gebäudes ist, desto heller muss auch die Fassade angestrahlt werden. Logo! Fällt ja sonst nicht auf! Um es für die Puristen (Alles muss aus!) vorwegzunehmen: Jede Fassadenbeleuchtung erzeugt Streulicht und zwar bezogen auf die einfallende Lichtenergie ziemlich viel. Das liegt daran, dass die angestrahlte Oberfläche das Licht in alle Richtungen zurückwirft, also nicht nur nach unten, wo der andächtige Betrachter steht, sondern auch in die Horizontale und nach oben. Also: Streulicht pur! Trotzdem sind
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 5: Kugelleuchten strahlen mehr Licht an den Himmel als auf die Straße. (Foto: A. Hänel)
die Nebenwirkungen unterschiedlicher Konzepte in weitem Bereich gefächert. Der Idealfall (und da war dann meist ein Lichtdesigner eingeschaltet) ist ein geschlossenes Beleuchtungskonzept für einen Stadtraum mit dem Ziel, lokal die Lebensqualität zu heben. Die
Flächenbeleuchtung der zugehörigen Straßen, Gehwege und Plätze ist blendfrei und von der Helligkeit her am unteren Ende der üppigen DIN-Werte angesiedelt (Abb. 4). Eine durchdachte, dezente Beleuchtung von Fassaden, ggf. auch von Bäumen, Brunnen, Skulpturen usf. verleiht dem Raum eine einladende, vielleicht sogar unverwechselbare Atmosphäre. Die Fassaden- oder Objektleuchten bestrahlen ihr Ziel von oben nach unten oder sind mit einer Beleuchtungsoptik ausgestattet, die Licht ,,am Ziel vorbei" sicher verhindert. Oder es kommen an der Fassade angebrachte Leuchten zum Einsatz, die jeweils nur Fassadenteile anstrahlen. Hier kann die Beleuchtungsstärke, angepasst an die Umgebungshelligkeit gering gewählt werden, ohne an Effekt zu verlieren. Die Helligkeit der Fassaden wird beim Sicherheitskonzept mit berücksichtigt. Dieser Idealfall wird nur geringen Einfluss auf die Lichtglocke einer Stadt haben. Einer der ,,worst cases" ist das Gewerbeobjekt Typ Schnäppchenhalle. Die Gebäudefassaden aus Metallblechen sind grell mit Scheinwerfern schräg von unten oder von unten angestrahlt, um bei der überdimensionierten Parkplatzbeleuchtung nicht unterzugehen. Die Strahler sind nicht abgeschirmt, einige sind in der Halterung verrutscht und strahlen nur noch in den Himmel. Insgesamt gehen hohe Anteile des Lichts am Gebäude vorbei, zumal der Gittermast mit Firmenlogo auch vom Boden aus getroffen werden soll. Ein solcher Fall (ähnlich auch bei Kirchen anzutreffen) ist Lichtdomerzeugung pur und in der Tat eine der wesentlichen Ursachen der modernen Streulichtentstehung. Städte ohne Flugplätze, große Bahnanlagen (Rangierbahnhöfe) oder Mega-Shoppingmeilen verdanken ihre Lichtdome dieser ,,Hau-drauf-Lichtanwendung" zum überwiegenden Teil.
Abhilfe Abhilfe ist nicht so einfach, denn die technische Lösung löst nur einen Teil des Problems. Die Ziele, die die Fassadenbeleuchtung verfolgt, bleiben voll bestehen, werden sie nicht hinterfragt und das gesamte Umfeld bei der Planung und Umsetzung mit berücksichtigt. Dabei wird der Wunsch eines Unternehmers oder einer (Kirchen-)Gemeinde, mit seinem Objekt aufzufallen, meist über Architekten oder Lichtplaner realisiert. Deshalb ist es wünschenswert, dass diese Planer das nötige Wissen um Wirkungen und Nebenwirkungen haben und nicht nur den
D A R K S K Y 37
Leuchtenkatalog durchblättern. Die meisten Leuchtenhersteller liefern gut bis sehr gut geeignete Leuchten. Auf die abgeschirmten - daher auch Strom sparenden - meist mit Leitoptik versehen Leuchten hinzuweisen, ja diese als intelligente Lösung zu vermarkten, scheint inzwischen üblich und auch verkaufsfördernd zu werden. So läßt sich auch Image befördern: ,,Offene Neonröhre = Ramschladen". Die technische Lösung ist in der Regel die von oben nach unten gerichtete Beleuchtung oder die an der Fassade angebrachte, raumseitig abgeschirmte Beleuchtung. Sind Strahler am Boden unvermeidlich, dann bitte schräg strahlend und mit einer sorgfältigen Abschirmung versehen. Dies funktioniert am saubersten mit einer Optik mit eingebauter Blende a la Diaprojektor. Für Straßenraum- und Parkgestaltungen
werden z. T. Architekten oder Designer beauftragt, die sich auf Lichtgestaltung spezialisiert haben. Die sind mit der insgesamt zu hellen Beleuchtungssituation nicht glücklich, zumal dann, wenn die Blendfreiheit der vorhandenen Beleuchtung nicht gegeben ist. (also bei den meisten auf Plätzen eingesetzten Kegel- und Kugelleuchten (Abb. 5), schon gar nicht bei LED-Reklametafeln). Kompetente Lichtdesigner und offene Bauherren/Gemeinden werden sich auf ein Gesamtkonzept mit eher geringem Beleuchtungsniveau einigen. Warum? Ziel ist die Attraktivität der Lokalisation. Die Menschen sollen auch abends hinströmen, sich an der Gastronomie erfreuen, die Läden besuchen, vielleicht sogar gerne dort wohnen (wollen) und sich gut fühlen. Um dieses Ziel zu erreichen, darf
die Beleuchtung aber nicht zu hell sein, sonst entsteht Stress statt Wohlfühlen, das Gefühl, ,,exponiert" zu sein, sich nicht entziehen zu können. Und solche Gefühlsinhalte stehen dem angestrebten Ziel entgegen. Um die Sensibilität der Planer und Anwender zu erhöhen, Hintergründe und Nebenwirkungen zu vermitteln und ihnen Vorgehensweisen und gute ausgeführte Beispiele an die Hand zu geben, läuft gegenwärtig ein Arbeitskreis unter dem Titel ,,Licht im Freiraum" der Forschungsgesellschaft Landschaftsentwicklung Landschaftsbau (FLL), Bonn mit dem Ziel, eine Handlungsempfehlung herauszugeben. Vielleicht bedeuten dann ,,leuchtende Zeiten" nicht auch ,,streulichtreiche Zeiten".
Lichtverschmutzung: eine Vereinsaufgabe
von Thomas Denner
Als Mitte 2004 ein Skybeamer einer Diskothek am Nachthimmel des für Niederrheinische Verhältnisse noch relativ dunklen Himmels im DeutschNiederländischen Grenzgebiet des Kreises Viersen auftauchte, entschloss sich die Interessengruppe Astronomie e.V. (IgA) aktiv gegen diese Art von Lichtverschmutzung vorzugehen. Thomas Denner wendete sich als Hauptbetroffener durch die schriftliche Beantragung eines Betriebsverbotes erfolgreich an das zuständige Bauordnungsamt. Solche Lichtwerbeanlagen unterliegen der Bauordnung und sind genehmigungspflichtig, was in diesem Falle vom Betreiber einfach übersehen wurde. Folglich dauerte es knapp zwei Wochen bis zur Abschaltung. Um aber einer nachträglichen behördlichen Genehmigung vorzubeugen, kontaktierte Denner daraufhin verschiedene Behörden, um auf die vielschichtigen Nachteile und Gefahren von Skybeamern hinzuweisen und zu sensibilisieren. Die Argumentation lief über Veränderung des Landschaftsbildes, Auswirkungen auf nachtaktive Lebewesen wie Zugvögel, Nachtfalter oder Fledermäuse bis hin zur Gefährdung des Straßenverkehrs, da doch die Wirkungsweise eines Skybeamers der eines Leuchtturms ähnelt und somit ablenkt. Untermauert wurde die Argumentation mit aktuellen Gerichtsurteilen, der Bauordnung des Landes Nordrhein-Westfalen, der
Abb. 1: Die Informationswand der Interessengruppe Astronomie e.V. aus dem Kreis Viersen zum Thema Lichtverschmutzung.
Straßenverkehrsordnung sowie Aspekten der Flugsicherheit. Kurzum wurden das Bauordnungsamt, das Amt für Planung und Umwelt, das Straßenverkehrsamt und die Deutsche Flugsicherung direkt kontaktiert und mit Informationen versorgt. Das Ergebnis war, insbesondere hinsichtlich der Gefährdung des Straßenverkehrs, nach anfänglicher Skepsis, eine Erkennung des Problems und Konsequenzen hinsichtlich zukünftiger möglicher Beantragungen. Insofern ein Erfolg. Der Skybeamer ist bis heute aus! Gerade wegen dieses Erfolgs sollte nun mit der neuen Vereinsaufgabe ,,Aufklärung zum Thema Lichtverschmutzung" nicht Schluss sein. Basierend auf dem Konzept der Initiative Dark Sky wurde ein Energieeinsparungskonzept auf
zwei DIN-A4-Seiten entwickelt, welches mittlerweile bei vielen Gesprächen hinsichtlich Lichtverschmutzung mit gewerblichen Betrieben im Umland, dem Energieversorger vor Ort und auch Behörden übergeben wurde. Es soll zu den wichtigsten Fragen möglichst praxisbezogene Antworten bzw. Anregungen geben. Hierbei ist insbesondere das ökonomische Einsparpotential betont, aber auch ökologische Aspekte und die Himmelsaufhellung, unser Hauptproblem, finden ihren berechtigten Platz. Des weiteren hat der Verein eine Informationswand entwickelt, mit der bei öffentlichen Veranstaltungen auf die Probleme von Lichtverschmutzung aufmerksam gemacht werden soll und mögliche Lösungsansätze aufgezeigt wer-
VdS-Journal Nr. 19
38 D A R K S K Y
den. Erstaunlich ist, insbesondere auf ,,nichtastronomischen" Events, das doch große Interesse und Verständnis selbst für die astronomische Dimension der Lichtverschmutzung. Weiterhin wurden über diese Einrichtung viele Kontakte zu interessensverwandten Kreisen wie z. B. dem NABU (Naturschutzbund Deutschland) hinsichtlich der Lichtökologie geknüpft. Am 23. Februar 2005 war dann die Podiumsdiskussion: ,,Wie hell dürfen die Nächte sein" in Kempen, veranstaltet von der VHS des Kreises Viersen und der Rheinischen Post, vorläufiger Höhepunkt.
Teilnehmer waren Vertreter des dortigen Energieversorgers, der Rheinischen Post, die technische Beigeordnete der Stadt Kempen, Thomas Denner als Vertreter der IgA e.V. und andere. Es fand eine informative Auseinandersetzung der konträren Sichtweisen statt, an der sich auch das gut 30köpfige Publikum rege beteiligte. Interessante Erkenntnis war hierbei die Bestätigung von der Betreiberseite öffentlicher Beleuchtung, dass man bislang zu wenig über das Problem Lichtverschmutzung weiß und räumte sehr wohl Einsparpotential und Informationsbedarf ein.
Genau dort soll unsere weitere Vereinsarbeit ansetzen, nämlich Informationen für ein möglichst breites Spektrum, um gerade auch so verklärt-naive Begriffe wie ,,Ins richtige Licht setzen" oder ,,Ästhetik von Lichtinszenierungen" zu versachlichen. Die berechtigte anfängliche Skepsis, ob man gegen Lichtverschmutzung erfolgreich vorgehen könne, hat sich mittlerweile auch im Verein gelegt. Ganz im Gegenteil, diese Arbeit ist sogar zu einer festen Vereinsaufgabe geworden.
Dunkler Himmel über der Lausitz
von Rüdiger Mönch
Abb. 1: Eingangsbereich der Erlebniswelt Krauschwitz.
Mit der Dark Sky Problematik fing es eigentlich mit dem Bau meiner kleinen Privatsternwarte in Krauschwitz / Oberlausitz (Sachsen) an. Als die Astrokuppel vor 10 Jahren auf das Wohnhaus gesetzt wurde, war es in der Nachbarschaft so richtig dunkel; eine traumhaft schöne Milchstraße war zu sehen. Später wurde ein Vier-Sterne-Hotel in die Nachbarschaft gebaut, danach folgte noch ein Spaßbad. Die Planer des Bades rieten mir, meine Sternwarte zu verlegen. Jedoch ließ ich nicht locker und man baute die Erlebniswelt in Krauschwitz (sicherlich nicht nur mit meinem Dazutun) mit einem massiven Holzdach und auch mit der Beleuchtung wurde nicht übertrieben. Im Einvernehmen mit dem jetzigen Geschäftsführer des Bades durfte ich an einer Außenlampe Tests mit Innenblenden durchführen. Der Erfolg ist auf beiliegendem Bild zu sehen. Mittlerweile gründe-
VdS-Journal Nr. 19
ten wir im vergangenen Jahr in unserer Region den Verein Lausitzer Sterngucker e.V. (www.lausitzer-sterngucker.de). Die Mitglieder des Vereins haben sich in ihrer Präambel u. a. zu einem dunklen Sternhimmel über der Lausitz bekannt. Die Sterngucker, die in Nordostsachsen und Südostbrandenburg mit ihren privaten Teleskopen mehrmals im Jahr zu öffentlichen Astrotreffs einladen, wohnen aufgrund der Randlage zur Republik Polen entlang des Grenzflusses Neiße in einer noch relativ unberührten Naturregion. In der Neißeaue zumindest kann das Auge nach Osten (Richtung Polen) und Süden (Richtung Truppenübungsplatz Oberlausitz) bis zur Horizontregion noch funkelnde Sterne erkennen. Kommt man jedoch weiter in die westliche Richtung erscheinen die Lichtkegel der Großen Kreisstadt Weißwasser/Oberlausitz und des Braunkohletagebaues (über Tage!!) sowie des Kraftwerkes der Vattenfall
Europe AG. Derzeit bereiten Mitglieder des Vereins zusammen mit benachbarten Vereinen und Sternwarten in Sachsen (z. B. Görlitz, Sohland, Radebeul) eine Petition für den Sächsischen Landtag vor, die in der Erstellung einer Lichtleitlinie hinausläuft. Unterstützung finden die Lausitzer Sterngucker natürlich auch in der Dark-SkyFachgruppe der VdS. Das nächste große Ziel der Sterngucker ist eine Zusammenarbeit mit der Brandenburgisch Technischen Universität in Cottbus. Derzeit bestehen erste Kontakte zur Fakultät Architektur, Bauingenieurwesen und Stadtplanung. Die Sterngucker sehen gerade in der Arbeit der Studenten einen zukünftigen vernünftigen Umgang mit unserem wertvollen Kulturgut Sternenhimmel. Als Vorsitzender des Vereins beschäftige ich mich neben dem Betreiben einer öffentlich zugänglichen Privatsternwarte seit geraumer Zeit mit der Kommunalpolitik. Im Gemeinderat der Gemeinde Krauschwitz war ich in der vergangenen Zeit Vorsitzender des Bau- und Planungsausschusses. Zwar sollte in dieser Funktion nicht alles Licht abgeschaltet werden, aber man kann schon entscheidende Planungen in der Kommune mitentscheiden!! Wenn man mit kommunalen und wirtschaftlichen Entscheidungsträgern immer wieder Gespräche führt, an Stadtplanungen interessiert ist und ernsthaft mitarbeitet; ich glaube es kann auch ein Funke Dark Sky überspringen.
T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K 39
Die Berechnung des Taupunkts meines Teleskops
Oder: Wie ich beurteile, ob mein Teleskop heute Nacht mit Taubildung kämpfen wird
von Matthias Bopp
Es gibt viele Diskussionen bezüglich des Einsatzes einer Taukappe und/oder einer Taukappenheizung an einem Teleskop. Während der Einsatz einer Taukappe auch wegen der zusätzlichen Unterdrückung von Streulicht praktisch generelle Zustimmung findet, wird die Anwendung einer Taukappenheizung durchaus kontrovers diskutiert. Die Nachteile der Heizung sind vor allem deren Stromverbrauch sowie ihr potentiell negativer Einfluss auf die optische Qualität des Teleskops durch thermische Verspannungen. Vor allem beim portablen Einsatz unter Einsatz wieder aufladbarer Batterien muss mit der elektrischen Energie sorgsam umgegangen werden, damit deren Mangel nicht zu einem vorzeitigen Ende einer Beobachtungssitzung führt. Inspiriert von einem Artikel von Dave Cole [2] aus der NexStar Yahoo-Gruppe entstand die folgende Vorgehensweise, welche ich anhand meines NexStar N11GPS Schmidt-Cassegrain-Teleskops aufzeigen werde. Natürlich ist sie leicht auf andere Teleskoparten übertragbar. Sie beruht auf einem preiswerten Sensormodul der Firma Conrad Electronic [1], welches die folgenden Messfunktionen bietet: Uhrzeit, relative Luftfeuchte, zwei Temperaturen (s. Abb. 1 und 2). Einer der Temperatursensoren ist in das Sensormodul fest integriert, der andere ist mit ihm mittels eines Kabels verbunden und kann so abgesetzt betrieben werden. Normalerweise wird der integrierte Temperatursensor für das Messen einer Innenraumtemperatur verwendet, während der abgesetzte Sensor für das Ermitteln von Außentemperaturen gedacht ist. Ähnliche Geräte gibt es sicherlich von verschiedenen Herstellern. Wichtig bei der Auswahl ist eine Auflösung der Temperaturanzeige von 0,1 Grad C - gemeint ist die Auflösung, nicht die absolute Genauigkeit. Warum dies nötig ist wird Ihnen später in diesem Artikel noch deutlich werden. In den Abbildungen 3 bis 6 wird gezeigt, wie das Kabel des externen Sensors einfach vom Anzeigegerät bis zur Schmidtplatte eines N11GPS verlegt werden kann. Hierzu nutze ich die Tatsache, dass die von mir eingesetzte 3''-Schwalbenschwanzschiene
Abb. 1: Das Gerät hat eine dreizeilige LCDAnzeige und kann wahlweise beide Temperaturen sowie die relative Luftfeuchtigkeit messen.
der Firma Baader Planetarium hohl ist. Damit erlaubt sie den Außensensor samt Kabel hindurch zu fädeln und anschließend mittels eines doppelseitigen Klebebandes am Metallring, welcher die Schmidtplatte sichert, zu befestigen. Wie Sie sehen können, ist das Kabel so dünn, dass man weiterhin die Abdeckkappe des N11GPS problemlos aufsetzen kann, ohne den Sensor vorher entfernen zu müssen. Die LCD-Anzeige des Gerätes ist im Originalzustand mit einer grünen Hintergrundbeleuchtung ausgestattet. Ich habe sie modifiziert, indem ich die grüne Gummikappe im Inneren des Gerätes entfernt und das Miniaturlämpchen mittels rotem Nagellack eingefärbt habe. Nun ist die Anzeige angenehm rot beleuchtet, was die Dunkeladaption der Augen schützt. Der Taupunkt kann aus der relativen Luftfeuchtigkeit RH sowie der Umgebungstemperatur Tamb berechnet werden. An dieser Stelle soll auf eine exakte Herleitung der Formel verzichtet werden.
Abb. 2: Hier wird die Zeit, Außentemperatur und relative Luftfeuchtigkeit angezeigt. Damit kann man das Gerät auch sehr praktisch als Uhr am Teleskop verwenden, wenn es gerade nicht zur Ermittlung des Taupunktes benötigt wird.
Wen diese interessiert, kann das auf meiner Homepage www.dd1us.de nachlesen. Das Diagramm (Abb. 7) habe ich an den Tubus meines NexStar-Teleskops geklebt und erlaubt mir so eine einfache Ermittlung des Taupunktes in Grad C. Um diesen zu ermitteln, wählen Sie zunächst die zu Ihrer aktuellen Umgebungstemperatur (Tamb) am nächsten liegende Kurve aus. Nun wählen Sie auf der x-Achse die aktuelle relative Luftfeuchtigkeit in % aus und lesen am Schnittpunkt mit der ausgewählten Kurve schließlich auf der y-Achse den Wert für den aktuellen Taupunkt ab.
Hier nun 2 Beispiele um die Vorgehensweise zu verdeutlichen:
Beispiel 1: RH = 30% / Tamb = 25 Grad C / ergibt einen Taupunkt von 6,2 Grad C Eine Taubildung ist sehr unwahrscheinlich, da hierfür die Temperatur der Schmidtplatte unter 6,2 Grad C, also fast 20 Grad
VdS-Journal Nr. 19
40 T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K
von 0,1 Grad C wählen sollte. Ferner können Sie die gemessenen Temperaturen bzw. die Temperaturdifferenz auch nutzen um zu beurteilen, in wie weit Ihr aus dem warmen Haus in die kalte Nacht gestelltes Teleskop bereits ausgekühlt ist und seine optimale optische Leistung erreicht hat.
Abb. 3: Kabel wird durch die hohle Schiene geführt.
Abb. 5: Sensor an Schmidtplatte montiert.
Abb. 4: Front des optischen Tubus mit Kabel aus Schiene.
Abb. 6: Abdeckkappe des Tubus aufgesetzt, Kabel stört nicht.
Literatur- und Quellenhinweise: [1] Conrad Electronic - www.conrad.de - die
Bestellnummer des Sensormoduls ist 640202, der Preis liegt bei 17,95 Euro [2] Dave Cole`s Website www.nexstar11.com (leider nicht mehr verfügbar) [3] Campbell Scientific - Tech. Note 16: "Calculating dew point from relative humidity and air temperature" [4] Willow Technologies Ltd. - Application Note Dewpoint calculation [5] F.A.Berry Jr., 1945: "Handbook of Meteorology", McGraw-Hil Book Company, p. 343 [6] Bob Hardy: Thunder Scientific Corporation, Albuquerque, NM, USA [7] Proceedings of the 3rd international Symposium on Humidity & Moisture Teddington, London, UK 4/98
unter die Umgebungstemperatur fallen müsste.
Beispiel 2: RH = 70% / Tamb = 5 Grad C / ergibt einen Taupunkt von 0 Grad C Eine Auskühlung der Schmidtplatte um nur 5 Grad C auf 0 Grad C kann bereits zur Taubildung führen. Da dies recht schnell erfolgen kann ist in diesem Beispiel also eine Taubildung recht wahrscheinlich, falls keine Taukappenheizung verwendet wird.
Zusammenfassung Mit Hilfe des Diagramms sollte es Ihnen nun auf einfache Weise möglich sein, zu beurteilen, wie groß die Wahrscheinlichkeit ist, dass sich Tau auf Ihrem Teleskop bilden wird. Indem Sie aus den beiden Parametern Umgebungstemperatur und relativer Luftfeuchtigkeit den Taupunkt ermitteln und diesen mit der Temperatur Ihrer Schmidtplatte bzw. Ihrer Optik vergleichen, können Sie nun leicht entscheiden, ob Sie Ihre Taukappenheizung einschalten sollten. Hierdurch, sowie durch
VdS-Journal Nr. 19
die Maßnahme Ihre Heizleistung gerade so einzustellen, dass die Temperatur Ihrer Schmidtplatte knapp über dem Taupunkt gehalten wird, können Sie in erheblichen Maße elektrische Energie sparen. An diesem Punkt wird nun auch klar, warum man ein Messgerät mit einer Auflösung
Abb. 7: Diagramm zur einfachen Ermittlung des Taupunktes.
T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K 41
Rotlicht als energiesparende LED-Lampe
von Marius Küttner
Abb. 1: 12-Volt-LED-Spot mit 12 roten Leuchtdioden angeschlossen am Power-Panel.
Abb. 2: Telefonhörer-Spiralkabel mit mini-Klinkenstecker 3,5mm und LED-Spot.
Bereits in den ersten Beobachtungsnächten vermisste ich beim Blättern in Lektüre, bei der Nutzung der Sternkarte und anderen Handgriffen eine Rotlicht-Quelle, die mich einerseits freihändig agieren lässt und andererseits mir immer wieder anfallende Kosten für Batterien erspart. So überlegte ich und kam nach einiger Zeit zur Lösung. Da die MEADE LX200Teleskope vom Werk aus über ein PowerPanel mit 12-Volt-Ausgang verfügen, fiel mir ein, diese doch dafür zu nutzen. Ich bestellte bei Conrad-Elektronic einen 12Volt-LED-Spot mit 12 roten Leuchtdioden (... natürlich wegen der Dunkeladaption der Augen), wie man ihn ja als GlasReflektor für Niedervolt-Halogensysteme kennt, und einen 3,5-mm-Klinkenstecker, wie man ihn vom Walkman-Kopfhörer
her kennt, nur eben mono!! Ein vorhandenes Telefonhörer-Spiralkabel diente mir zur Verbindung dieser Einzelteile. Das Spiralkabel hat den Vorteil, dass es sich nicht so schnell verheddert, stets über die gewünschte Länge verfügt und zudem noch zur ,,Optik" der ja bereits vorhandenen anderen Spiralkabel passt. Für einen handwerklich nur halbwegs begabten Laien dürfte es kein Problem darstellen, den 3,5-mm-Stecker an das eine Ende zu löten, zumal die Polarität auch noch völlig egal ist (Gleichrichter für die LEDs ist bereits im Spot integriert). Die Spot-Anschlüsse (Metallstifte) verlötete ich mit dem anderen Ende des Spiralkabels und vergoss sie mit Epoxidharz (geht aber auch normaler Zweikomponenten-Kleber) in einer Messinghülse. An Stelle der Messinghülse
kann man jedoch auch ein beliebiges Stück normales Eisen-/Plastik-/Alu-Rohr nehmen, wenn man am KabelausgangsEnde zum Beispiel eine Unterlegscheibe verklebt. Die LEDs entwickeln eine kaum wahrnehmbare Eigenwärme und verbrauchen nur sehr sehr wenig Strom! Allein für das bessere Aussehen habe ich den normalerweise weißen Reflektorkörper und die Messinghülse mattschwarz gespritzt und mit einem Meade-Aufkleber versehen. Es fügt sich somit meiner Meinung nach einfach besser ins vorhandene Equipment ein J. Der auf den Bildern zu sehende Karabinerhaken dient lediglich zur Fixierung am Stativ, habe es auch schon mit einem Magneten versucht - klappt ebenso gut.
Längsverschiebbare drehbare Rohrschelle
von Walter Rapp
Zu meinem Meade LXD 55 besitze ich zwei Tuben mit 8'' und 10'' Öffnung, die über eine Schwalbenschwanzkupplung, an der selben Montierung betrieben, recht leicht auszutauschen sind. Ärgerlich ist natürlich, und deswegen wurden Thomas Grunge und im letzten Jahr auch ich aktiv, wenn sich beim Ändern des Beobachtungsobjektes dann zumeist der Okulareinblick an einer ungünstigen Stelle befindet. Also sann ich auf Abhilfe. Doch anders als Thomas
Grunge ging ich von der Überlegung aus, dass bei einem Newton die Okularseite praktisch immer nach oben, also Richtung Sonne, Mond und Sterne zeigt und der Tubus nur an einem Wegrutschen Richtung Hauptspiegel gehindert werden muss, wenn die Verbindung Rohrschellen/Tubus
Abb. 1: Längsverschiebbare drehbare Rohrschelle mit Kunststoffrollenlagern.
VdS-Journal Nr. 19
42 T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K
nur so weit angezogen wird, dass sich der Tubus noch einigermaßen leicht drehen lässt. Also ließ ich von einem Flaschner (Spengler) zwei Alu-Flachbänder so auf Maß rund biegen, versah diese dann mit Winkeln, Gewinde und Schrauben mit Flügelmuttern. Im Ring herum kamen noch je vier Kunststoffrollenlager dazu, die an der Rohrschelle entlang lau-
fen (siehe Bild). Die Sache funktioniert gut. Vor allem kann ich die Tuben leicht längs verschieben. Wenn ich nämlich das Bino oder die Kamera am Okularauszug befestigt habe, wird der Aufbau gegenüber der Montierung sehr schnell kopflastig, was ausgeglichen werden muss. Ich kann das durch Lösen des Alu-Ringes, Längsverschieben des Tubus um die
erforderlichen Zentimeter, Andrücken des Alu-Ringes an die Rohrschelle, Anziehen mit der Flügelmutter und der Tubus ist wieder im Gleichgewicht. Thomas Grunge müsste in diesem Falle wohl mit Ausgleichsgewichten arbeiten, da seine Anordnung starr ist.
Eine verbesserte Fassung für einen Refraktor 70/700
von Frank und Peter Ziegenhein
Wer ein so relativ kostspieliges Hobby wie Astronomie betreibt und nicht über ein üppiges Bankkonto verfügt, dürfte auf der Suche nach kostengünstigen Alternativen sein, wenn das Instrumentarium erweitert werden soll. Seit einiger Zeit werden besonders kostengünstige Massenprodukte chinesischer Herkunft angeboten. Da wir für ein größeres Fernrohr ein Leitrohr benötigten, wurde ein Internetauktionshaus genutzt, um den Tubus eines Fraunhoferrefraktors 70 mm / 700 mm für ein paar Euro zu ersteigern. Diese Fernrohre werden unter verschiedenen Marken angeboten. Die Testberichte über diese Fernrohre reichen von überschwänglichem Lob bis zu vernichtender Kritik. Unser Fernrohr erwies sich beim ersten Test am Himmel als unbrauchbar. Sterne waren undefinierte, farbige lang gezogene Kleckse und beim Saturn wurde der Ring mit einem orthoskopischen 10mm-Okular von Zeiss gerade so als solcher erkannt. Da schon mehrfach Amateure Chinaprodukte verbessert haben, entschlossen auch wir uns zu basteln. Es ist anzunehmen, dass die Linsen unseres Refraktors in Ordnung sind. Linsen können als Massenware großtechnisch hergestellt werden und es kann davon ausgegangen werden, dass durch die Technologie der Massenherstellung auch die Toleranzen einigermaßen eingehalten werden. Aufwändiger ist es da schon die Linsen präzise zu fassen. Die Fassung unseres Refraktors bestand aus Plastik, und die Objektivlinsen wurden von einem schief eingesetzten und mit der Fassung verklebten Ring gehalten. Nachdem der Ring mit sanfter Gewalt entfernt wurde, mussten wir feststellen, dass die Linsen in der Fassung gehörig Spiel hatten. Ähnliches wurde auch schon in anderen Berichten
VdS-Journal Nr. 19
erwähnt. In [4] wird vorgeschlagen, das Spiel durch Tesafilm zu beseitigen. Dies ist sicher ein gangbarer Weg. Allerdings haben wir Zweifel, ob eine Fassung aus Plastik in der vorliegenden Form überhaupt geeignet ist, Linsen mit der erforderlichen Präzision über eine längere Zeit bei intensiver Nutzung stabil zu fassen. Da wir über eine Drehbank verfügen, haben wir uns deshalb entschlossen, eine entsprechend steife Fassung aus Aluminium anzufertigen. Nun ist Aluminium zwar auch nicht das ideale Material für Präzisionsfassungen, aber selbst Zeiss Jena hat kostengünstige astronomische Optik in Alu gefasst. Da bei anderen chinesischen Objektiven schon festgestellt wurde, dass der Abstand beim original gefassten Objektiv zu groß ist [3][4], stellte sich auch uns die Frage nach dem richtigen Linsenabstand. Die Linsen bei unserem Objektiv wurden von
Abb. 1: Betrag der maximalen Schnittweitendifferenz über die Öffnung in Abhängigkeit vom Abstand der Einzellinsen.
einem etwa 2 mm breiten Ring auf Abstand gehalten. Bei Fraunhoferobjektiven werden die Linsen gewöhnlich durch dünne Plättchen auf Abstand gehalten. Mit dem Abstand zwischen den Linsen ändert sich der Öffnungsfehler des Objektivs. Öffnungsfehler (auch als sphärische Aberration bezeichnet) bedeutet, dass nicht alle achsenparallele Strahlen, die mit verschiedenen Einfallshöhen durch das Objektiv fallen, in einem Brennpunkt vereinigt werden. Außerdem ändert sich mit dem Linsenabstand auch der Farbfehler des Objektivs. Es wird aber davon ausgegangen, dass das Objektiv so korrigiert wurde, dass der geringste Farbfehler bei dem Linsenabstand erreicht wird, für den auch der Öffnungsfehler minimal ist. Da die Optikdaten des Objektivs nicht bekannt sind und auch kein präzises Sphärometer zur Verfügung steht, haben wir überlegt,
Abb. 2: Öffnungsfehler bei einem Linsenabstand von 1,8 mm, dargestellt als Schnittweitendifferenz zur Schnittweite auf der optischen Achse bei verschiedenen Einfallshöhen.
T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K 43
wie der Linsenabstand trotzdem abgeschätzt werden kann. Formeln zur Optikrechnung finden sich in [1] und [2]. Es wird angenommen, dass die Linsen aus Glas bestehen, das ähnliche optische Eigenschaften wie BK7 und F2 hat. Dies sind die kostengünstigsten Gläser. Außerdem ergeben Sondergläser in der Regel angespanntere Objektivkonstruktionen mit stärkeren Radien. Aus der Achromasiebedingung ergeben sich für ein Objektiv mit 700 mm Brennweite aus Bk7 und F2 Brennweiten von 304,4 mm und -538,6 mm für die Einzellinsen. Der negative innere Radius wurde mit Foucaulttest zu -240 mm bestimmt. Die beiden inneren Radien waren bei unserem Objektiv fast gleich, die Linsen passten bis auf ein paar Newtonringe aufeinander. Mit der Annahme gleicher innerer Radien lassen sich die fehlenden Radien aus den Brennweiten berechnen. Für das so berechnete Objektiv wurde der Öffnungsfehler auf der Achse mit den Formeln zur Durchrechnung von Meridionalstrahlen aus [2] berechnet. Als Maß für den Öffnungsfehler auf der optischen Achse kann der Betrag der maximalen Schnittweitendifferenz dienen. Als Schnittweite wird der Abstand des Schnittpunkts des Strahls mit der optischen Achse vom Scheitel der letzten Linse bezeichnet. Wenn man, beginnend von der optischen Achse, zum Linsenrand Strahlen durch das Objektiv durchrechnet und die jeweiligen Schnittweiten berechnet, erhält man die maximale Schnittweitendifferenz, indem man die größte Differenz zwischen den Schnittweiten bestimmt. Ein Minimum der maximalen Schnittweitendifferenz ergab sich bei einem Linsenabstand von etwa 1,8 mm (Abb. 1). Die Schnittweitendifferenz über die Einfallshöhe bei einem Linsenabstand von 1,8 mm ist in der Abbildung 2 dargestellt. Zu bemerken ist, dass näherungsweise mit dünnen Linsen gerechnet wurde. Eine Kontrollrechnung mit dicken Linsen erbrachte ebenfalls das Ergebnis, dass das Öffnungsfehlerminimum bei ca. 2 mm liegt. Damit scheint bei unserem Objektiv der Ring, der sich zwischen den Objektiven befand, korrekt dimensioniert zu sein. Da ein solch dünner Ring schwer zu drehen ist, und der vorhandene Ring recht gut gefertigt war, wurde dieser wieder verwendet. Die fertige Fassung im Rohzustand noch ohne entsprechende Schwärzung ist in der Abbildung 3 zu sehen. Die Fassung ist
justierbar. Das Objektiv wird durch einen dünnen Aluring gehalten. Zur Realisierung einer federnden Dreipunkthalterung wurde der Ring geschlitzt und es wurden drei Auflageflächen aus dünnem Blech aufgeklebt. Der Ring selbst wird mit drei Madenschrauben gehalten und ist nicht als Vorschraubring ausgeführt. Der Test am Himmel zeigte mit einem orthoskopischen 4-mm-Okular von Zeiss fast perfekte Beugungsscheiben. Beim Defokussieren lässt sich kein Öffnungsfehler erkennen. Lediglich eine leichte Koma ist auf der Achse zu bemerken. Offensichtlich ist der Plastering zur Abstandshalterung doch nicht perfekt parallel. Allerdings ist die Koma so gering, dass es sich nach unserer Einschätzung immer noch um ein gutes Objektiv handelt. Nach den üblichen Verbesserungsmaßnahmen am Tubus (Auszug kürzen, Blenden korrigieren, Tubus innen mit Mattlack schwärzen) verfügen wir jetzt über ein recht gutes Fernrohr. Aufgrund der gemachten Erfahrungen glauben wir jetzt auch Testberichten, die das Fernrohr loben. Offensichtlich existieren Exemplare, in denen die Linsen zufällig richtig zentriert und nicht verkippt sind. Es ist nur schade, dass die Fernrohre solch minderwertige Fassungen besitzen. Mancher Anfänger wird sicher von weiterer Himmelsbeobachtung abgeschreckt, wenn er ein solch schlechtes Exemplar wie unseres erwischt.
Literaturhinweise [1] G. D. Roth (Hrsg.), 1989: ,,Handbuch
für Sternfreunde", Springer Verlag, Berlin, Heidelberg [2] H. Haferkorn, 1980: ,,Optik", VEB Deutscher Verlag der Wissenschaften, Berlin
Abb. 3: Verbesserte Fassung im Rohzustand.
[3] B. Weisheit, 2004: ,,Der 127-mmRefraktor AR-55 von Meade", Sterne und Weltraum 12/2004, 74
[4] M. Korff-Karlewski, 2001: ,,Der SkyWatcher 150/1200", Sterne und Weltraum 7/2001, 570
INSERENTENVERZEICHNIS
AME
112
APM Teleskopes, Saarbrücken
11
Astrocom, Gräfelfing
15
astronomie.de
67
Astro-Shop, Hamburg
U2
53
Baader Planetarium
U4
Intercon Spacetec GmbH,
73
Augsburg
Kosmos, Stuttgart
23
Marco Klüven
71
Meade Instruments Europe,
55
Borken
Gerd Neumann jr., Hamburg
61
83
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, 130 Münster
Photo Universal
21
Spektrum der Wissenschaft
35
Verlagsgesellschaft mbH,
137
Heidelberg
VdS-Journal Nr. 19
44 T I P P S & T R I C K S Z U R A S T R O T E C H N I K
Mythen und Legenden: ,,Glas fließt, mein Spiegel verformt sich mit der Zeit und muss nachpoliert werden"
von Stathis Kafalis
Nach wie vor hält sich auch in der Astroamateurszene der Mythos, dass Glas eine ,,erstarrte Flüssigkeit" sei [1] [2], die unter Einwirkung des Eigengewichts sich mit der Zeit verforme. Begründet wird diese Behauptung mit den alten Kirchenfenstern, die unten dicker sind als oben. Richtig ist jedoch, dass Glas definitiv ein Festkörper ist, bei dem sich die Moleküle nicht gegeneinander verschieben, jedenfalls nicht bei Temperaturen, bei denen wir es benutzen (Festkörperphysiker sprechen von einer unendlich hohen Viskosität [3]). Im Gegensatz zu den meisten anderen Festkörpern (z. B. Metalle) sind bei Glas jedoch die Moleküle nicht in einer regelmäßigen Kristallstruktur angeordnet - man spricht von einem amorphen Körper. Das ist u. a. der Grund, warum Glas so gut als Werkstoff für Präzisionsoptik geeignet ist, denn durch diese Eigenschaft lässt es sich bis zur Molekülgröße glatt und gleichmäßig polieren. Würde Glas wirklich fließen, würden die enorm schweren Linsenobjektive der Großrefraktoren der Jahrhundertwende längst unbrauchbar geworden sein. Warum sind nun aber die alten Kirchenfenster unten dicker? In [3] wird vermutet, dass man damals die Scheiben nicht mit gleichmäßiger Dicke herstellen konnte und man sie einfach aus Stabilitätsgründen mit der dicken Seite nach unten aufstellte. Soweit so gut, aber ganz so eindeutig ist die Geschichte dann doch wieder nicht. Gemäß einigen Aussagen erfahrener Astroamateure und Optikprofis würden sich vorhandene Spannungen im Glas auch bei Zimmertemperatur mit der Zeit ganz langsam abbauen und könnten bewirken, dass sich der Spiegelträger dauerhaft unregelmäßig verformt. Ich habe dazu keine eigenen Erfahrungen machen können. Mit Bestimmtheit kann ich jedoch sagen, dass intern verspanntes oder inhomogenes Glas ohnehin für Präzisionsoptik unerwünscht ist, da es sich ungleichmäßig poliert und sich bei Temperaturänderung ,,verwirft", ähnlich wie ein heißes Backblech, auf das man lokal kaltes Wasser gießt. Wer also einen Spiegel aus weitestgehend spannungsfreiem, schlierenfreiem
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 1: Ein Rohling mit internen Spannungen, hier sichtbar als sog. ,,Satanskreuz" und farbigem Rand im Polfiltertest [4]. So etwas taugt höchstens als Schleifwerkzeug.
und homogenem Material hat (geringe Restspannungen sind nur bei Linsenoptik unter Sonderanwendungen von Belang, für Astrooptik jedoch nicht weiter tragisch), kann sicher sein, dass dessen Form erhalten bleibt, egal wie er dabei gelagert wird.
Literaturhinweise [1] http://www.astrotreff.de/topic.asp?
TOPIC_ID=6436 [2] http://www.astrotreff.de/topic.asp?
TOPIC_ID=15919 [3] http://dwb.unl.edu/Teacher/NSF/C01/
C01Links/www.ualberta.ca/~bderksen/ windowpane.html [4] http://www.astrotreff.de/topic.asp? TOPIC_ID=3338
SMART ,,Ich versuche mir das vorzustellen, Jungs: Ein SMART in 'ner Umlaufbahn
um den Mond... wie soll'n das gehen???"
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 45
Das Zeiss SilverTwin
von Stefan Hammel
Die kleinen Objektive von Zeiss, welche die Firma Baader in ihrer Werbung anbot, sprachen mich schon einige Zeit an. Versprachen die 50/540-Objektive doch eine gute Abbildungsqualität im Vergleich mit den kleinen Einsteigerfernrohren fernöstlicher Marken. Besonders bei der Sonnenbeobachtung erhoffte ich mir durch den kleinen Objektivdurchmesser eine zum Vergleich mit größeren Objektivöffnungen eine ruhige und scharfe Abbildung. So bestellte ich mir am 30.11.2001 eines dieser Objektive. Als ich dann feststellte, dass das Objektiv mit Fassung eine Größe hat, mit der sich recht unkompliziert ein Doppelfernrohr bauen ließ, denn zwei Objektive dieser Größe passen mit Tubus für meinen Augenabstand gerade noch nebeneinander, bestellte ich kurz darauf ein zweites Objektiv. Zu meinem Glück fanden sich passende Tuben bereits in meinem Materialbestand: Zwei Säulen der Tal M (oder Siberia) -Teleskope sollten sich als vortrefflich eignen. Von diesen Tal-Teleskopen hatte ich günstig insgesamt drei Stück für das ,,Mahagoni-Bino" und den ,,Micro-Dobs" gebraucht gekauft und ausgeschlachtet. Okularauszüge sind sehr teuer, so hat es sich günstig ergeben, dass ich die vorhandenen 1,25-ZollOkularauszüge für das ,,9-Zoll-BinO-Owl" gegen 2-Zoll-Auszüge austauschen wollte. So konnte ich nun die kleinen für das SilverTwin verwenden.
Die Tuben Die Tal-Säulen mussten erst einmal auf das passende Außenmaß gedreht werden. Zum Glück sind die Rohre in der Mitte durch ein Rundgewinde teilbar (welches sich später positiv für geringes Transportmaß und Kollimation auswirken sollte), so konnten die recht dickwandigen Rohre auch von innen dünner gedreht werden. Da mein Augenabstand 60,5 mm entspricht, hatte ich die Rohre zusammen auf das Maß von 58,8 mm abgedreht, um noch etwas ,,Luft" zur Augenabstandskorrektur zu haben. Die Rohrstücke wurden dann von innen dünner gedreht, um das Gewicht der Rohre zu reduzieren. Was erst mal etwas quälend war, stellte sich später als positiv heraus: Der Innenausdrehmeißel vibrierte beim Drehen dermaßen stark, so dass ich beim Drehen einen Gehörschutz brauchte. Letztendlich entstand dabei aber eine schöne raue Oberfläche, so dass ich mir das
Auskleben mit Samt später ersparen konnte und ich einfach alles mit Schultafellack einpinseln konnte (ich wusste sowieso noch nicht wie ich den Samt in die 45 mm engen Rohre bekommen sollte). Die Aufnahmen für die Objektive drehte ich 0,4 mm größer als die Objektivfassungen, nämlich auf 56,4 mm. Dort habe ich dann einige Streifen Samt eingeklebt, damit die Objektive recht stramm eingesetzt werden konnten. Für Justierschrauben blieben bei dem dann 1,2 mm Wandstärke der Rohre kein Platz mehr. Dadurch dass die jeweils geteilten Tuben mit einem Rundgewinde versehen sind, können sie durch das beim Rundgewinde typischen Spiel, beim Zusammenschrauben der Rohre die Objektive gut kollimiert werden, wenn man dabei ein Chesire-Okular verwendet. Die Aufnahmen für die 1,25-Zoll-Auszüge sollten 2 Zoll Steckmaß betragen, damit später noch 2-Zoll-Okulare verwendet werden können.
Die Okularauszüge Damit ich die Auszüge auf 2 Zoll Steckmaß anpassen konnte, mussten auch die Auszüge noch stark modifiziert werden. Da bei den 1,25-Zoll-Auszügen von JMI zwar eine große Auflageplatte (wie bei den 2-Zoll-Auszügen) vorhanden ist, diese aber zur Gewichtsreduzierung unten ausgedreht wurde, musste ich zwei runde Stücke passgenau einsetzen, damit wieder ,,Fleisch" da war. Diese wurden dann verschraubt und dann konnten die Auszüge außen auf 2 Zoll Steckmaß abgedreht werden.
2 Zoll! Damit das Bino auch im 2-Zoll-Betrieb funktioniert, brauchte ich noch einen
Abb. 1: Das beobachtungsfertige Zeiss SilverTwin.
zweiten 2-Zoll-Zenitspiegel. Da für die 2 Zoll üblichen schwachen Vergrößerungen die Qualität des Spiegels nicht so hoch sein musste, besorgte ich mir gebraucht einen günstigen. Nun mussten aber beide Zenitspiegel von der Breite noch etwas abnehmen, damit sie nebeneinander passen. So wurden beide unter die Fräsmaschine gespannt und jeweils 3 mm runtergefräst, dann passten beide mit noch etwas Luft in die 2-Zoll-Aufnahme der Tuben. Fokussiert wird dann durch Verschieben der Okulare in den Steckhülsen der Zenitspiegel (die 1,25-Zoll-Auszüge müssen dann ja komplett raus), das geht bei 18facher Vergrößerung noch sehr gut. Die Okulare stehen dann noch 10 mm aus den Steckhülsen der Zenitspiegel raus, sie stecken also noch ausreichend tief drinnen.
Objektivdurchmesser: Brennweite: Maße mit 1,25-Zoll-Okularauszügen:
Länge:
Breite: Höhe: Gewicht: Verstellbereich Augenabstand: Größtes wahres Gesichtsfeld bei 2 Zoll: Größtes wahres Gesichtsfeld bei 1,25 Zoll:
Tab. 1: Eckdaten des Selbstbaus
50 mm 540 mm
480 mm (zerlegt längstes Teil 200 mm) 17,5 mm 90 mm 2,9 kg 60 - 63 mm 4,2 Grad 3 Grad
VdS-Journal Nr. 19
46 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Die Rohrhalterungen ... ... habe ich aus 9 mm Multiplex Birke angefertigt. Mit Hilfe einer kleinen Oberfräse wurden die zwei Doppelringe außen ausgefräst. Mit diesem kleinen Fräsgerät hat das über zwei Stunden gedauert. Mit der Lochsäge habe ich dann die Löcher gebohrt und diese auf das passende Maß der Tuben aufgeschliffen. Für den rechten Tubus habe ich die Bohrung noch um zwei Millimeter größer aufgeschliffen, damit das zweite Rohr justierbar gelagert werden kann. Für die Justierschrauben habe ich von außen an jedem Doppelring drei Löcher für die Aufnahme einer Messinggewindehülse gebohrt. Diese wurde durchbohrt, das Gewinde tiefer geschnitten, von innen in die Doppelringe gesteckt und mit Epoxydharz eingeklebt. Durch den Senkkopf der Gewindehülse kann sie nicht nach außen durch das gebohrte Loch rutschen, wenn eine Schraube den Tubus festklemmt. Als Justierschrauben habe ich sechs Nylonschrauben verwendet. An der linken Seite der Doppelringe habe ich jeweils die Rundung außen etwas abgeflacht, damit dort eine Schwalbenschwanzschiene zur Aufnahme an die Giro-Montierung angeschraubt werden konnte.
Das SilverTwin in der Praxis Mit einer Vergrößerung von 18fach, 90 Grad Einblick, einem Eigengesichtsfeld von über 80 Grad mit dem 30-mm-WideScanOkular und dem wahren Gesichtsfeld um
die vier Grad ist das Beobachten mit diesem Doppelfernrohr ein Genuss! Welches Fernglas kann da noch mithalten? Das Justieren der Tuben zueinander (Bildabgleich) funktioniert mit den Nylonschrauben recht gut. Manchmal reicht ein etwas festeres Andrehen einer Schraube und das sichtbare Bild beim Durchsehen ,,rutscht zusammen". Orionnebel, die Plejaden, h & chi und einige andere offene Sternhaufen und großflächige Nebel sind wunderbare Objekte für das SilverTwin im 2-Zoll-Betrieb. Auch der aufgehende Mond oder PlanetenMond-Konjunktionen machen sich gut als Stimmungsbild in diesem Doppelrohr. Die Zeiss-Objektive haben wirklich eine sehr gute Abbildungsqualität, bei f/10,8 sind für mich auch bei hohen Vergrößerungen kaum Farbfehler wahrnehmbar. Bei der Sonnenbeobachtung erweist sich - wie erhofft - die kleine Objektivöffnung als positiv, man hat fast immer ein ruhiges Sonnenbild. Bei nur 27facher Vergrößerung konnte ich bereits Ansätze der Granulen erkennen. Bei Mars konnte ich zur Opposition 2003 bei 114facher Vergrößerung locker die Große Syrte, die Polkappe und noch einige andere größere Strukturen erkennen. Der Vergleich zu meinem ,,Pronto-Short-Cut" mit dem BaaderGroßfeld-Binokularansatz ist interessant, haben doch beide die gleiche lichtsammelnde Öffnung. Ich habe den Eindruck, dass im SilverTwin das Bild transparen-
ter und heller ist als im Pronto. Bei der Vergrößerung hat das Pronto dann wieder die Nase vorne, obwohl hier schneller als im SilverTwin Farbe ins Spiel kommt.
Was würde ich jetzt anders machen? Was sich in der Praxis als etwas unbequem erweist, ist die Justage für den Bildabgleich. Ich hätte besser die Justierschrauben so gegeneinander versetzt, dass ich jeweils horizontal und vertikal die Einstellung vornehmen kann. So kann ich zwar horizontal gut einstellen (mit der rechten Schraube), aber vertikal geht es dann jeweils nur um 60 Grad nach rechts unten, rechts oben ... aber nicht von oben nach unten. Dies könnte durch eine Schraube von oben an einem der Doppelringe realisiert werden, die anderen zwei Schrauben des Doppelringes müssten dann auch noch versetzt werden. Beim großen 9-Zoll-Bino habe ich diese Anordnung der Verstellschrauben bei den Hauptspiegeln realisiert. Als weitere Verbesserung könnte man noch einen leichter einstellbaren Augenabstand realisieren, dies habe ich aber von Anfang an nicht geplant: Das SilverTwin sollte ein recht einfaches Doppelfernrohr werden. Eine verbesserte Augenabstandsregulierung hätte den Aufwand und das Gewicht unnötig vergrößert. Meine anderen Bauten sind auf der Webseite der FG Amateurteleskope/Selbstbau www.vds-astro.de/selbstbau ausgestellt.
Bau eines fotografisch optimierten
Newton-Teleskopes
oder: Warum soll der Tubus immer rund sein?
von Stefan Ueberschaer
Vor einigen Jahren erwarb ich einen gebrauchten Parabolspiegel mit 152 mm Durchmesser und 797 mm Brennweite. Weil gerade mein Interesse für die Astrofotografie geweckt worden war, wollte ich mit dem Spiegel ein für die Astrofotografie optimiertes Fernrohr bauen. Dabei handelt es sich um mein erstes Selbstbauteleskop, und entsprechend machte ich auch einige Fehler ... Für den Bau des Tubus wählte ich Holz aus, weil es mit Haushaltswerkzeugen wie Stichsäge, Bohrmaschine und den üblichen Kleinwerkzeugen leicht bearbeitet werden kann. Ich entschied mich für 6,5 mm Birke-
VdS-Journal Nr. 19
Multiplex als Grundwerkstoff wegen der recht harten Oberfläche, die entsprechend unempfindlich gegen Kratzer ist. Ein Nachteil von Birke-Multiplex ist das relativ hohe Gewicht. Bei einem Neubau würde ich eher zum weicheren Pappel-Multiplex greifen, um die Montierung gewichtsmäßig nicht unnötig zu belasten. Die Holzplatten ließ ich direkt im Baumarkt zusägen. Drei Tubuswände wurden, unterstützt durch Holzleisten, an den Innenkanten miteinander verklebt und verschraubt. Zur Steigerung der Verwindungssteifigkeit setzte ich neun Blenden aus 4 mm Multiplex ein. Die vierte Seitenwand enthält die
Fokussiereinrichtung und ist mit dem restlichen Tubus nur verschraubt, um sie bei Bedarf demontieren zu können. Zwischen die Montageschiene der Montierung und dem Holztubus wurde eine Aluplatte zur Verteilung der auftretenden Kräfte auf eine größere Holzfläche montiert. Als Schutz gegen Feuchtigkeit strich ich den Tubus mehrfach außen mit Holzlack an, im Inneren soll schwarzer Schultafellack aus dem Baumarkt Lichtreflexe verhindern. Auch nach zahlreichen Nächten mit teilweise einem klatschnassen oder gar vereisten Tubus habe ich noch keine Mängel an dem Holz feststellen können.
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 47
Abb. 1: Außenansicht des Newtons
Abb. 2: Innenansicht bei geöffnetem
Tubus
Für den Bau der Hauptspiegelhalterung benötigte ich eine Metallwerkstatt. Den Grundkörper der Spiegelfassung fräste ich aus einer 20 mm Pertinaxplatte. Auf einer runden Fläche ruht, ringsherum gepolstert durch Korkplättchen, der Duran-Spiegel. Er ist seitlich fixiert durch kleine Alukörper. In der Pertinaxplatte
Abb. 3: Hauptspiegelhalterung mit Justagevorrichtung befindet sich ein CPU-Lüfter, der an der Spiegelunterseite die Luft ansaugt und durch eine Öffnung an der Tubusunterseite hinaus bläst. Die Pertinaxplatte ist über drei Stege mit den drei fest miteinander verbundenen Tubusseiten befestigt. Mit am Tubus fixierten Aluklötzen und Zug-/ Druck-Schraubenkombinationen an der
Pertinaxplatte kann der Hauptspiegel justiert werden. In der Abdeckplatte an der Tubusunterseite befinden sich Öffnungen für die Justageschrauben und eine mittige Bohrung für die abgesaugte Luft. Bei einer Überarbeitung würde ich den Abstand der Schrauben zur Tubuswand vergrößern, um Rändelschrauben einsetzen zu können. Eine nächtliche Spiegeljustage mit Werkzeug in der einen und einer Taschenlampe in der anderen Hand ist recht umständlich. Zur Vermeidung von Randabschattungen in der Astrofotografie wollte ich den Abstand zwischen Fangspiegel und Kamera möglichst gering halten. Aus diesem Grund entschied ich mich bei der Wahl des Okularauszuges für einen Fokussierschlitten, den ich zusammen mit der Fangspiegelhalterung in einer Metallwerkstatt anfertigte. Der eigentliche Schlitten besteht aus einer Aluminiumplatte mit einer zentralen Bohrung für den Lichtdurchlass. Der Schlitten ist mit zwei Längsbohrungen versehen zur Aufnahme von Stahlstangen, auf denen der Schlitten verschoben wird. Eine dritte Längsbohrung mit M6Gewinde und einer entsprechenden Gewindestange direkt neben einer der Stahlstangen sollte eine feinfühlige Fokussierung ermöglichen. Theoretisch sollten alle drei Bohrungen parallel zueinander verlaufen. Deshalb machte ich die Bohrungen mit einer Fräsbank in der Hoffnung, dass diese stabiler und präziser sei als eine Standbohrmaschine. In der
Abb. 4: Fokussierschlitten mit Motorantrieb und
Fangspiegel
Praxis verliefen die Bohrungen aber nicht so ganz parallel zueinander ... Beim Fokussieren verkippte der Schlitten leicht und verklemmte. Deshalb befestigte ich einigermaßen mittig an der Unterkante des Schlittens einen Aluklotz mit einem M6-Gewinde und versetzte dahin die Gewindestange. Seitdem funktioniert die Fokussiereinheit einwandfrei und nahezu spielfrei. Für den motorischen Antrieb des Fokussierschlittens befestigte ich am Ende der Gewindestange einen kräftigen Schrittmotor aus einer Vixen Great-Polaris, der mit einer einfachen Schrittmotorelektronik gesteuert wird. Zukünftig würde ich als Fokussierschlitten nach Linearantrieben aus dem Maschinenbau Ausschau halten. Hier gibt es direkt fertige Schlitten mit seitlichen Führungen in verschie-
VdS-Journal Nr. 19
48 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U + A S T R O F O T O G R A F I E
denen Größen, die auf das Fernrohr angepasst und leicht modifiziert werden können. Die Fangspiegelhalterung ist über einen Arm mit dem Schlitten verbunden. Die Justageschrauben (eine zentrale Zugschraube und drei Druckschrauben) werde ich durch Rändelschrauben ersetzen, weil ich immer die Befürchtung habe, mir könne eines Abends der Schraubenzieher beim Justieren in den Tubus fallen. Die Fangspiegelhalterung ist hohl, um die Fangspiegelrückseite mit einer Heizung versehen zu können. Bisher hatte ich aber noch nie Probleme mit einem beschlagenen Fangspiegel, was vermutlich größten-
teils am Holztubus liegt. Jahre später bin ich noch immer sehr zufrieden mit dem Fernrohr. Den Bau eines Holztubus habe ich bis heute nicht bereut, und er erwies sich beim Aufsuchen von Himmelsobjekten als sehr praktisch: Über die Kanten kann sehr einfach gepeilt werden. Bei einem Neubau würde ich nur wesentlich mehr auf ein niedrigeres Tubusgewicht achten und die Zahl der eingebauten Blenden und Aussteifungen reduzieren. Auch die Hauptspiegelhalterung würde ich zukünftig leichter bauen. Für eine bessere Bedienbarkeit ist es für mich wichtig, auf unnötige Werkzeuge wie bei-
spielsweise bei der Optikjustage verzichten zu können. Auf den höheren Platzbedarf bei dem Einsatz von Rändelschrauben hätte ich bei der Konstruktion achten müssen. Glücklicherweise erwies sich das Fernrohr trotz des Transportes zum Beobachtungsplatz als sehr justierkonstant. Weitere Bilder und Zeichnungen meines Holznewtons und auch mit dem Gerät angefertigte Astrofotografien finden Sie auf meiner Homepage unter www.astrofoto.net
Die Inklination von Galaxien
von Peter Riepe
Abb. 1: NGC 253, aufgenommen von Michael Hoppe mit einer Canon 10 D bei Einstellung ISO 800. Optik war ein Intes Micro Alter M 703 (Maksutov-Cassegrain 180 mm / 1.800 mm) mit Fokalreduktor 0,75-fach. Die Nachführung lief über ein Pentax 75 SDHF (f = 500 mm) mit Nachführansatz Vixen GA-4, handgesteuert! Belichtungszeit: 3 x 10 Minuten (Komposit).
Galaxien liegen in den unterschiedlichsten Winkeln zur Blickrichtung. Hin und wieder kommt es vor, dass sie genau in der Draufsicht (face-on) oder genau von der Kante (edge-on) zu sehen sind. Im face-on-Fall ist die Galaxie gegen die Blickrichtung um 0 Grad geneigt, im edge-onFall um 90 Grad . Dieser Blickwinkel nennt sich
VdS-Journal Nr. 19
,,Inklination". Für die weiteren Gedanken soll die Voraussetzung gelten, dass die betreffende Galaxie eine runde Scheibe bildet. Das ist nicht selbstverständlich, wenn man an die zahlreichen wechselwirkenden Systeme denkt. Ausgehend von der direkten Draufsicht erscheint eine
runde Galaxienscheibe mit zunehmender Inklination immer elliptischer, bis sie bei 90 Grad ihre Kantenlage erreicht und theoretisch für Null Dicke nur noch einen Strich bildet. Das effektive Seitenprofil im edgeon-Fall ist natürlich abhängig von der echten Scheibendicke und dem zentralen, verdickten Galaxienbulge. Wie schief - besser gesagt, mit welcher Inklination - liegt nun die Galaxie im Raum? Das lässt sich durch eine simple fotografische Ausmessung oder schlicht durch Tabellenbenutzung bestimmen. Sei d der kleine und D der große scheinbare Durchmesser einer Scheibengalaxie. Beispiel: Der Andromedanebel habe auf einem Foto die Maße 25 mm x 71 mm bzw. im Katalog werden 63' x 179' angegeben. Dann ist d/D der Cosinus des Inklinationswinkels. Wir brauchen also nur d durch D zu dividieren und von diesem Quotienten den arccos (= inv cos) zu ermitteln, um den Inklinationswinkel zu erhalten. Für M 31 ergibt sich damit cos a = 63 / 179 = 0,35195. Eintippen von inv cos 0,35195 zeigt, dass M 31 um etwa 69 Grad gegen die Sichtlinie des Beobachters geneigt ist. In seiner Phantasie hat der Astrofotograf sich bestimmt schon einmal gefragt, wie die Galaxie wohl in der ,,Draufsicht" aussehen würde. Dazu müsste man ins Weltall reisen, dorthin, wo ein direkter Blick von oben auf die Galaxie besteht. Viel weniger aufwändig lässt sich die Inklination aber auch bildlich zurück rechnen, so dass die ,,wahre" Galaxiengestalt rekonstruierbar ist! Sicherlich gibt es dazu die entsprechende Software. Aber mir geht es in diesem Artikel darum, dies mit einem ele-
A S T R O F O T O G R A F I E 49
mentaren Programm zur Bildbearbeitung durchzuführen und die einzelnen Schritte möglichst einfach nachzuvollziehen. Der Anwender soll mit Drehen und Skalieren (Resampling) des Bildes die Galaxie in eine face-on-Lage bringen können. Ausgangspunkt war für mich das schöne Bild der Sculptorgalaxie NGC 253 von Michael Hoppe (Abb. 1).
Erster Schritt: Das Bild wird so gedreht, dass die Galaxie senkrecht steht. In diesem Fall waren es 37 Grad gegen den Uhrzeigersinn. Das neue Bild wird für die nachfolgenden Schritte mit passendem Namen gespeichert.
Zweiter Schritt: Eliminieren der Sterne, z. B. durch vorsichtiges Auspinseln oder durch Überdecken mit benachbarten Flächenelementen gleicher Helligkeit. Das kostet Zeit. Schwierig wird es, die Sterne vor der Galaxie selbst zu löschen. Aber mit ein wenig Übung und Geduld wird es schon gelingen. Das gesäuberte Bild ist unbedingt wieder zu speichern. Man kann die Sterne natürlich auch im Bild belassen. Aber das führt im später beschriebenen letzten Schritt zu langen Sternstrichen.
Dritter Schritt: Aus dem bereinigten Bild wird ein passender Ausschnitt gewählt (Abb. 2), in unserem Fall waren es 374 x 868 Pixel.
Abb.2: Das Galaxienbild aus Abbildung 1 wurde senkrecht gedreht und die Sterne ,,ausgeputzt". Die gelbe Umrandung zeigt den Bildausschnitt, der zur Erzeugung von Abbildung 3 weiter verwendet wird.
Jetzt erkennt man, dass eigentlich nur dieser Ausschnittsbereich von Sternen befreit werden muss. Abspeichern!
Vierter Schritt: Welche Inklination dürfte die Galaxie in etwa haben? Die Bildausmessung ergab: NGC 253 ist 640 Pixel lang und 155 Pixel
Abb. 3: (a) Der in Abbildung 2 markierte Ausschnitt wurde gestreckt, so dass die Inklination von NGC 253 aufgehoben erscheint. Zurück bleibt ein Bild, welches die Galaxie als ,,face-on" zeigt. So wird die reale Struktur der Spiralarme und Dunkelwolken sichtbar. (b) Ein Umkreis lässt erkennen, ob die Galaxie bei der Streckung hinreichend rund wurde.
VdS-Journal Nr. 19
50 A S T R O F O T O G R A F I E
breit. Aus 155 / 640 = 0,24219 folgt eine Inklination von a = inv cos 0,24219 = 76 Grad . Das Ausschnittsbild wird nun parallel zum kleinen Durchmesser gestreckt. Das ist vergleichbar mit dem Vorgang, dass ich einen von mir weg gehaltenen runden Teller, der in Schräglage elliptisch erscheint, so kippe, dass ich ihn wieder in der Draufsicht habe. Die Breite des Ausschnitts muss dazu durch den Cosinus der Inklination dividiert werden. Das wären 374 Pixel / 0,24219 = 1.544 Pixel. Die Streckung des Ausschnittsbildes kommt einer Neuskalierung gleich. Der Streckungsfaktor wird zu 1 / 0,24219 = 4,129 und bringt die 374 Pixel auf 1.544 Pixel, die Bildhöhe wird bei 868 Pixeln belassen. Das Resampeln auf 1.544 x 868
Pixel erzeugt ein recht langes Bild mit viel Leerraum, von dem nur der zentrale Teil mit der jetzt runden Galaxie in Frage kommt (Abb. 3a). Beim vorherigen Ausmessen der Pixel können durchaus Ungenauigkeiten passieren. Daher sollte man prüfen, ob das gestreckte Galaxienabbild annähernd rund ist (Abb. 3b). Es ist durchaus denkbar, dass das Strecken mit leicht geänderten Werten noch bessere Ergebnisse bringt. Die Streckung ist sehr empfindlich, sie zeigt sehr deutlich, ob statt 76 Grad eine Inklination von 78 Grad oder 80 Grad sinnvoller ist. Im Falle von NGC 253 hat sich 79 Grad als bester Wert erwiesen. Was schließlich noch anzumerken ist: Das gestreckte Galaxienbild wirkt
gewöhnungsbedürftig. Klar, denn die Bildauflösung wird in y-Richtung beibehalten, in x-Richtung aber um denselben Wert verschlechtert, um den die Galaxie gestreckt wird. Einfacher ausgedrückt: Die Auflösung in Abb. 1 beträgt 3''. Nach der Streckung sind es in y-Richtung immer noch 3'', aber in x-Richtung nur noch 4,129 3'' = 12,4''. Alle Sterne, falls sie im Bild verblieben wären, würden als entsprechend lange ,,Strichspuren" den Bildeindruck verderben. Vielleicht haben Sie gerade ein schönes Galaxienbild vor sich? Dann legen Sie los! Wie sieht diese Galaxie in ,,face-onDarstellung" aus? Tipp: Beginnen Sie mit einer Galaxie, die fernab der Milchstraße steht, das erleichtert das ,,Sterneputzen".
Ha-Filter für externe Galaxien?
von Peter Riepe
Abb.1: Die Farbaufnahme des Astro-Teams vom 11. April 2005 zeigt, dass in den Spiralarmen externer Galaxien zahlreiche rot leuchtende HII-Regionen sitzen. Aufnahme: Gundbert Banik, Ralf Mündlein und Reinhard Nürnberger mit einem 14-Zoll-Ritchey-Chretien bei f = 2.700 mm. Die Belichtung mit einer ST 10 XME CCD-Kamera betrug insgesamt 110 Minuten.
VdS-Journal Nr. 19
Der Einsatz von Ha-Filtern hat in der CCDAstrofotografie in letzter Zeit deutlich zugenommen. Ein solcher Interferenzfilter erlaubt als wichtigste Anwendung die kontrastreiche Wiedergabe von HII-Regionen, sogar aus ,,lichtverschmutzten" Orten heraus. Aber ein Ha-Filter kann auch in der LRGB-Farbfotografie zur stärkeren Betonung des Rotauszuges eingesetzt werden. Man wählt anstelle des gewöhnlichen Rotauszuges (oder zusätzlich dazu) noch einen Ha-Auszug. Und schließlich haben verschiedene Deep-Sky-Fotografen erkannt, dass der Nachweis von HIIRegionen, die in externen Galaxien als rotleuchtende Fleckchen sichtbar werden (Abb. 1), durch den Einsatz engbandiger Ha-Filter wesentlich verbessert wird. Der Ha-Filter schafft bei nahezu gleich bleibender durchgelassener Ha-Intensität eine wesentlich längere Belichtungszeit auf den Himmelshintergrund, so dass das Signal/ Rausch-Verhältnis der rot leuchtenden Nebel kräftig erhöht wird. Jedoch sitzen Ha-Filter nicht als Objektivfilter vorn vor der TeleskopOptik. Finanziell wäre ein solches Glas beispielsweise für den Besitzer eines 30cm-Spiegels kaum bezahlbar. Daher wird der Ha-Filter in der Regel etwas vor dem Fokus eingesetzt. Das Problem dabei ist: Hier verlaufen die Lichtstrahlen konvergent und damit nicht parallel. Aber nur für wirklich parallel laufendes und senkrecht auf den Filter treffendes Licht liegt die Ha-Linie an der vor-
A S T R O F O T O G R A F I E 51
gesehenen Stelle im Transmissionsbereich. Für Lichtstrahlen, die nicht exakt senkrecht, sondern in einem deutlichen Winkel auf das Filterglas fallen, verschiebt sich die Transmissionskurve gegenüber ihrer Normallage, so dass die Ha-Linie nicht mehr mit ihrer theoretischen Lage im Transmissionsbereich übereinstimmt. Insofern ist seitens der Filterhersteller zu berücksichtigen: Je lichtstärker die Optik, desto angepasster muss die Breite der Transmissionskurve des Ha-Filters sein, um auch die stark winkeligen HaStrahlen noch durch den verschobenen Transmissionsbereich zu bekommen. Das Ziel dieses kleinen Berichtes ist es aber nicht, die Ha-Fotografie grundsätzlich aufzurollen. Hier geht es vielmehr um einen Teilaspekt: Wo liegen die bisher kaum beachteten Probleme der Ha-Fotografie beim Aufspüren externer HII-Regionen? Dabei sollen die Galaxien der Lokalen Gruppe und auch andere näher gelegene Galaxien, z. B. die der M 81-Gruppe oder die der Sculptor-Gruppe, aus unseren weiteren Betrachtungen ausgenommen sein. Nichts gegen M 33 mit den zahlreichen, wunderschönen und ausgedehnten roten Gasnebeln. Aber hier sollen nur solche Galaxien betrachtet werden, die mit höherer Geschwindigkeit von uns fliehen! Diese Galaxienflucht bewirkt, dass eine enthaltene HII-Region von der Erde aus nicht mehr in der Ruhe-Wellenlänge des ionisierten Wasserstoffs bei = 656,3 nm erscheint. So wie alle Spektrallinien einer sich weg bewegenden Galaxie, so wird auch ihre Ha-Linie aufgrund des DopplerEffektes zu längeren Wellenlängen hin verschoben (Rotverschiebung). Und hier genau stellt sich die Frage: Wie weit verschiebt sich die Ha-Linie? Kann es so weit kommen, dass sie außerhalb des Durchlassbereiches des Filters liegt? Betrachten wir die Transmissionskurve eines gedachten Ha-Interferenzfilters für den Amateur (Abb. 2). Der Filter deckt in seiner Halbwertsbreite (HWB) einen Durchlassbereich von ca. 15 nm ab. Gehen wir zunächst davon aus, dass der Zentraldurchlass mit 656,3 nm übereinstimmt (Linie a in Abb. 2). Für kleinere und größere Wellenlängen fällt die Transmission recht zügig ab. So beträgt sie bei 648,8 und 663,8 nm (das sind die HWB-Grenzen) definitionsgemäß nur noch 50 %. Rechnen wir nun mit einem Taschenrechner durch, was mit der Ha-Linie einer fliehenden Galaxie passiert. Nehmen wir M 100, eine bekannte und schöne Spiralgalaxie von
6,9' x 6,2' im Sternbild
Coma Berenices. Sie
besitzt
zahlreiche
Sternentstehungsgebiete
in den Spiralarmen. Ihre
Fluchtgeschwindigkeit
beträgt 1.543 km/s.
Die Rotverschiebung
z errechnet sich aus
Fluchtgeschwindigkeit
v dividiert durch
Lichtgeschwindigkeit c,
beides in km/s:
z = v / c = 1.543 /
300.000 = 0,0051433
An diesem Wert sind auf
den ersten Blick noch
keine fotografischen
Auswirkungen erkenn-
bar. Die Rotverschiebung
ist jedoch identisch mit
der Verschiebung a der
Wellenlängen aller Linien Abb. 2:
im Spektrum der Galaxie, Transmissionskurve (blau gepunktet) eines gedachten
bezogen auf ihre Ruhe- Ha-Filters von 15 nm Halbwertsbreite. Die Ha-Linie
Wellenlänge 0: z = / 0 bzw. = 0 · z Multiplizieren Sie jetzt
(a) liegt im Zentrum. In Galaxien, die sich in Bezug auf unsere Galaxis mit zunehmender Geschwindigkeit entfernen, verschieben sich diese Linienlagen (Linien b, c und d). Näheres dazu im Text.
die Rotverschiebung z mit
der Ruhe-Wellenlänge 0 der Ha-Linie, so ergibt
sich eine Ha-Verschiebung = 656,3 nm keinerlei Erfolg haben! Ha-Emissionen
0,0051433 3,4 nm. Bezogen auf unsere in der stark wechselwirkenden Gruppe
Transmissionskurve liegt die Ha-Linie von sind damit (und erst recht mit noch enge-
M 100 somit deutlich weiter nach ,,rechts" ren Filtern) nicht nachweisbar, obwohl
verschoben (Linie b in der Abb. 2).
bestimmt vorhanden.
Noch krasser wird es bei NGC 7479, Eine Verbesserung stellen solche Ha-Filter
einer schönen Balkenspirale im Pegasus. dar, bei denen die Ha-Linie von vornherein
Bei ihrer Fluchtgeschwindigkeit von nicht im Maximum der Transmissionskurve
2.604 km/s wird Ha um 5,7 nm ver- liegt, sondern leicht nach ,,links" - also
schoben (Linie c). Je nachdem, ob Ha zu kürzeren Wellenlängen hin - ver-
überhaupt die Zentralwellenlänge ist, und schoben ist. Damit können stärkere
je nachdem, wie breit die HWB Ihres Ha- Rotverschiebungen ausgeglichen wer-
Filters ist, werden die Ha-Verschiebungen den. Der Ha-Filter von Astronomik ist
auch kritischer in ihrer fotografischen so ein Beispiel mit dezentriertem Ha-
Auswirkung. So kann es passieren, dass Durchlass. Nach Herstellerangeben soll
ein Ha-Filter von 10 nm HWB gar kein er eine HWB von 13 nm haben, was sich
(oder fast gar kein) Ha-Licht der flie- jedoch nicht mit der im Internet publizier-
henden Galaxie mehr durchlässt - wie im ten Transmissionskurve (Stand September
Fall von NGC 7479. Es hätte dann den 2005) verträgt. Aus ihr gehen 20 nm HWB
Anschein, als besäße die Galaxie gar keine hervor, entschieden mehr als 13 nm! Und
HII-Regionen!
das kann nicht durch eine Ungenauigkeit
Ein letztes, aber extremes Beispiel ist im Internet-Bild erklärt werden. Aber
Stephans Quintett. Hier fliehen vier ungeachtet dieser Ungereimtheit verbleibt
Galaxien - eine fünfte steht zufällig vor gerade im Falle von 20 nm HWB genü-
der Gruppe - mit Geschwindigkeiten zwi- gend Spielraum für die Fotografie externer
schen 6.000 und 7.000 km/s. Dies führt HII-Regionen in fliehenden Galaxien.
zu einer Linienverschiebung von 14 nm. Eine Diskussion an dieser Stelle wäre
Mit unserem Ha-Filter aus der Abbildung willkommen!
2 von 15 nm HWB (Linie d) werden wir
VdS-Journal Nr. 19
512 A S T R O F O T O G R A F I E
Ergebnisse des Fachgruppen-Projektes ,,Zwerggalaxien" - Die irreguläre Zwerggalaxie IC 1613
von Peter Riepe
Abb. 1: IC 1613, aufgenommen von Georg Emrich und Klaus Eder an der Sternwarte Gahberg (Österreich). Benutzt wurde eine CCD-Kamera SBIG ST-8 an einem Celestron 8 bei f/6,4. Die Belichtungszeit betrug 20 Minuten bei 22-Binning. Zur SeeingVerbesserung kam eine AO-7 zum Einsatz. Der helle Stern nördlich der Zwerggalaxie ist HD 6375 mit 7,3 mag und Spektraltyp K0.
IC 1613 steht isoliert in einer Entfernung von 2,37 Millionen Lichtjahren, das entspricht der Distanz zur Andromedagalaxie. Dies ergab sich aus der Fotometrie tiefer Vund I-Aufnahmen mit der Kamera WFPC2 des Weltraumteleskops Hubble (HST) [1]. Mit einem Durchmesser von ungefähr 10.000 Lj ist IC 1613 etwas kleiner als die Kleine Magellansche Wolke, außerdem ist sie auch 9mal weniger leuchtkräftig und 13mal weiter weg als diese. Das sagt genug zu Fotografie und Beobachtung.
Sterne und Sternentstehung Ein Farbenhelligkeitsdiagramm, basierend auf B-, V- und I-gefilterten HSTAufnahmen des Zentralteils von IC 1613, zeigt einen markanten Roten Riesenast. Er wird von etwa 7 Milliarden Jahren alten Sternen dominiert [2]. Diese Roten Riesen wurden in einer aufwändigen Arbeit näher untersucht. Dabei konnten mit Hilfe schmalbandiger Filter für die Wellenlängen des TiO und CN 195 Kohlenstoffsterne innerhalb 15' Radius identifiziert werden [3]. Die Photometrie der roten Sterne brachte auch zahlreiche Überriesen von 20 bis 25 Sonnenmassen ans Licht [4]. Diese nur 8 bis 25 Millionen Jahre alten Sterne dürften Kandidaten für bevorstehende Supernova-Explosionen sein.
Nachdem 3.100 Sterne im Nordostbereich von IC 1613 einer B- und V-Photometrie unterzogen worden waren [5], ließen sich aus dem Farbenhelligkeitsdiagramm drei Gruppen bilden: sehr junge Sterne - nur 5 bis 20 Millionen Jahre alt, mittelalte Sterne von 200 bis 300 Millionen Jahren und schließlich alte Sterne bis zu 10 Milliarden Jahren. Folglich hat sich die Sternbildung in Schüben abgespielt. Am 4-m-Teleskop auf Hawaii wurde ebenfalls herausgefunden, dass IC 1613 Sterne der unterschiedlichsten Altersstufen aufweist [6]. In einer sehr tiefen, bis V = 27,7 mag reichenden Photometrie mit der Kamera WFPC2 des HST konnte gezeigt werden, dass die Sternentstehungsrate vor 3 bis 6 Milliarden Jahren besonders hoch war [7]. Eine Untersuchung tiefer Schmidtplatten (das gab es zu Beginn der neunziger Jahre noch!) zeigte, dass kleinere junge Sternentstehungsgebiete auch weit über den inneren Bereich verteilt sind [8]. Mit gefilterten CCD-Aufnahmen wurden Mitte der achtziger Jahre 8 mögliche Kandidaten für Wolf-Rayet-Sterne gefunden [9]. WR-Sterne sind entwickelte, ehemals frühe Spektraltypen, die ihre gebildeten schweren Elemente nach außen transportieren und dabei Sternwinde entwickeln. Sie sind die unmittelbar erkennba-
- Teil 4 -
Diesmal geht es um ein Objekt des südlichen Sternhimmels, IC 1613. Da der wissenschaftliche Informationsstand zu IC 1613 recht umfangreich ist, soll sie diesmal die einzige, vorgestellte Zwerggalaxie sein.
Größe und Entfernung IC 1613, eine Magellansche Zwerggalaxie im Sternbild Cetus, gehört zur Lokalen Gruppe. Ihre Koordinaten (2000.0) betragen R.A.=01h04m48s, Dekl. = +02 Grad 07' 04''. Bei 16,2' x 14,5' scheinbarem Durchmesser erreicht sie eine visuelle scheinbare Helligkeit von 9,9 mag. Ihre hellsten Partien kommen auf 23 mag/ ''.
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 2: IC 1613, aufgenommen in Namibia mit Vixen ED 130 SS (f = 952 mm) und ST-8E bei einer Belichtung von 5 x 10 Minuten. Bild: Wolfgang Paech und Doris Unbehaun.
A S T R O F O T O G R A F I E 53
ren Folgeprodukte von Sternentstehungen. Drei Jahre später ergab sich, dass nur einer der acht wirklich ein WR-Stern sein soll [10].
Sternansammlungen Bei der Suche nach Sternansammlungen erstellte P. Hodge 1978 eine Liste von 20 Assoziationen [11]. Etwa die Hälfte davon liegt im Nordostteil, wo auch große HII-Regionen vorkommen. Reguläre Sternhaufen jedoch sind Mangelware. Schon W. Baade hatte in den sechziger Jahren angemerkt, IC 1613 enthalte keine Sternhaufen. Dies war ungewöhnlich, weil andere irreguläre Zwerggalaxien wie die Magellanschen Wolken Tausende davon besitzen, von denen zahlreiche sogar schon mit Amateur-Teleskopen nachweisbar sind. Eine Untersuchung von Platten, aufgenommen mit dem 3-m-Lick-Spiegel, zeigte keinen einzigen Sternhaufen. Erst als speziell von A. Sandage bei bestem Seeing am Palomar-5-m-Teleskop angefertigte Platten unter die Lupe genommen wurden, konnte Hodge 43 Sternhaufenkandidaten benennen, von denen 18 einigermaßen sicher sein sollen. Im Jahre 2000 wurden 23 dieser Kandidaten näher mit dem HST und dem
Abb. 3: IC 1613 nach einer POSS-Aufnahme. Zum Vergleich sind die HII-Regionen aus [19] rechts angefügt. Von der eigentlichen Ha-Aufnahme wurde auch das rote Kontinuum subtrahiert.
WIYN-Teleskop untersucht. Es zeigte sich, dass der Großteil zufällige Sternballungen oder Hintergrundgalaxien sind [12]. Nur 6 sind weiterhin mögliche Kandidaten für lockere Sternhaufen, und einer, Nr. 32 aus dem Hodge-Katalog, ist wirklich ein kom-
pakter, junger Sternhaufen mit einem Alter von weniger als 10 Millionen Jahren und einer visuellen Absoluthelligkeit von -5,78 Mag. Ein regelrechter Kugelsternhaufen wurde bisher aber noch nicht gefunden.
'JMUFSGàSEJF"TUSPOPNJF
"TUSPOPNJL 'JMUFS TJOE FJOF (FNFJOTDIBGUTFOUXJDLMVOH EFT ASTRO SHOP VOE EFS 'JSNB(FSE/FVNBOOKS.JUEJFTFO'JMUFSOHJCUFTFSTUNBMTIPDIXFSUJHFVOEEFOOPDI HàOTUJHF*OUFSGFSFO[mMUFSGàSEJF$$%"TUSPOPNJFVOEEJFWJTVFMMF#FPCBDIUVOH #FJ EFS &OUXJDLMVOHø EFSø "TUSPOPNJL 'JMUFS IBCFO XJS VOTFSø 8JTTFO VOE VOTFSF &SGBISVOH HFOVU[U VN OFVF 'JMUFS [V FOUXJDLFMO EJF PQUJNBM GàS EFO &JOTBU[ JO EFS "TUSPOPNJF TJOE %JF "TUSPOPNJL 'JMUFS XFSEFO OBDI FJOFN OFVFO7FSGBISFO IFSHFTUFMMU VOE TJOE OJDIU NJU EFO CFLBOOUFO 'JMUFSO BVT +BQBO PEFS EFO 64" WFSHMFJDICBS %JF5SBOTNJTTJPOTLVSWFO XFSEFO GBTU NJU NBUIFNBUJTDIFS (FOBVJHLFJU FJOHFIBMUFO VOE FT TJOE SFBMF5SBOTNJTTJPOFO CJT [V NÚHMJDI %JF 4DIJDIUFO TJOE WPMMLPNNFO EJDIU VOE GFVDIUJHLFJUTVOFNQmOEMJDI"TUSPOPNJL 'JMUFS WFSÊOEFSO TJDI OJDIU JN-BVGF EFS +BISF TPOEFSOCFIBMUFOJISF5SBOTNJTTJPOTFJHFOTDIBGUFOGBTUFXJH %JF4DIJDIUFOTJOETPIBS U EBLFJOWFSTFIFOUMJDIFT7FSLSBU[FONÚHMJDIJTU %B EJF"TUSPOPNJL 'JMUFS EJFTF BVFSPSEFOUMJDIFO &JHFOTDIBGUFO IBCFO HFXÊISFO XJS +BISF (BSBOUJF %JF )FSTUFMMVOH EFS 'JMUFS JO &VSPQB GàISU EB[V EB EJF 'JMUFS VOBCIÊOHJHWPO64VOE:FO FJOFOTFISHàOTUJHFO1SFJTIBCFO 8JSCJFUFO*IOFOFJOVNGBOHSFJDIFT4PSUJNFOUBO'JMUFSO 6)$ 6)$&0***VOE)CFUB'JMUFSGàSEJFWJTVFMMF#FPCBDIUVOHVOEEFO-3(#5ZQ 'JMUFSTBU[ )BMQIB 0***$$% 4**$$% *34QFSS VOE $-4 GàS EJF $$%"TUSPOPNJF 'àSEJF$$%'PUPHSBmFCFTPOEFSTJOUFSFTTBOU%JF'JMUFSIBCFOBMMFEJFTFMCFPQUJTDIF %JDLF EBEVSDI FOUGÊMMU CFJ EFO NFJTUFO 'FSOSPISFO EBT /BDIGPLVTTJFSFO TFMCTU CFJ FJOFN8FDITFM[XJTDIFO-3(#VOEBOEFSFO'JMUFSO
t&Y[FMMFOUFPQUJTDIF2VBMJUÊU t)ÚDITUF5SBOTNJTTJPOFO t1SFJTXFSU t.BEFJO(FSNBOZ
'B(FSE/FVNBOOKS
4DIJQQFMTXFHt)BNCVSH
5FMFGPOt'"9 XXXHFSEOFVNBOOOFU
ASTRO SHOP
&JGGFTUSt)BNCVSH
5FMFGPOt'"9VdS-JournalNr. 19 XXXBTUSPTIPQDPN
54 A S T R O F O T O G R A F I E
Veränderliche Großen Erfolg hatte ein Vierjahresprogramm zur CCD-Erkennung von Cepheiden. Dazu wurde Mitte der neunziger Jahre das holländische 90-cm-Teleskop auf La Silla eingesetzt, ganz ohne Filter. Von vier 3,8' x 3,8' großen, unterschiedlich gelegenen Feldern in IC 1613 wurden jeweils mehr als 60 Aufnahmen gemacht und mit DAOPHOT ausgewertet. Nach der Vermessung von mehreren Tausend Sternen konnten schließlich 323 Veränderliche gefunden werden. Davon waren 128 gewöhnliche Cepheiden der Population I und 5 der Population II. Die schwächsten hatten scheinbare Helligkeiten um 23 mag. Ferner fand man einige W-Vir-Sterne. Interessant war auch die Entdeckung von 10 Bedeckungsveränderlichen sowie weiteren langperiodischen, halbregelmäßigen und irregulären Veränderlichen [13, 14, 15]. Man vermutete, dass sich zahlreiche kurzperiodische Pulsationsveränderliche mit Perioden von weniger als 2 Tagen der Entdeckung entzogen hatten. All dies passt sehr gut zu einer weiteren Forschungsarbeit, mit der in einem zentralen quadratischen Feld von 14,2' Seitenlänge 138 Cepheiden festgestellt wurden [16]. Cepheiden sind wichtige ,,Standardkerzen" zur Bestimmung kosmischer Distanzen.
Interstellares Gas in IC 1613 1971 publizierte Allan Sandage einen Katalog von 18 HII-Regionen in IC1613 [17]. Zwei helle liegen in der zentralen Sternenwolke, der Rest bildet eine auffällige Nebelzone im Nordosten der Zwerggalaxie. 19 Jahre später gab es gleich zwei parallel laufende Arbeiten. Am 1,06m-Spiegel des Lick Observatory konnten mittels Ha-Interferenzfilter und einem CCD-Chip von 320 x 512 Pixeln 42 HIIRegionen gefunden, in ihren Positionen erfasst und photometriert werden [18]. Mit Hilfe noch etwas engbandigerer HaFotografien gelang am 2,1-m-Teleskop des Kitt Peak National Observatory der Nachweis von 77 HII-Regionen [19] mit Durchmessern zwischen 50 und 285 Lj. Bei erheblich höherer Auflösung (doppelt so gutes Seeing und wesentlich kleinere Pixel) entpuppt sich die Nordostregion nun als ein komplexes Gewirr zahlreicher HII-Schalen (,,giant shells"), die ein zusammenhängendes Gebiet von 800 Lj Durchmesser bilden (Abb. 3). Radiobeobachtungen mit dem Very Large Array ergaben eine schwache, aber deutliche, nicht-thermische Quelle [20]. Sie
VdS-Journal Nr. 19
stimmt bis auf 3'' mit dem Emissionsnebel S8 von Sandage (= No. 49 von Hodge) überein. S8 ist teilweise in Staub gebettet, es zeigten sich Komponenten unterschiedlicher Geschwindigkeit [21]. Der einzige WR-Stern in IC 1613 wird von einem Nebel umgeben. Nach interferometrischen Ha-Beobachtungen mit dem russischen 6m-Teleskop sowie engbandigen Ha- und auch [OIII]-Aufnahmen mit dem 4-mTeleskop auf dem Kitt Peak wurde außerhalb des hellen Nebels S3 eine gewaltige bipolare Schalenstruktur entdeckt [22]. Die südöstliche Schale misst 250 Lj x 360 Lj, die nordwestliche sogar 620 Lj x 720 Lj. Beide Schalen zeigen Filamente und expandieren mit 50 bis 70 km/s. Ursache dürfte der Sternwind des WR-Sterns sein, der sich am Rand einer ,,Superhöhle" im umgebenden neutralen Wasserstoff befindet. Erstmals wurde gezeigt, dass die nordwestliche Blase geschlossen ist, eine Kleeblattform besitzt und auch expandiert [21]. Diese Nebel scheinen das Ergebnis einer massiven Sternentstehung zu sein.
Literaturhinweise [1] A. E. Dolphin et al., 2001: "Deep Hubble
space telescope imaging of IC 1613. I. Variable stars and distance", Astrophys. J. 550, 554 [2] A. A. Cole et. al., 1999: "Stellar populations at the center of IC 1613", Astron. J. 118, 1657 [3] L. Albert et al., 2000: "A carbon star survey of the Local Group dwarf galaxies. I. IC 1613", Astron. J. 119, 2780 [4] J. Borissova et al., 2000: "The red stellar contents of three selected fields of the Local Group dwarf irregular galaxy IC 1613", Rev. Mex. Astron. Astrofis. 36, 151 [5] L. Georgiev et al., 1999: "The Local Group dwarf irregular galaxy IC 1613. I. The young stellar content", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 134, 21 [6] W. L. Freedman, 1988: "Stellar content of nearby galaxies. I. BVRI CCD photometry for IC 1613", Astron. J. 96, 1248 [7] E. D. Skillman et al., 2003: "Deep Hubble Space Telescope imaging of IC 1613. II. The star formation history", Astrophys. J. 596, 253 [8] P. W. Hodge et al., 1991: "A COSMOS Study of IC 1613", Astrophys. J. 369, 372 [9] T. E. Armandroff, P. Massey, 1985: "Wolf-Rayet stars in NGC 6822 and IC 1613", Astrophys. J. 291, 685 [10] M. Azzopardi et al., 1988: "The number of Wolf-Rayet stars in Local Group galaxies", Astron. Astrophys. 189, 34 [11] P. W. Hodge, 1978: "The structure
and content of IC 1613", Astrophys. J. Suppl. Ser. 37, 145 [12] T. K. Wyder et al., 2000: "C32, a young star cluster in IC 1613", P.A.S.P. 112, 594 [13] E. Antonello et al., 1999: "Variable stars in nearby galaxies. I. Search for Cepheids in field A of IC 1613", Astron. Astrophys. 349, 55 [14] E. Antonello et al., 2000: "Variable stars in nearby galaxies. III. White light observations of Field B of IC 1613", Astron. Astrophys. 363, 29 [15] L. Mantegazza et al., 2001: "Variable stars in nearby galaxies. IV. Fields C and D of IC 1613"; Astron. Astrophys. 367, 759 [16] A. Udalski et al., 2001: "The optical gravitational lensing experiment. Cepheids in the galaxy IC 1613: no dependence of the period-luminosity relation on metallicity", Acta Astron. 51, 221 [17] A. R. Sandage, 1971: "The Distance of the Local-Group Galaxy IC 1613 Obtained from Baade`s Work on its Stellar Content", Astrophys. J. 166, 13 [18] J. S. Price et al., 1990: "The H II regions of IC 1613", Astron. J. 100, 420 [19] P. Hodge et al., 1990: "The H II regions of IC 1613", P.A.S.P. 102, 1245 [20] J. R. Dickel et al., 1985: "VLA observations of three extragalactic SNR at 20 and 6 cm", Astron. J. 90, 414 [21] M. Rosado et al., 2001: "The influence of massive stars in the interstellar medium of IC 1613: the supernova remnant S8 and the nebula S3 associated with a WO star", Astron. J. 122, 194 [22] V. L. Afanas`ev et al., 2000: "A giant bipolar shell around the WO star in the galaxy IC 1613: structure and kinematics", Astron. Letters 26, 153
VOLL DIGITAL
,,Wir waren ja schon immer elektronisch ganz weit vorne, meine Herren. Ein neuer Durchbruch: Selbst bei völlig bedecktem Himmel findet das Teleskop automatisch
das Zielobjekt präzise und projiziert zugleich ein virtuelles Bild ins Okular, so
dass Sie selbst bei Regenwetter ... !!!"
Das Weltall ist
unendlich ...
... ihr Rücksitz ist es nicht.
LIGHTBRIDGETM STANDARD DELUXE
Beugungsbegrenzte Optik
Meade Vergütungen 2" Crayford-Okularauszug aus Aluminium mit 11/4" Adapter
Eingebauter Hauptspiegellüfter
Stahlrollenlager in Azimut
Roter Leuchtpunktsucher Leuchtpunktsucher Deluxe mit vier Fadenkreuzscheiben 26mm Super-Plössl Okular der Serie 4000 26mm QX Weitwinkel-Okular der Serie 4000
Meade LightBridge Dobsons lassen sich auf kleinstem Raum verstauen, lassen sich gerne überall hin mitnehmen und sind schnell auf- und abgebaut. Mit einem Meade LightBridge Dobson erwerben Sie qualitativ hochwertige Meade Optik, Premium-Komponenten und ein hohes Maß an Transportabilität - und das zum Preis eines gewöhnlichen Volltubus-Dobsons. Legen Sie sich jetzt einen LightBridge Dobson zu, und legen Sie ab zu einer unvergeßlichen Tour durch's Universum!
1.
2.
3.
4.
5. Genießen Sie Ihre
Beobachtungen!
LIGHTBRIDGE TM
MEADE und M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2005 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.
18" f/6
STANDARD
DELUXE
429 * 529 *
MEADE®
ADVANCED PRODUCTS DIVISION
D-46325 Borken/Westf. · Siemensstraße 6 Tel.: (02861) 93 17 - 50 · E-Mail: info.apd@meade.de
10" f/5
599 * 699 *
12" f/5
999 * 1099 *
*Unverbindliche Preisempfehlung in Euro (D).
56 A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Unbekannter Halobogen an einer Straßenlampe
von Christian Fenn und Claudia Hinz
Abb. 1: Komplettes Halophänomen an der Lampe mit ,,Fenn"Bogen (Aufn. Christian Fenn)
Abb. 2: Beschriftung der Haloarten (Aufn. Christian Fenn)
Ein Beobachtungsbericht von Christian Fenn: Unser Kurzurlaub in den Bergen rund um das Nebelhorn bei Oberstdorf war zu Ende gegangen. Die erhofften HaloErscheinungen im Gebirge waren leider ausgeblieben und so trösteten wir uns kurz nach der Abfahrt mit einer Nebensonne über einem der Berge. Quasi in der letzten Minute. Eine Nebensonne kann mir nicht entgehen, weil mein Blick ständig am Himmel hängt. Meiner Frau entgeht dafür keinesfalls, dass ich infolge dessen während des Autofahrens eben nur auf diesen Himmel schaue und nicht auf die Straße. Und während ich so Angst habe ein atmosphärisches Phänomen zu verpassen arbeitet meine Frau Martina mit der Angst auf das nächste Auto aufzufahren. Als wir am 9.2.2005 in unserer Heimatstadt Hammelburg ankamen hatte sich die Nacht bereits über die Dächer gelegt. Und mit ihr kam der Frost. Stille kehrt ein. Dann hebt sich aus dem nahen Fluss, der Saale, Wasserdunst, vermengt sich mit der kühlen Luft und schwebt Geistern gleich zwischen den kahlen Winterbäumen empor, windet sich über die Gipfel hinauf und heimlich durch die Stadt. Manchmal wagen sich die Eisnebelgeister bis in die hinteren Gassen und Gärten. Dabei treiben sie böse Streiche, machen die Straßen glatt oder die Büsche weiß. Heute war der Nebel kreativ und zauberte Säulen aus Licht auf die Straßenlampen. Säule stellte sich an
VdS-Journal Nr. 19
Säule und so war die Stadt bald von einem griechischen Tempel umgeben. Im guten Glauben an die Beobachtung einer oberen Lichtsäule merkte ich zunächst nicht, dass hier nicht nur Säulen in der Landschaft standen, sondern ,,Sektgläser". Eins neben dem anderen spannten sie Bögen in die Luft, die sich oben berührten. Und mit einmal wurde aus dem griechischen Tempel eine gotische Bogenlandschaft passend zu unserer Kirche. Ich baute mein Stativ auf dem Gehsteig vor einer kleinen Kneipe auf. Zwei stolperten heraus, drei gingen noch aufrecht hinein. Ihre Blicke kreuzten kurz meine Canon und einen Moment lag die Frage in der Luft, was es da überhaupt zu fotografieren gibt, doch wenn man die Schaufensterund Thekenperspektive nicht verlässt und den Blick nicht gen Himmel richtet, versäumt man die kleinen Wunder, die man in genau dieser Kneipe nicht finden kann. Egal, meine Sektgläser wären ohnehin leer gewesen. Wir wechselten die Perspektive, verließen die Straße entlang gotischer Luftbögen und stapften durch den Schnee des nahen Schlossgartens. Mal stellten wir uns einen Baum vor die blendenden Strahler, überprüften Belichtungszeit und Blende, drückten auf den Auslöser und reihten Bild an Bild. Bis uns der Nebel einen Strich durch die Rechung machte. Aber einen gut gemeinten. Mit einmal zeigte
sich nämlich der parhelische Ring als Strich quer durch Lichtquelle und Nebel. Von der neuen Erscheinung ganz angetan, richtete ich mein Stativ erneut aus. Und während ich noch aufbaute werkelten auch die Nebelgeister weiter und zeichneten uns eine Parabel in den Nebel, die sie mit einer Gerade im Winkel von exakt 30 Grad ergänzten. Gott sei Dank spielte die Kamera mit. Ein treues Teil. Nur zwei Minuten später verließ uns das neue Bild wieder und lies nur noch die Sektgläser zurück. Vielleicht hat sie der Wirt vergessen. Oder er traut sich nicht raus, es nebelt schließlich kalt. Während es draußen dunkel blieb, dämmerte mir zu Hause langsam, dass wir da etwas beobachtet hatten, das wir nun nicht eindeutig identifizieren konnten. Ich befragte dass allwissende Forum, aber es hatte keine Ahnung. Genau in diesem Moment merkst Du dann, dass du anders hättest vorgehen sollen. Daten sammeln, verschiedene Blickwinkel ausprobieren, vielleicht mit mehreren Kameras gleichzeitig arbeiten. Aber es war zu spät. Ich gehe in Gedanken noch einmal zurück. Was wissen wir über die Phänomene? Nichts!? Doch halt. Erinnere Dich zurück. Als ich mein Auto parkte, musste ich unter den Lampen halten, denn wenn ich nicht am Hang parke, kann ich mein Auto nicht mehr anrollen. Die Batterie ist nämlich kaputt. Und dann, als Du den Fotoapparat
A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N 57
auspacktest, warst Du da nicht enttäuscht, dass Du nichts mehr sehen konntest? Stimmt. Bei einem Winkel über 30 Grad zwischen Horizont und Lichtquelle war eine Beobachtung der oberen Lichtsäule oder
kondensiert das wärmere Wasser und steigt als winzige Nebeltröpfchen auf. Bei Temperaturen unter 0 Grad bildet sich an diesen Gefrierkernen zunächst ein Prisma aus, welches durch weitere
mit dem oberen Berührungsbogen identifizierbar. Zu dem vermeintlichen Horizontalkreis haben Richard Löwenherz und Alexander Haußmann bereits 1997 die Erklärung
Abb. 3: Lampen-,,Sektgläser" 1 (Aufn. Christian Fenn)
Abb. 4: Lampen-,,Sektgläser" 2 (Aufn. Christian Fenn)
der gotischen Bögen gar nicht möglich. All meine Aufnahmen der ,,Sektgläser" gelangen mir zwischen 5 Grad und 20 Grad . Sie standen zunächst ausschließlich über der Lichtquelle. Drunten gab es nichts, auch keine untere Lichtsäule. Und dann erst später, als der parhelische Ring sich zeigte, konnte man auch kleine untere Lichtsäulen beobachten, die fast nicht der Rede wert waren. Und erst dann, unabhängig von oberer Lichtsäule, Sektgläsern und dem Horizontalkreis entstand mit einmal die Parabel zeitgleich mit der 30 Grad -Geraden. Und wie sich das für Geister gehört, schwebte alles ausschließlich über der Lichtquelle. Drunten gab es nichts. Beide kamen und gingen ohne sich mit den anderen Erscheinungen zu stören. Manchmal sind die Nebelgeister üble Kandidaten. Sie stellen Dich vor ein Rätsel, das Du auch nach Stunden nicht lösen kannst. Hätte ich meine Blicke lieber mal in das Sektglas gerichtet und mich der Kneipe bedient, dann müsste ich mir keine Gedanken um die Entstehung des Glases machen. Aber was rede ich da. Die Thekenperspektive kann mit dem Himmel noch lange nicht konkurrieren. Lege Dich jetzt schlafen, alter Narr, morgen ist auch noch ein Tag.
Eine Spurensuche von Claudia Hinz: Wie der Beschreibung zu entnehmen, entstand der Eisnebel in der Nähe eines Flusses. Bei sehr niedrigen Lufttemperaturen
Anlagerung von Wassermolekülen symmetrisch weiter bis zu einem Durchmesser von 10 µm. Ist diese Größe erreicht, dann entscheidet die Temperatur, ob das Prisma zu einer Säule oder zu einer Platte weiter wächst. Eisplättchen entstehen in einem Temperaturbereich zwischen -10 Grad C und ca. -20 Grad C und sind, zumindest in Mitteleuropa, aus diesem Grund weitaus seltener als Eissäulchen. Bei der Beobachtung von Christian Fenn waren eindeutig Eisplättchen vorhanden. Da zudem ein deutlicher oberer Berührungsbogen zu sehen war, müssen zusätzlich Säulchenkristalle in der Luft gewesen sein. Wahrscheinlich lag die Temperatur im Grenzbereich zwischen - 9 Grad C und -11 Grad C, in dem sich beide Kristallarten ausbilden können. Was ebenfalls die Seltenheit von derartigen Lampenhalos ausmacht, ist die Tatsache, dass die Lichtquelle nahezu punktförmig sein muss und dass Licht sich in alle Richtungen ungehindert ausbreiten kann. Viele Straßenlampen haben heutzutage Reflektoren oder Lichtabschirmungen. Als sehr schwierig gestaltet sich auch die Benennung der Haloarten, da diese für den Beobachter aufgrund der Nähe der Lichtquelle dreidimensional und perspektivisch verzerrt dargestellt werden. Außerdem kann man nahezu mit den Halos ,,spielen", indem man den Abstand oder die Höhe zur Lichtquelle verändert. Am leichtesten ist noch die Lichtsäule
geliefert, dass es sich hierbei um so genannte Nebenlampen handeln muss: ,,Nach bisherigem Kenntnisstand können Nebenlampen nur im Eisnebel auftreten, da sie auf dem Azimutalkreis der Lampe liegen (gleiche Höhe) ... Außerdem müssen die Kristalle des Eisnebels plättchenförmig sein und mit den Deckflächen in horizontaler Lage stabil schweben. Sie werden wahrscheinlich durch zwei Kreisbögen beschrieben, die Teil eines Spindelkörpers mit größerem oder gleichem Ablenkungswinkel wie der für den entsprechenden Halo sind (berechenbares Abrücken der Nebensonnen). Sie umspannen wie Fassbänder den eigentlichen Spindelkörper und liegen auf dem Kegel der den Azimutalkreis der Lampe im Raum darstellt (Kleinkreis, Ausnahme Horizont). Aus der Perspektive des Beobachters sind dann zwei seitlich auf die Lichtquelle zulaufende Streifen sichtbar, deren Helligkeitsmaximum am Streifenanfang erreicht wird." [1] Eine Erklärung zu den seitlichen Bögen, die das eigentliche ,,Sektglas" bilden, ist in einer Veröffentlichung über Beobachtungen und die Simulation von Haloerscheinungen um eine künstliche Lichtquelle von L. Gislen und J. O. Mattsson [2] gegeben, die dankender Weise von Mark Vornhusen zur Verfügung gestellt wurde. Darin wird diese Erscheinung als Superparhelia bezeichnet. Die Superparhelia entsteht wie die Nebenlampe ebenfalls durch Brechung an
VdS-Journal Nr. 19
58 A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N + C C D - T E C H N I K
orientierten Plättchenkristallen, aber mit einer zusätzlichen Reflexion an der oberen Basisfläche des Kristalls. Superparhelia werden nicht im parallelen Licht gesehen, es sei denn, die Lichtquelle ist unterhalb des Beobachterhorizontes, was normalerweise nicht der Fall ist. Jedoch können sie in divergierendem Licht gesehen werden, wenn die Quelle schräg über dem Beobachter ist. Wie bei der Nebensonne, befinden sich die Kristalle, welche die Superparhelia verursachen, an zwei gebogenen Linien von der Lichtquelle zum Auge des Beobachters. Jedoch, wie vom Beobachter gesehen, bilden die Kristalle zwei von der Lichtquelle ausgehende, helle
nach oben verlaufende Kurven. Noch schwieriger ist es mit den Bögen, die sich zwischen der ,,Superparhelia" und dem Horizontalkreis befinden. Nach meinen Recherchen wurden diese bisher nie beobachtet, deshalb möchten wir sie an dieser Stelle einfach nach dem wahrscheinlichen Erstbeobachter Christian Fenn benennen. Auch die ,,Fennbögen" verlaufen von der Lichtquelle als Parabel nach oben, aber nahezu gerade, ohne erkennbare Kurven und Krümmungen, die einen eventuellen weiteren Verlauf vermuten lassen. Um hinter das Geheimnis dieses Bogens zu kommen, müsste eine dreidimensionale
Simulation erstellt werden, welche die Halos an einer künstlichen Lichtquelle von verschiedenen Standpunkten und Beobachtungswinkeln aus simuliert.
Literaturhinweise [1] R. Löwenherz, A. Haußmann:
,,Schneedeckenhalos unterhalb irdischer Lichtquellen", http://www.meteoros.de/ halschn/schnee2.htm [2] L. Gislen, J. O. Mattsson: ,,Observations and simulations of some divergent-light halos", Applied Optics 42, Nr. 21
Schärfen von Astro-Bildern
von Bernd Marquard
- Teil 2 -
Dieser Teil des Beitrags schließt direkt an den ersten Teil im VdS Journal für Astronomie Nr. 18, Seite 22-24 an. Die Ergebnisse der letzten Schärfungsoperation in Teil 1 zeigt die Abbildung 9. Im unteren Bereich der Kurve sieht man deutlich die Schmälerung. Die maximale Höhe ist etwas größer geworden. Durch die leichte Verschmälerung der gesamten Gauß-Funktion entsteht der Eindruck der Schärfung. Aber eigentlich findet hier gar keine ,,echte" Schärfung statt, da die Breite der Gauß-Funktion in halber Höhe gleich bleibt. Um eine echte Schärfung zu erzielen, muss diese Breite verringert werden. Wenn der obige Algorithmus auf ein Astro-Bild angewendet wird, muss statt der Vektor-Multiplikation eine MatrixMultiplikation angewendet werden. Der Schärfungs-Vektor ist nun eine Matrix der Größe NN und wird analog auf die gesamte Matrix des Bildes angewendet. Diese Matrix nennt man auch Schärfungs-Kern.
Kleiner Einschub: MatrixMultiplikation Bei einer Matrix-Multiplikation werden die Elemente einer Spalte und die Elemente einer Zeile der jeweiligen Matrix miteinander multipliziert und dann addiert. Diese Summe ergibt das Matrixelement in der Ergebnismatrix, und zwar an der Stelle, an der sich Spalte und Zeile kreuzen. Hier ein Beispiel mit zwei allgemeinen 33Matrizen:
VdS-Journal Nr. 19
Diese ,,Über-Kreuz-Multiplikation" nennt man im mathematischen Bereich auch ,,Skalar-Produkt" und ist für größere Matrizen nicht mehr ,,von Hand" durchführbar. Hier müssen dann unsere Computer ran. Bei unseren Astro-Bildern ist die Matrix des Bildes selbst natürlich wieder viel größer als die Schärfungsmatrix. Hier führen wir die Matrix-Multiplikation sukzessive über den gesamten Bereich der Bild-Matrix durch. Wenn ein Bild 100 100 Pixel groß ist, dann müssen über das gesamte Bild 98 x 98 = 9.604 MatrixMultiplikationen durchführen. Lassen Sie also Ihren Taschenrechner dort, wo er ist. Bei einer 33-Schärfungsmatrix geht rund um das Bild ein Bildpixel verloren (siehe oben). Auch hier kann man die Bildgröße durch Hinzufügen von Pixelreihen mit dem jeweiligen Hintergrundrauschen erhalten. Die Frage, die sich jetzt natürlich stellt, ist die folgende: Wie beeinflussen die Zahlen der Matrix den Schärfungsprozess? Wir können hier folgende Regel benutzen: Man zählt die negativen und die positiven Zahlen in der Matrix zusammen.
Die Summe der positiven Zahlen muss größer sein, als die Summe der negativen Zahlen. Je näher jedoch die positive Summe an die negative Summe herankommt, desto stärkere Schärfung wird erfolgen. In Gleichung 9 ist die Summe der negativen Zahlen gleich 4,0, die Summe der positiven Zahlen ist gleich 5,0. Man kann das Schärfungs-Verhalten der Matrix steigern, indem man die negativen Werte unverändert lässt und die positive Zahl in der Mitte der Matrix auf 4,2 setzt. In der Abbildung 10 wurde eine sehr unscharfe Sternabbildung mit der Schärfungsmatrix aus Gleichung 9 behandelt. Der positive Wert in der Mitte wurde jedoch mit 4,1 gewählt. Wird der positive Wert in der Mitte der Matrix dagegen sehr groß im Verhältnis zur Summe der negativen Werte gewählt, so erfolgt eine sehr schwache Schärfung des Bildes.
In Gleichung 10 wird eine SchärfungsMatrix der Größe N = 5 gezeigt.
Der Normierungs-Wert wird für diese Matrizen folgendermaßen berechnet (Gleichung 11):
C C D - T E C H N I K 59
Wie man jedoch in Abbildung 10 auch klar sehen kann, ist der Durchmesser des Sterns in halber Höhe immer noch unverändert. D. h., dieses Verfahren ist nur beschränkt tauglich. Die früheren unscharfen Hubble-Bilder kann man mit diesem Verfahren nicht ,,scharf rechnen". Weiterhin müssen wir noch eine andere unangenehme Sache berücksichtigen. Nehmen wir einen Stern, der vor dem Hintergrund eines Nebels steht. D. h., der Stern steht nicht vor absolut schwarzem Hintergrund, sondern vor einem mehr oder weniger hellen Hintergrund. Nun wird bei unserem Algorithmus die Intensität rund um das Maximum der Gauß-Funktion auf die Mitte dieser Funktion addiert. Leider entsteht dann rund um den Stern ein hässlicher dunkler Ring (vor allen Dingen dort, wo die negativen Pixelwerte nach der Vektor- bzw. Matrix-Multiplikation auftraten (siehe oben). Steht der Stern nun vor dem helleren Hintergrund eines Nebels oder einer Galaxie, so ist dieser Effekt noch deutlicher zu sehen (Abb. 11). Wir haben nun ein Matrix-MultiplikationsVerfahren dargestellt, mit dem wir SternAbbildungen geschärft haben, indem wir das Astro-Bild mit einer Schärfungsmatrix (Schärfungskern) multipliziert haben. ACHTUNG: Die Schärfung eines realen Astro-Bildes ist wesentlich schwieriger, als die Schärfung einer ,,idealen" Sternabbildung, wie wir sie im ersten Teil des Artikels benutzt haben. Ein reales Astro-Bild besteht nun einmal aus chaotischen Strukturen und nicht sonderlich ,,idealen" Sternabbildungen.
Reale Astro-Bilder Nun wollen wir das beschriebene Verfahren an unterschiedlichen realen Astro-Bildern testen. Es werden verschiedenartige BildInhalte in den Test aufgenommen: · Galaxien (M 51 und M 90) · planetarischer Nebel (M 57) · Gasnebel (M 1) · Mond · Jupiter Diese Bildtypen sollen das Schärfungsverfahren mit unterschiedlichen Parametern ,,durchlaufen", um so das bestmögliche Ergebnis zu ermitteln. Bei der ersten Testbildreihe wird eine Schärfungsmatrix der Größe 33 verwendet (Gleichung 12). Das mittlere Matrixelement F wurde für die verschie-
Abb. 9: Darstellung der neuen Daten nach der Schärfung
denen Bilder modifiziert, um die unterschiedliche Wirkung zu ermitteln. F muss in diesem Fall größer als 4,0 sein, sonst funktioniert der Algorithmus nicht.
Die Aufnahmen in den Abbildungen 12 bis 18 sind im Laufe des jeweiligen Prozesses in der Größe nicht geändert worden. Mit einer Änderung der Größe wird nämlich im Allgemeinen wieder die Schärfe des
Bildes geändert! Zunächst einmal muß man feststellen, dass unterschiedliche Astro-Objekte auf die gleichen Schärfungs-Parameter unterschiedlich reagieren. Das bedeutet natürlich, dass wir keinen Wert F festlegen können, der optimal für alle Astro-Bilder wäre. Für M 1 (Abb. 12) würde man wohl F = 6,0 wählen. Bei M 51 (Abb. 13) ist F = 10,0 das Äußerste. Ansonsten wird das Bild zu körnig und die Strukturen verschwinden komplett. Für M 57 (Abb. 14) würden wir ein F = 5,0 bis 6,0 verwenden. Die Strukturen im Ringnebel sind
Abb. 10 (oben): Deutliche Schärfung (rechts) mit geänderter Matrix
Abb. 11 (links): Der ,,dunkle Ring" bei hellerem Hintergrund
VdS-Journal Nr. 19
60 C C D - T E C H N I K
Abb. 12: M 1 Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5
Abb. 13: M 51 Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5 Abb. 14: M 57 Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5
Abb. 15: M 90 Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5 Abb. 16: Mond Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5 Abb. 17: Jupiter Original, F=10,0, F=6,0, F=5,0, F=4,5, F=4,2 Abb.18: M 1: Original, 33 F=8,0, 55 F=40,0, 77 F=88,0
VdS-Journal Nr. 19
C C D - T E C H N I K 61
deutlicher und der Zentralstern ist gut erkennbar. Bei M 90 (Abb. 15) ist wohl wieder F = 6,0 angesagt. Galaxien, also sehr helle, groß-flächige Objekte, müssen wohl mit einen größeren F (= schwächere Schärfung) bearbeitet werden. Beim Bild vom Mond (Abb. 16) dagegen, kann man schon fast mit F = 5,0 arbeiten. Die Krater werden deutlich schärfer abgebildet. Beim Planeten Jupiter kann man ein F von 5,0 bis 4,5 verwenden, um die Ringstrukturen scharf abzubilden. In der Abbildung 17 kann man auf der rechten Seite von Jupiter durch die Schärfung zwei Monde erkennen, die auf dem Original-Bild (Abb. 17 links) nicht zu erkennen sind. Die Abbildung 17 verwendet ein F von 4,2 für Jupiter. Nun sind die beiden Monde sehr deutlich zu sehen. Allerdings bildet sich dann auch wieder der berühmte ,,schwarze Ring" um den Planeten aus. Man muss also für jedes Astro-Bild den
günstigsten Wert durch Probieren herausfinden.
Größe der Schärfungsmatrix Welchen Einfluss hat eigentlich die Größe der Schärfungsmatrix auf die Schärfung? Die größeren Matrizen (N ist ungerade, also 33, 55, usw.) können nach folgendem Schema aufgebaut werden: 1. Die gesamte Matrix mit ,,-1"
besetzen. 2. An die 4 Eckelemente eine ,,0"
setzen. 3. Das Element in der Mitte bekommt
einen Wert, der größer als ,,N x N - 4" ist, wobei N die Größe der Matrix ist. Die Bilder in der Abbildung 18 zeigen M 1, die jeweils mit einer 33-, einer 55- und einer 77-Matrix geschärft worden sind. Ganz links ist das Original zu sehen. Der Faktor F wurde immer so gewählt, dass er
genau doppelt so groß wie der minimal mögliche Wert (N x N - 4) war. Man kann erkennen, dass bei größerer Matrix der Schärfungseffekt stärker ist. Ansonsten sind die Unterschiede hier eher gering. Es sieht so aus, als ob der Schärfungseffekt mit großen Matrizen ,,weicher" ist. Aber dies kann auch ein subjektiver Eindruck sein und hängt sicherlich auch wieder vom astronomischen Objekt ab. Diese beiden ersten Teile des Beitrags sollten Sie in das Thema ,,Schärfung" einführen. Wie Sie sehen, ist das Ganze jedoch nicht so einfach. Das erste vorgestellte Verfahren ist zwar anwendbar, aber auch nicht gerade Gold wert! Aber es gibt noch einige andere Verfahren, die im nächsten Teil des Artikels vorgestellt werden sollen.
Nachrichten aus der VdS-Fachgruppe
CCD-Technik
Liebe Mitglieder der VdS-Fachgruppe CCD-Technik, liebe CCD-Interessierte! Auf der kürzlich in Kirchheim/Thüringen stattgefundenen 12. CCD-Tagung wurde die Neuorganisation der Fachgruppe CCDTechnik beschlossen. Die Umstrukturierung resultiert aus einer ganzen Reihe von Faktoren, die fast zu einem Zusammenschluss der VdS-FG ,,CCD-Technik" mit der VdSFG ,,Selbstbau" zu einer neuen VdS-FG ,,Astro-Technik" geführt hätte. Einer dieser Faktoren ist, dass die Konturen der VdS-FG CCD-Technik in den letzten
Jahren immer unschärfer wurden, weil der Gebrauch von CCD-Kameras und Digitalkameras jedem Astrofotografen, Veränderlichenbeobachter oder auch Spektroskopiker in Fleisch und Blut übergegangen ist. Aufklärungsarbeit in Bezug auf den Umgang mit solchen Geräten muss praktisch nicht mehr geleistet werden. Zudem kehrten die damals aus verwandten Fachgruppen neu in die VdS-FG CCDTechnik hinzugekommenen Amateure im Laufe der letzten Jahre wieder in ihr ursprüngliches Arbeitsgebiet zurück. Ist ein Astrofotograf mit CCD-Kamera
nun ein CCDler oder Astrofotograf? Natürlich beides! Aber die Grenzen sind verschwommen. Dies zeigte sich in der letzten Ausgabe des VdS-Journals, in der zum Schwerpunktthema CCD-Technik nur mit deutlichem Zuwirken der VdS-FG Astrofotografie eine befriedigende Anzahl an Beiträgen veröffentlicht werden konnte! Ein zweiter Faktor ist der Informationsaustausch. Dank der CCD-Liste können Fragen online an eine große Anzahl registrierter Nutzer gestellt werden. Spezialthemen, aber auch allgemei-
n jr.
nd Entwicklung u
d Neuman
Ger
cher Ins trumente
Her w w w
n . n p e tt is
stellu . g e r d . n e u m a n nd o
ng feinmechanischer u
Weitere Informationen auf:
www.gerd.neumann.net
Infoblatt und Prospekte zu den Produkten sowie die aktuelle Preisliste erhalten Sie auf Anfrage gerne per Post oder eMail.
Wackeln war gestern!
Das ELEPHANT Stativ trägt klaglos über 300kg Zuladung, wiegt selber nur leichte 9,5kg und ist dabei im Nu aufgebaut. Mit seiner Höhe von 65cm ist das ELEPHANT Stativ durch die niedrige Schwerpunktlage und die kleine Windangriffsfläche ideal für den visuellen und fotografischen Einsatz größerer Instrumente geeignet.
Wollen Sie sich nie wieder über verzogene Sterne auf Ihren Aufnahmen oder wackelige Bilder im Okular ärgern, ist das ELEPHANT Stativ genau das richtige für Sie!
Technische Daten: Höhe: ~65cm Eigengewicht: 9,5kg Maximale Zuladung: >350kg Spezielle schwingungsdämpfende Alu-Feingußlegierung Widerstandsfähige Pulverbeschichtung (lichtgrau) Nichtrostende Schrauben aus hochfestem Stahl Universeller Flansch für alle gängigen Montierungen Über drei Fußschrauben ohne Werkzeug zu nivellieren Lieferung inklusive Ringschlüssel und Aufstelltellern
NEU!!
Preis: EUR 795,-
(Preis inkl. 16% MwSt.)
Gerd Neumann jr.; Schippelsweg 51, D-22455 Hamburg, Tel.: 040/ 645 090 34 (AB), Fax: 040/ 552 60 961
VdS-Journal Nr. 19
62 C C D - T E C H N I K + C O M P U T E R A S T R O N O M I E
ne Fragen werden hier behandelt. Die ursprüngliche Aufgabe der VdS-FG CCDTechnik Aufklärungsarbeit zu leisten, ist deshalb auch deutlich in den Hintergrund getreten. Als dritten und abschließenden Punkt möchte ich auch noch strukturelle und organisatorische Engpässe anführen, die zu einem allmählichen Nachlassen des Interesses an einer FG CCD-Technik führten. Die Präsenz der FG war und ist in jeder Hinsicht zu schwach. Aus diesen Gründen wurde im Rahmen der diesjährigen CCD-Tagung eine Neuorganisation beschlossen, die zu einem Beleben der Aktivitäten, einer Steigerung des Bekanntheitsgrades und damit zu einer gesunden Eigenständigkeit der VdS-FG CCD-Technik führen sollen. Folgende Punkte wurden beschlossen: 1) Betreffs der Neuorganisation konnten Silvia Kowollik, Konrad Horn und Oliver Schneider für eine aktive Beteiligung für die anstehenden Aufgaben gewonnen werden. Vielen herzlichen Dank! Dirk Langenbach und Dennis Möller wer-
den sich verstärkt um die Belange der Fachgruppe kümmern. 2) Das Wesentliche ist die Rückbesinnung auf Grundlagen und Innovationen der Technik. Auch wenn die Zeiten der neunziger Jahre vorbei sind (Selbstbau von CCD-Kameras, Tüfteln und Probieren mit Chips), gibt es genügend Möglichkeiten, auch die heutige Hard- und Software sowie neue Aufnahmemethoden weiter zu entwickeln und in anwendungsorientierte Zielgruppen zu bringen. 3) Die FG CCD-Technik bemüht sich um mehr ,,VdS-Identität" und wird aus ihrer in sich gekehrten Rolle heraustreten. Es ist eine Corporated Identity nötig, die der Öffentlichkeit bewusst gemacht werden muss. Dabei soll der FG-Name dem Leser deutlicher werden: Nennung in eigenen Artikeln, Erkennbarkeit in Vorträgen und Powerpoint-Präsentationen. 4) Im ,,VdS Journal für Astronomie" wird häufiger über die FG-Interna zu lesen sein, nicht nur fachspezifische Themen. Eine Zusammenarbeit mit SuW und astronomie. de wird angestrebt. Neben der Plattform
der CCD-Liste soll eine Möglichkeit zur Kommunikation innerhalb der FG zur Besprechung von FG-Interna entwickelt werden. 5) Die private Webseite von Dennis Möller wird als FG-Seite aufgegeben, die FG wird sich in die allgemeine Szenerie aller VdS-Fachgruppen eingliedern. Auf dem VdS-Server soll für die FG CCDTechnik Platz zur Verfügung gestellt werden. 6) Die Fachgruppe CCD-Technik wahrt ihre Eigenständigkeit. Im Rahmen dieser Umstrukturierungsmaßnahmen ist die Fachgruppe für Anregungen und auch Mitarbeit offen und dankbar. Wer mitmachen möchte, kann die VdSFachgruppe CCD-Technik unter folgender Adresse kontaktieren:
Dennis Möller Aßmayergasse 5-7 / 1 / 4 A-1120 Wien Österreich E-Mail: moeller-d@gmx.de
FITS - Das Bilddatenformat
von Otmar Nickel
für die Astronomie
Bereits Ende der 70er Jahre, als man in der astronomischen Forschung begann, Bilder in digitaler Form, z. B. von Radioteleskopen oder auch CCD-Kameras aufzunehmen, war ein von allen Institutionen verwendetes Datenformat erforderlich, um gegenseitig Bilder auszutauschen, bzw. mit verschiedenen Programmen darzustellen und zu verarbeiten. Um digitale Bilder austauschen zu können, sind natürlich auch außerhalb der Astronomie Bildformate entwickelt worden, z. B. das TIF- oder JPG-Format. Die für wissenschaftliche Zwecke erforderlichen Informationen über die Aufnahmeparameter, das aufgenommene Objekt, bzw. den aufgenommenen Himmelsausschnitt können jedoch mit diesen Dateiformaten nicht abgedeckt werden. Zu diesem Zweck entwickelten die Astronomen Donald C. Wells, Eric W. Greisen und Ronald H. Harten 1979 das FITS-Format (Flexible Image Transport System [1]). Dieses Dateiformat ist seitdem das Standardformat für astronomische Bilddateien sowohl für Berufs- als auch Amateurastronomen. Es wurde bis heute
weiterentwickelt; so musste z. B. wegen der Jahr-2000-Problematik das ursprüngliche Datumsformat geändert werden. Zur Beschreibung des FITS-Formats gibt es viele Webseiten. Zu erwähnen ist vor allem das FITS Support Office der NASA [2], von dem man auf alle relevanten Seiten gelangt. Da es allerdings für den Einsteiger mühsam ist, einen ersten Einblick in das Format zu gewinnen, gebe ich im Folgenden einen kurzen Überblick über den Standard und die wichtigsten Informationen, die man aus einer FITSDatei erhalten kann. FITS-Dateien bestehen aus drei Teilen: einem Header im Textformat (ASCII), der eine Beschreibung der Bild- und Aufnahmeparameter und des Objekts enthält sowie den eigentlichen Bilddaten in binärer Form. Als letzter Teil folgt ein ,,Tailer", der jedoch nur Nullen enthält, damit die Dateilänge ein Vielfaches von 2.880 Bytes beträgt - ein Relikt aus der Magnetband- und Lochkartenzeit.
Der Header Der Header besteht aus einem oder mehreren Textblöcken mit einer Größe von
jeweils 2.880 Bytes, bzw. je 36 Textzeilen zu 80 Bytes. Die einzelnen Textzeilen enthalten keine Begrenzungszeichen (z. B. Zeilenvorschub); der Header kann daher nicht mit einem normalen Texteditor gelesen werden. Jede Zeile besteht aus einem Schlüsselwort (Keyword) von max. 8 Zeichen und einem dazugehörigen Parameter in der Form KEYWORD = Parameter Keyword, Gleichheitszeichen und Parameter sind an festen Positionen angeordnet: · Byte 1-8: Keyword (linksbündiger
ASCII-String ohne Leerzeichen). · Byte 9-10: Gleichheitszeichen und
Leerzeichen. · Byte 11-30: numerische Parameter.
oder · Byte 11-80: String Parameter,
beginnend mit einem Hochkomma ('). Kommentare können nach einem Parameter angefügt werden, beginnend mit einem Schrägstrich (/). Wenn ein Keyword nicht mit einem bestimmten Parameter verknüpft ist, können die Bytes 9-80 beliebige ASCII-Zeichen enthalten. Bestimmte Keywords müssen in jedem Header ent-
VdS-Journal Nr. 19
C O M P U T E R A S T R O N O M I E 63
halten sein: · SIMPLE: verbunden mit einer logischen Konstante (T für true oder F für false), die angibt, ob die Datei dem FITS-Standard entspricht (SIMPLE = T) oder in irgendeiner Form davon abweicht. · BITPIX: eine Integer Konstante für die Bitanzahl der Datenwerte des Bildes an; erlaubte Werte sind: - 8: Byte-Daten (Intensitätswerte von
0-255) - 16: 16-Bit Integer-Zahlen
(Intensitätswerte von -32768...+32767) - 32: 32-Bit Integer-Zahlen (-231 ... +
(231 -1) ) - -32, -64: 32/64-Bit Float-Zahlen (IEEE
Format) · NAXIS: Anzahl (0-99) der Dimensionen der Datenmatrix. 0 bedeutet, dass keine Daten nach dem Header folgen. Eindimensionale Daten (z. B. Daten eines Spektrums) sind durch eine 1, monochrome (2-dimensionale) Bilder durch eine 2 definiert. Farbbilder oder allgemein Multi-Spektralbilder könnten durch eine 3 charakterisiert werden, wobei die Farbe bzw. der Spektralbereich die 3. Dimension darstellt. · NAXIS1, NAXIS2, ...: Matrixformat des Datensatzes, wobei NAXIS1 die Anzahl der Datenpunkte bedeutet, bezogen auf diejenige Achse, deren Index sich zuerst, bzw. am schnellsten, ändert. Normalerweise (bei zeilenweiser Abtastung) ist dies die horizontale (x-)Achse eines Bildes. In diesem Fall ist NAXIS1 die Anzahl der Bildpunkte in einer Zeile und NAXIS2 die Anzahl der Bildzeilen. · END: dieses Keyword, gefolgt von 77 Leerzeichen, definiert das Ende des Headers. Der folgende Header wäre eine korrekte Bildbeschreibung einer FITS-Datei z. B. eines 768512 CCD-Bildes mit 16 Bit Daten: SIMPLE = T BITPIX = 16 NAXIS = 2 NAXIS1 = 768 NAXIS2 = 512 END
Nach diesen 6 Zeilen folgen noch 30 Zeilen mit Leerzeichen, um den Header auf das Minimum von 2880 Bytes aufzufüllen.
Weitere Keywords Die im Folgenden beschriebenen Keywords sind optional, wobei einige davon auch für Amateurastronomen wichtig sind.
Abb. 1: Mit dem Avis FITS-Viewer können 8-bit und 16-bit FITS-Dateien sowie einige proprietäre Bildformate (z. B. SBIG) geladen werden können. Es können auch einfachere Bildanalysen (z. B. Histogrammdarstellung oder Anzeige der Himmelskoordinaten bei entsprechend kalibrierten Daten) durchgeführt werden. Die Abbildung zeigt die Programmoberfläche mit einer DSS-Aufnahme von M 51, dem Histogramm-Fenster, einem Fenster mit den Header-Daten sowie einem Fenster mit einer Pixel-Statistik.
Abb. 2: Quelltextauszug des Programms FITSdemo1. Es sind zwei Prozeduren der Hauptprogramm-Unit (Fitsmain.pas) zu sehen. ,,TMainform" ist das Programmfenster mit den Bedienungsfunktionen. Die Prozedur ,,TMainform. Load1Click" wird gestartet, sobald der Dateilade-Button angeklickt wird. Dabei wird das Bildobjekt ,,img1" geladen, das entweder als BMP- oder FITS-Datei vorhanden sein muss; das Laden erledigen die Funktionen ,,img.ReadBMPfile", bzw. ,,img.ReadFitsfile" (aus Unit ,,Abitmap"). Das geladene Bild wird schließlich im Bildfenster ,,Imgwin1" mit der Prozedur ,,ShowImage" (aus Unit ,,ImgWin") dargestellt.
VdS-Journal Nr. 19
64 C O M P U T E R A S T R O N O M I E
Pixel) am Ort des Referenzpunkts. · EQUINOX: Äquinoktium der Koordinatenangabe (z. B. 2000.0). Weitere Keywords sind im FITS-Standard [3, 4] definiert. Viele gebräuchliche Keywords sind aber nicht im Standard aufgeführt. Es gibt auf der FITS-Webseite der NASA [2] eine Auflistung von Keywords mit ihren Definitionen (Data dictionaries).
Abb. 3: Bildschirm-Ausgabe des Programms ,,Fitsdemo1" mit CCD-Aunahme von M 13 und Auflistung des FITS-Headers. Das Programm ist mit Delphi ab Version 3 aus den Modulen des Programmpakets, das von der Website des Autors [7] geladen werden kann, compilierbar. Es enthält nur die einfachsten Funktionen, ist aber dadurch gut als Basis für eigene Entwicklungen von interessierten Amateuren mit Programmierkenntnissen geeignet.
· BZERO und BSCALE: diese Parameter sind zur Umrechnung der Zahlenwerte in der Datenmatrix in die Originalmesswerte gedacht. Die Umrechnung erfolgt über die Formel: Messwert = BSCALE . Datenwert + BZERO Bei CCD-Kameraaufnahmen dienen diese Parameter meistens dazu, die Pixelwerte, welche die Kamera normalerweise im Bereich von 0...65535 (16 Bit) ausgibt, in den Short-Integer-Bereich (32768...32767), der für 16-Bit FITSDaten vorgesehen ist, zu transformieren. In diesem Fall ist BZERO=32768 (215) und BSCALE=1.0. Ein Integer-Wert von -32768 in der Datenmatrix entspricht dann dem Pixelwert 0, der Integer-Wert 32767 entspricht dem Pixelwert 65535. · EXTEND: gibt an, dass der Header
länger als 36 Zeilen ist. · OBJECT: String, der das beobachtete
Objekt identifiziert. · OBSERVER: Name des Beobachters. · TELESCOP: String, der das verwen-
dete Teleskop identifiziert. · INSTRUME: bezeichnet das verwen-
dete Aufnahmeinstrument (z. B. Typ der CCD-Kamera). · DATE-OBS: Datum der Aufnahme (UT) im Format jjjj-mm-dd[THH:MM:SS
VdS-Journal Nr. 19
[.sss]] (Jahr-Monat-Tag, optional mit Uhrzeit), z. B. 2005-04-15. Das Datumsformat war ursprünglich dd/mm/jj (Tag/Monat/Jahr). · DATE: Datum der Generierung des Headers (im Format jjjj-mm-dd, bzw. alt: dd/mm/jj).
Keywords zur Koordinatenbeschreibung Um eine Zuordnung eines Bildes zu den Himmelskoordinaten zu ermöglichen, sind folgende Keywords im Standard vorgesehen: · CRPIX1, CRPIX2,..: definiert die (x, y) Koordinaten in Pixeleinheiten eines Bildpunkts, der als Referenzpunkt für das Koordinatensystem dient, z. B. (1, 1) für die linke untere Ecke des Bildes. · CRVAL1, CRVAL2, ...; CTYPE1, CTYPE2, ...: diese Werte definieren die Himmelskoordinate (z. B. RA, DEC) am Ort des (mit CRPIX1, CRPIX2) definierten Referenzpixels. CTYPEn definiert die Koordinate (z. B. RA-TAN für Rektaszension in TangentialebenenProjektion). Die Koordinatenwerte sind in Grad angegeben (Floating Point Format). · CDELT1, CDELT2, ...: Angabe des Koordinateninkrements entlang der Koordinatenachsen (Winkelgrade pro
Nicht-Standard-Keywords Folgende nicht im FITS-Standard definierte Keywords werden häufig verwendet: · TIME-OBS (oder UT): Startzeit der
Aufnahme (UT, im Format hh:mm:ss). · EXP-TIME (oder EXPOSURE):
Expositionszeit der Aufnahme in Sekunden oder Minuten. · XPIXSZ: Pixelgröße in x-Richtung in µm oder mm. · YPIXSZ: Pixelgröße in y-Richtung in µm oder mm. Da das Format dieser Daten nicht standardisiert ist, muss man beim Auslesen auch die Definition des generierenden Programms kennen. Meistens (aber nicht immer) ist die Definition als Kommentar im Header mit aufgeführt.
Die Bilddaten Die Bilddaten werden im Binärformat anschließend an den Header gespeichert. Wie schon oben beschrieben, sind als Datenformate für die Pixelwerte nur Bytedaten (0...255), 16- oder 32Bit Integer-Daten oder 32- und 64-Bit Kommazahlen im IEEE-Format zulässig. Die Zahlenwerte sind üblicherweise so angeordnet, dass zuerst die Pixel der untersten Bildzeile von links nach rechts aufgelistet werden, zuletzt die Pixel der obersten Bildzeile (entsprechend einem xy-Koordinatensystem). Dies muss jedoch nicht generell so sein: falls Parameter zur Umrechnung in Himmelskoordinaten vorhanden sind, ist durch diese die Anordnung der Pixel bestimmt. Ein FITS-Viewer kann die korrekte Anordnung der Pixel nicht immer erkennen. In diesem Fall wird das angezeigte Bild evtl. spiegelverkehrt dargestellt.
FITS-Dateien Zur Identifizierung von FITS-Dateien existiert zwar keine Vorschrift, als Dateinamenextension wird offiziell ,,.fits" empfohlen. Daneben sind aber die Dateiendungen ,,.fit" und ,,.fts" üblich.
C O M P U T E R A S T R O N O M I E + G E S C H I C H T E 65
FITS-Viewer Software Zur Bilddarstellung von FITS-Dateien gibt es im Internet zahlreiche kostenlose Programme [5]. Darunter gibt es einige brauchbare Programme, getestet habe ich z. B. den Avis FITS Viewer [6]. Die Abbildung 1 zeigt die Benutzeroberfläche dieses Programms. Die kommerziellen Programme zur Verarbeitung von astronomischen Bilddaten bieten natürlich einen größeren Funktionsumfang, sind aber nicht für alle Aufgaben gleich gut geeignet. Programmquellen für die Bildverarbeitung von FITS-Dateien sind meist im FORTRAN- oder C-Code verfügbar. Für die Programmiersprache Pascal, bzw. Delphi für Windows, sind vom Autor dieser Zeilen Programmmodule entwickelt worden, mit denen Bilder aus FITS-Dateien eingelesen, bearbeitet und dargestellt werden können. Delphi ist eine Weiterentwicklung des unter MSDOS beliebten Turbo Pascal. Vor allem für Gelegenheitsprogrammierer bietet diese Sprache den Vorteil einer guten Lesbarkeit.
Das Programmpaket besteht im Wesentlichen aus folgenden Modulen:
Unit Abitmap.pas: Dieses Modul enthält das Objekt ,,Timgbuffer", das die Eigenschaften und Methoden, sowie die Bildmatrix eines
astronomischen Bildes enthält. Dieses Objekt ist an den FITS-Standard angelehnt und enthält als Eigenschaft auch einen FITS-Header. Wesentliche Eigenschaften sind u. a. die Matrixgröße (xsize, ysize) und die Pixeltiefe (8-64bit). Als Datenformat werden im gegenwärtigen Modul 8-bit, 16-bit und 32-bit Integer Daten unterstützt. Wesentliche Methoden des Bildobjekts sind z. B. die Funktion ReadFITSfile, mit der eine FITS-Datei eingelesen werden kann, sowie die Funktion getpixel(x, y), mit der ein Intensitätswert an der Position (x, y) abgerufen wird. Zur Darstellung dient das Bitmap-Objekt Tbitmap256, mit dem eine WindowsBitmap mit 256 Graustufen (oder Falschfarben) aus einer FITS-Bildmatrix generiert werden kann.
Unit imgwin.pas: Dieses Modul enthält ein Fensterobjekt (,,Timgform1") zur Bilddarstellung. Mit der Methode ,,ShowImage" kann ein Bild aus einer FITS-Datei dargestellt werden.
Gmlib.pas und astro1.pas: sind weitere Units. Sie enthalten verschiedene Routinen, die für die astronomische Bildverarbeitung benötigt werden.
Fitsdemo1.exe Das Programm Fitsdemo1.exe ist mit Delphi ab Version 3 aus den Modulen des
Programmpakets, das von meiner Webseite [7] geladen werden kann, compilierbar. Die Abbildung 2 zeigt einen kurzen Ausschnitt aus dem Quelltext des Hauptprogramms, die Abbildung 3 die Programmoberfläche mit einer CCD-Aufnahme von M 13 und der Auflistung des FITS-Headers.
Ausblick Mit den beschriebenen Modulen können natürlich auch wesentlich komplexere Programme zur Bildauswertung entwickelt werden. In einem weiteren Artikel werde ich die photometrische Auswertung von CCD-Bildserien beschreiben.
Literaturhinweise: [1] D. C. Wells, E. W. Greisen, R. H. Harten,
1981: "FITS: a flexible image transport system", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 44, 363 [2] FITS Support office der NASA: http://fits.gsfc.nasa.gov/fits_home.html [3] FITS-Standard: http://archive.stsci.edu/ fits/fits_standard/ [4] FITS Keyword Definitionen: http://fits.gsfc.nasa.gov/fits_dictionary.html [5] FITS Image Viewer: http://fits.gsfc.nasa. gov/fits_viewer.html [6] Avis Fits viewer: http://www.sira.it/msb/ avis.htm [7] Bildverarbeitungssoftware von O. Nickel: http://www.staff.uni-mainz.de/nickel/ Astrosoftware.html
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
Die 2. Tagung der Fachgruppe am 29. Oktober 2005 auf der Sternwarte Sonneberg (Thüringen) liegt bereits hinter uns. Mit 42 Teilnehmern, einem interessanten Programm und vielen persönlichen Kontakten, war es eine erfolgreiche Veranstaltung. Wir werden im nächsten Journal ausführlich darüber berichten. Ich hoffe, dass dann auch einige Vorträge in Artikelform vorliegen. Die Zahl der Mitglieder liegt derzeit bei 67. Im Folgenden lesen Sie zwei interessante Beiträge, die ihren Ursprung in der beobachtenden Astronomie des 18. und 19. Jahrhunderts haben. Hartmut Frommert packt das umstrittene Thema ,,Messier 102" an (dieser Beitrag musste im letzten Heft verschoben werden). Hier geht es um die kontroverse Deutung der Identifikation
dieses Objekts. Ist es die Galaxie NGC 5866 im Drachen oder vielleicht doch eine Doppelbeobachtung von M 101 im großen Bären? Volker Witt berichtet in seinem Artikel über die historische Kopenhagener Sternwarte. Ich wünsche Ihnen viel Spaß beim Lesen; vielleicht finden Sie auch Anregungen für einen eigenen Beitrag - diese Rubrik steht bekanntlich allen offen, egal ob Einsteiger oder Profi!
Ihr Wolfgang Steinicke
VERDÄCHTIG
,,Wir haben ein Handygespräch abgehört. Da sagte einer von Ihnen: ,Wir nehmen uns heute den Fuhrmann vor und schie-
ßen M36, M37 und M38 ab!!!'... Wir müssen Sie vorläufig festnehmen!"
VdS-Journal Nr. 19
66 G E S C H I C H T E
Die alte Sternwarte von Kopenhagen
von Volker Witt
Abb. 1: Auf dem Runden Turm aus dem Jahre 1642 befand sich die erste Sternwarte Kopenhagens.
Das kleine Land Dänemark hatte in der Astronomie bereits eine herausragende Rolle gespielt, als es noch gar keine Teleskope gab. Schließlich verdanken wir den akribisch genauen Himmelsbeobachtungen des Tycho Brahe
(1546-1601), die dieser mit seinen selbst konstruierten Armillarsphären, Quadranten und Sextanten auf der damals zu Dänemark gehörenden Insel Hven (Ven) anstellte, das umfangreiche Datenmaterial, auf das Kepler später bei der Formulierung seiner bahnbrechenden Planetengesetze zurückgreifen konnte. Nicht minder bedeutend war das Wirken des dänischen Astronomen Ole Rømer (1644-1710), den die meisten Menschen in Zusammenhang mit der ersten erfolgreichen Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit kennen, der sich aber darüber hinaus auf vielen Gebieten der Astronomie verdient gemacht hat. So hatte er schon während seines Pariser Aufenthalts in der von Cassini geleiteten Sternwarte ein Okularmikrometer erfunden, und nach Kopenhagen zurückgekehrt, konstruierte er für seine Privatsternwarte in der Store Kannikestræde in den Jahren 1690/91 das erste Durchgangsinstrument der Astronomiegeschichte (beschrieben als ,,Machina Domestica" in Peder Horrebow: ,,Basis Astronomiae"). Als Professor für Astronomie war Rømer gleichzeitig Direktor des Universitätsobservatoriums auf dem Runden Turm (genannt Rundetaarn). Der auch heute noch in KopenhagensAltstadt in der Købmagergade zu besichtigende Runde Turm (Abb. 1) wurde im Jahre 1642 als astronomisches Observatorium fertig gestellt und ist somit eine der ältesten Sternwarten Europas.
Der erste Direktor dieses unter dem
Dänenkönig Christian IV. errichteten Observatoriums war Tycho Brahes Schüler Longomontanus (1562-1647). Angeblich ließ sich Longomontanus bei der eigenwillig zu nennenden Anlage des Runden Turms von der Idee leiten, auf ihm ein Observatorium einzurichten, das eine exakte Kopie von Tychos Stjerneborg auf der Insel Hven darstellen sollte. Das sei auch der Grund, weshalb der Runde Turm und das (eigentlich unterirdische) Stjerneborg genau den gleichen Durchmesser haben. Der Runde Turm diente bis in die Mitte des 19. Jahrhunderts als Universitätsobservatorium. In dieser Zeit wurde der Turm allmählich zu klein für die immer größer und schwerer werdenden Instrumente, und die Innenstadtlage erwies sich zunehmend ungünstig für anspruchsvolle Beobachtungen. So entschloss man sich, weiter draußen auf dem Østervold, gegenüber dem Schloss Rosenborg, auf den Resten der alten Stadtbefestigung ein neues zeitgemäßes Observatorium zu errichten. Mit der Aufgabe wurde Heinrich Louis d`Arrest (1822-1875) betraut, der sich schon als junger Astronom (eigentlich Astronomie"student") bei der Entdeckung des Planeten Neptun auf der Berliner Sternwarte einen Namen gemacht hatte.
Planung und Bau der Sternwarte Der Bau wurde in den Jahren 1859-61 in der für die damalige Zeit des Klassizismus typischen Kreuzform errichtet. Die Pläne dafür stammten von dem dänischen
Abb. 2: Ein zeitgenössisches Ölgemälde zeigt das im Jahre 1861 auf dem Østervold errichtete Observatorium. Abb. 3: Heutige Ansicht des Observatoriums
VdS-Journal Nr. 19
G E S C H I C H T E 67
Architekt Hans Christian Hansen (1803- 1883), der sich nach seiner Ausbildung an der Kopenhagener Bauakademie vor allem in Griechenland mit der Wiederherstellung und Rekonstruktion antiker Bauten befasste. Übrigens war es sein Bruder Theophil Hansen, der den nach antiken Vorbildern im hellenistischen Stil ausgeführten Bau der Athener Sternwarte plante.
Wie der Vergleich mit einem zeitgenössischen Ölgemälde zeigt (Abb. 2), hat sich das Äußere der Kopenhagener Sternwarte in den beinahe 150 Jahren ihres Bestehens nicht verändert. Über dem würfelförmigen Mittelbau - ergänzt durch einen nach Süden ausgerichteten Portalvorbau - erhebt sich die zentrale Kuppel mit 8 m Durchmesser, in der das Hauptinstrument der Sternwarte untergebracht ist (Abb. 3). Die östlich bzw. westlich anschließenden Seitenflügel enthielten ursprünglich ein Transitinstrument und einen Meridiankreis. Im Westbau der Sternwarte war ehedem die Wohnung des Direktors untergebracht, der dazu symmetrisch angelegte Ostbau war dem beobachtenden Personal vorbehalten. Die Astronomen sind allerdings im Jahre 1996 aus der Sternwarte ausgezogen, deren Räume nun für die Verwaltung der naturwissenschaftlichen Fakultät der Kopenhagener Universität genutzt werden. Besucht man heute die Sternwarte, wird man von einer 1866 geschaffenen Bronzestatue Tycho Brahes begrüßt (Abb. 4), die ursprünglich zusammen mit einem Standbild Ole Rømers das Hauptportal schmückte. Damit sollte wohl an die beiden Protagonisten der Astronomie in Dänemark erinnert werden.
Abb. 4: Standbild Tycho Brahes am Zufahrtsweg zur Sternwarte
Der erste Direktor Heinrich Louis d`Arrest H. L. d`Arrest wurde nach einer Zwischenstation an der Leipziger Sternwarte, wo er sich im April 1851 mit einer Arbeit über Kleinplaneten habilitierte, im Jahre 1857 als Professor der Astronomie an die Kopenhagener Universität berufen und im darauf folgenden Jahr zum Direktor der Sternwarte ernannt. Nach Fertigstellung des Observatoriums im Jahre 1861 führte er dort mit dem aus der Münchner Werkstatt von Merz und Mahler stammenden 11-Zoll-Refraktor (f/17,5) die
in Leipzig begonnenen Vermessungen der Positionen aller Herschel-Nebel weiter. Im Jahre 1863 konnte er eine Arbeit mit 215 neu entdeckten Nebeln veröffentlichen, und ein 1867 von ihm herausgegebener Katalog enthielt die Positionen und Beschreibungen von 1492 Nebeln, darunter 321 von ihm selbst entdeckte (Siderum Nebulosorum Observationes Havnienses, Kopenhagen, 1867). Dazu zählt u. a. eine erstmalig vollständige Vermessung des Coma-Haufens, über die in dieser Zeitschrift schon berichtet wurde (W. Steinicke, VdS Journal für Astronomie, Nr. 16, S.14-17). In seinen letzten Lebensjahren (1874/75) beschäftigte sich d`Arrest mit der spektroskopischen Durchmusterung von Fixsternen, deren Ergebnisse er in den Astronomischen Nachrichten veröffentlichte. Als einer der Ersten erkannte er dabei unterschiedliche Entwicklungsstadien der Sterne.
Der Repsold-Refraktor Im Jahre 1895 wurde der Merz-Refraktor durch einen Doppelrefraktor (fotografisch/ visuell) von Repsold (Hamburg) ersetzt (Abb. 5). Die Objektive mit 36 cm bzw. 20 cm Durchmesser und Brennweiten von fast 5 m wurden von der Münchner Firma Steinheil gefertigt. Das Instrument mit der typischen Repsold-Montierung (Abb. 6) ist unter der Kuppel noch im Originalzustand erhalten, was sich durch Nachschlagen in Repsold`s Buch (,,Zur Geschichte der astronomischen Messwerkzeuge", Band 2, Fig. 76) leicht belegen lässt. Charakteristisch ist auch das am visuellen Rohr angebrachte Positionsmikrometer mit der Jahreszahl 1894 (Abb. 7). Der äußere Handring dient zur groben Bewegung und
VdS-Journal Nr. 19
68 G E S C H I C H T E
Abb. 5: Der Doppelrefraktor von Repsold aus dem Jahre 1895 ist im Originalzustand erhalten.
Abb. 6: Die typische Repsold-Montierung
trägt zwei Glühlampen für die Beleuchtung der Fäden bzw. des Positionskreises und der Mikrometer-Trommeln. Die erste Hälfte des 20. Jahrhunderts ist an der Kopenhagener Sternwarte gekennzeichnet durch das Wirken von Elis Strömgren (1870-1947) und seinem Sohn Bengt Strömgren (1908-1987). Vor allem der Letztere war ein erfolgreicher Astrophysiker, der hauptsächlich über Sternspektren, Sternatmosphären (Strömgrensphäre!) und die interstellare Materie arbeitete. Er war von 1970 bis 1973 Präsident der Internationalen Astronomischen Union (IAU), die auch bis zum Jahre 1965 ihren zentralen Nachrichtendienst an der Kopenhagener Sternwarte hatte. Seit 1953 befindet sich nun das Kopenhagener Observatorium außerhalb der Stadt in Brorfelde, wo u. a. ein 0,77-mSchmidt-Teleskop errichtet wurde.
Weitere Informationen Adresse der Sternwarte: Østervoldgade 3 (nur Außenbesichtigung) Ein paar Schritte nördlich der Sternwarte (Østervoldgade 5-7) befindet sich das Geologische Museum mit einer sehenswerten Meteoritensammlung, darunter im
Freigelände der Meteorit Agpalilik mit einer ursprünglichen Masse von 20 t. Der 35 m hohe Runde Turm (Købmagergade 52a) mit seinem interessanten Schneckengang im Innern kann bestiegen werden (Aussicht auf die Altstadt Kopenhagens). Außerhalb der Stadt befindet sich das Kroppedal-Museum für Astronomie, Moderne Geschichte und Archäologie (Kroppedals Alle 3, 2630 Taastrup, www. kroppedal.dk), wo viele Exponate aus der Astronomiegeschichte Dänemarks zu sehen sind.
Literaturhinweise [1] P. Müller, 1978: ,,Sternwarten
- Architektur und Geschichte der astronomischen Observatorien", 2. Aufl., Verlag Peter Lang, Frankfurt/Main [2] F. Pors, F. Aaserud, 2001: "The Physical Tourist, Historical Sites of Physical Science in Copenhagen", Phys. perspect. 3, 230, Birkhäuser Verlag, Basel
Abb. 7: Am visuellen Rohr ist noch das originale Positionsmikrometer aus dem Jahre 1894 vorhanden.
VdS-Journal Nr. 19
G E S C H I C H T E 69
Messier 102: Status der Identifizierung dieses Messier-Objekts
von Hartmut Frommert
Messier 102 galt lange als ,,vermisstes" Messier-Objekt. In jüngerer Zeit wurde dieser Eintrag in Messiers Katalog häufig als Duplikation des vorigen, M 101, angesehen (Abb. 1). Historische Evidenz spricht dagegen eher dafür, dass M 102 mit der Galaxie NGC 5866 identisch ist (Abb. 2).
Abb. 1: M 101 im Großen Bären (Aufnahme: Chris Schur)
Der französische Astronom Charles Messier erstellte seinen bekannten ,,Katalog von Nebeln und Sternhaufen" in den Jahren 1758 bis 1781 [1]. Neben eigenen Entdeckungen enthält der Katalog auch bereits zuvor bekannte Objekte, deren Position Messier überprüft hatte, insbesondere auch Beiträge von Pierre Mechain, mit dem Messier in den Jahren vor 1781 zusammenarbeitete. Im Frühjahr 1781 hatten Messier und Mechain mit großem Eifer neue neblige Objekte katalogisiert. Bis zum 13. April 1781 (übrigens einem Freitag) hatte Messier die Positionen von 100 Objekten überprüft. Nun nahte die Drucklegung des französischen Jahrbuchs, der ,,Connoissance des tems" für das Jahr 1784, wo der Katalog publiziert werden sollte. So fügte Messier die letzten drei ihm von Mechain gemeldeten Objekte ohne eigene Verifikation am Ende des Katalogs unter den Nummern 101, 102 und 103 ein, unter dem Vermerk ,,von M[onsier] Mechain, welche M. Messier noch nicht beobachtet hat." Die gedruckte Version enthält nur für M 101 eine Position, von M 102 und M 103 liegen lediglich Beschreibungen vor (Abb. 3). Messier hat allerdings in seinem persönlichen Exemplar des Katalogs für beide Objekte handschriftlich Positionen nachgetragen, s. u. Die Beschreibung für M 102 lautet: ,,102. Nebel zwischen den Sternen Omikron Bootis & Iota Draconis: er ist sehr schwach; in seiner Nähe ist ein Stern 6. Größe." Etwa zwei Jahre nach Fertigstellung des Katalogs, am 6. Mai 1783, schrieb Pierre Mechain einen Brief an Bernoulli in Berlin, der zum einen im französischen Original in den Memoirs der Berliner Akademie [3], zum anderen in deutscher Übersetzung im Astronomischen Jahrbuch für 1786 von Johann Elert Bode [4] publiziert wurde. Neben anderen Beiträgen, u. a. zum neuentdeckten Planeten Uranus, beschreibt
Abb. 2: NGC 5866 im Drachen (Aufnahme: Chris Schur)
Mechain seine Nebel-Beobachtungen, soweit sie nicht schon im Messier-Katalog von 1781 enthalten sind. Aufgrund dieses Briefs haben Helen Sawyer Hogg im Jahre 1947 [10, 11] und Owen Gingerich im Jahre 1953 [12] die Objekte M 104 bis M 109 dem modernen Messier-Katalog hinzugefügt. In einem Nachsatz zu den Nebel-Entdeckungen widerruft Mechain hier seine Entdeckung von M 102 mit folgenden Worten: ,,Ich will nur hinzufügen dass Nr. 101 & 102 auf S. 267 der Connoissance des Temps
Abb. 3: Auszug aus dem Messier-
Katalog (Connoissance des Temps für
1784, S. 267)
für 1784 nichts als ein und derselbe Nebel sind, der für zwei gehalten worden ist, wegen eines Fehlers in den [Himmels-] Karten." Bode hat diese Bemerkung an den Anfang von Mechains Nebel-Beschreibung vorgezogen und für sein Astronomisches Jahrbuch für das Jahr 1786 etwas ausgeschmückt: ,,Seite 267 der Connoissance des Temps f. 1784. zeigt Herr Messier unter No. 102 einen Nebelfleck an, den ich zwischen Omikron Bootes und Iota Drachen entdeckt habe; dies ist aber ein
VdS-Journal Nr. 19
70 G E S C H I C H T E
Abb. 4: Positionen von M 101, NGC 5866 (M 102) und Messiers ,,M 102" (X)
Fehler. Dieser Nebelfleck ist mit dem vorhergehenden No. 101 ein und derselbe. Herr Messier hat durch einen Fehler in den Himmelscharten veranlasst, denselben nach dem ihm mitgetheilten Verzeichnisse meiner Nebelsterne verwechselt." Trotz dieser Publikation und einer Erwähnung bei Bigourdan 1907 [7] wurde Mechains Brief für lange Zeit praktisch vergessen. Erst 1947 hat Helen Sawyer Hogg die Veröffentlichung im Berliner Jahrbuch wiederentdeckt [10, 11]. Nachfolgende Publikationen haben diese Sicht dann häufig übernommen [z. B. 14, 16]. Dennoch regen sich Zweifel an Mechains Widerruf: Erstens waren sowohl Messier wie auch Mechain sorgfältige Beobachter, belegt durch die Tatsache, dass zumindest zu allen anderen Katalog-Einträgen ein astronomisches Objekt identifiziert werden konnte. Zum anderen unterscheiden sich die Beschreibung von M 101 und M 102 erheblich; M 101 wird wie folgt beschrieben: ,,101. Nebel ohne Stern, ziemlich dunkel & sehr groß, von 6 oder 7 [Bogen-] Minuten Durchmesser, zwischen der linken Hand des Bootes und dem Schwanz von Ursa Major. Er ist nur schwierig zu erkennen wenn man die Drähte [des Mikrometers] beleuchtet." Es erscheint zweifelhaft, ob hiermit dasselbe Objekt gemeint ist. Drittens hat Mechain seinen Widerruf nur in einer Bemerkung in einem Brief an die Berliner
VdS-Journal Nr. 19
Akademie geäußert, der zwei Jahre nach der Publikation geschrieben wurde, niemals aber z. B. in Frankreich veröffentlicht, weder in der ,,Connoissance des Temps" noch in den Veröffentlichungen der Akademie, und das obwohl Mechain selbst die ,,Connoissance" zwischen 1785 und 1792 herausgegeben hat (Jahrgänge für 1788 bis 1794). Schließlich wurde auch nach 1783 in der ,,Connoissance" für 1787 der Messier-Katalog unverändert abgedruckt, einschließlich M 102. Zudem gibt es ein Himmelsobjekt, auf das Mechains Beschreibung von M 102 im Messier-Katalog von 1781 recht gut passt [17, 18]. Zunächst enthält diese Beschreibung allerdings einen offenkundigen Fehler: Omikron Bootis ist mehr als 40 Grad von Iota Draconis entfernt! Dies macht es unmöglich, hiernach ein bestimmtes Objekt zu finden. Vermutlich ist wegen eines Satz- oder Schreibfehlers einer der Sterne falsch angegeben. So hatte J. L. E. Dreyer [6] spekuliert, Omikron Bootis könnte richtig, aber statt Iota Draconis könnte Iota Serpentis gemeint sein, und NGC 5928 als Kandidaten für M 102 vorgeschlagen. Diese Galaxie kann aber aufgrund ihrer Lichtschwäche (nur 14. Größe) sicher ausgeschlossen werden; die schwächsten Objekte des Messier-Katalogs sind etwa von 10. visueller Größe. Wahrscheinlicher ist die Annahme, dass Omikron eigentlich Theta Bootis lauten
sollte, wie zuerst Admiral Smyth bemerkte [5]. In diesem Fall könnte M 102 ein Mitglied einer kleinen Galaxiengruppe in dieser Himmelsgegend sein. Die hellste dieser Galaxien ist NGC 5866, eine linsenförmige Galaxie etwa von 10. Größe, als einzige in dieser Gruppe hell genug für die Instrumente der beiden Franzosen, heller als die Messier-Objekte M 76, 91, 98 und 108, und etwa von gleicher Größe wie M 97 und 99. Smyth schlug allerdings die schwächere NGC 5879 vor, zudem gehört auch die bekannte edge-on-Galaxie NGC 5907 zu dieser Gruppe. NGC 5866 wurde 1917 etwa zeitgleich von Shapley und Davies [8] sowie Flammarion [9] vorgeschlagen und fand in jüngerer Zeit z. B. Einzug in den RNGC [15]. Auch befindet sich in der Nähe von NGC 5866, etwa 1 Grad entfernt und fast genau südlich, der 5,25-mag-Stern HD 134190, der sich für das Aufsuchen des Objekts hervorragend eignet; diesen könnte Mechain in seiner Beschreibung mit dem ,,Stern 6. Größe" gemeint haben. In der Nähe von M 101 gibt es keinen derart hilfreichen Stern, die Beschreibung passt besser auf NGC 5866. Noch wichtiger für die Identifizierung von M 102 ist allerdings historische Evidenz, dass Charles Messier wahrscheinlich NGC 5866 beobachtet hat, als er versuchte, das Objekt M 102 zu verifizieren: In seinem persönlichen Exemplar des Katalogs [2] fügte Messier handschriftlich ungefähre Positionen für die Objekte M 102 und M 103 ein, vermutlich schon kurz nach dessen Veröffentlichung im Jahre 1781. Erst Flammarion, in dessen Besitz Messiers Exemplar durch glücklichen Zufall gelangt war, hat diese Positionen veröffentlicht [9]. Seine Position von M 103 liegt etwas mehr als 1 Grad nördlich und geringfügig östlich des wirklichen Sternhaufens. Für M 102 lautet Messiers Position (für die Epoche etwa 1781): R.A.: ,,14.40", Decl.: ,,56." (ca. 1781). Präzediert nach Epoche 2000.0 wird diese Position: R.A. = 14h 46,5m, Decl. = +55,1 Grad (2000.0). Wie bereits 1960 von Owen Gingerich [13] festgestellt, befindet sich an dieser Position kein auffälliges Objekt, das Messier gesehen haben könnte und zu Mechains Beschreibung passt. Jedoch steht NGC 5866 fast genau 20 Minuten oder 5 Grad in Rektaszension östlicher (und geringfügig nördlicher, ein Winkelabstand von nahezu 3 Grad; Abb. 4): R.A. = 15h 06,5m, Decl. = +55,7 Grad (2000.0). Da Messier Himmelskarten mit einem Koordinatennetz mit 5 Grad Abstand
G E S C H I C H T E 71
benutzte, könnte ein Fehler in der Datenreduktion, etwa ein einfacher Schreibfehler am Gradnetz oder ein Ablesefehler, die Abweichung erklären. Ein ähnlicher Fehler war Messier bereits bei der Bestimmung der Position von M 48 (allerdings in Deklination) unterlaufen. Es erscheint daher wahrscheinlich, dass Messier NGC 5866 beobachtet hat, als er die Position von M 102 bestimmte, letztere aber aufgrund eines reproduzierbaren Fehlers falsch notiert hat [19].
Literaturhinweise [1] Charles Messier, 1781: « Catalogue
des Nebuleuses et des Amas d`Étoiles », Connoissance des Temps, ou Connoissance des Mouvemens Celestes, pour l`Annee bissextile 1784, Paris, 1781. S. 227-272. Hier S. 266 u. 267 [2] Charles Messier, 1781: Persönliches Exemplar seines Katalogs, Ausgaben von 1780 (2. Version, M 1-M 68) und 1781 nebst handschriftlichen Notizen. Aus der Bibliothek von Camille Flammarion. Von besonderem Interesse ist der handschriftliche Eintrag der Position von M 102 auf S. 266 in Messiers persönlichem Exemplar des Katalogs von 1781 [3] Pierre Mechain, 1783 : « Extrait No. 9 de la Correspondence de M. Bernoulli », Nouveaux Memoires de l`Academie Royale des Sciences et Belles-Lettres, annee MDCCLXXXII (1782), S. 46-51 (gedruckt 1784) [4] Johann Elert Bode und Pierre Mechain, 1783: ,,Ueber die Bahn des zweyten Kometen von 1781. Entdeckung einiger
Nebelsterne; die Elemente der Bahn des neuen Planeten und astronomische Beobachtungen. Von Herrn Mechain, in Paris", Auszug aus einem Brief an Hr. Bernoulli vom 6. Mai 1783. Astronomisches Jahrbuch für das Jahr 1786. nebst einer Sammlung der neuesten in die astronomischen Wissenschaften einschlagenden Abhandlungen, Beobachtungen und Nachrichten. Berlin, 1783. S. 231-237. Hier S. 233 [5] William Smyth, 1844: "The Bedford Catalogue: From A Cycle of Celestial Objects", John W. Parker, London. Hier S. 335 [6] J. L. E. Dreyer, 1895: "Index Catalogue of Nebulae Found in the Years 1888 to 1894, with Notes and Corrections to the New General Catalogue", Mem. Roy. Astron. Soc., 51, 185, hier S. 243 [7] Guillaume Bigourdan, 1907: « Observations des Nebuleuses et d`Amas Stellaires. Chapitre II. Le Decouvertes des Nebuleuses. II. De 1700 à W. Herschel », Annales l`Observatoire de Paris. Observations, 1917, E.135-141. Hier S. E.140 [8] Harlow Shapley and Helen Davies, 1917: "The Messier Catalogue", Publ. Astron. Soc. Pac. 29, 177 [9] Camille Flammarion, 1917 : « Nebuleuses et Amas d`Étoiles de Messier », L`Astronomie, Revue de la Societe Astronomique de France, November 1917, 385-400 [10] Helen Saywer [Hogg], 1947: "Catalogues of Nebulous Objects in the Eighteenth Century", Journal of the Royal
Astronomical Society of Canada 41, 265273. [11] Helen Saywer [Hogg], 1948: "Mechain`s additions to Messier`s catalogue", Astron. J. 53, 117 [12] Owen Gingerich, 1953: "Messier and His Catalog. Part II", Sky and Telescope 12, September 1953, 288, Nachdruck in [16] [13] Owen Gingerich, 1960: "The Missing Messier Objects", Sky and Telescope 20, October 1960, 196, Nachdruck in [16] [14] Kenneth Glyn Jones, 1968: ,,Messier`s Nebulae & Star Clusters", Erste Auflage: Faber, 1968, Zweite Auflage: Cambridge University Press, 1991 [15] Jack W. Sulentic, William G. Tifft, 1976: "The Revised New General Catalogue of Nonstellar astronomical Objects", University of Arizona Press [16] John H. Mallas, Evered Kreimer, 1978: "The Messier Album", 1st edition, Sky Publishing Corp. [17] Don Machholz, 1994: "Messier Marathon Observer`s Guide - Handbook and Atlas", MakeWood Products, 1994, Zweite Auflage: "The Observing Guide to the Messier Marathon. A Handbook and Atlas", Cambridge University Press, 2002 [18] Hartmut Frommert, 1995: ,,Messier 102", Posting von Mai 1995 auf UsenetGruppen incl. news:sci.astro.research (10. Mai 1995) und Mailing Listen [19] Hartmut Frommert, 1995-2005: "Messier 102. An article on the controversy", www. seds.org/messier/m/m102d.html. Webseite zur Identifizierung von M 102. Erstellt 12. Mai 1995, laufend aktualisiert
EINSEITIGER MUSIKFAN
,,Hallo, Vera, Du warst doch gestern bei KOS und MOS in der Sternwarte.
Wie war's denn." ,,Richtig cool. Die hatten was zu trinken da, hatten ein paar Häppchen gemacht
und Supersongs auf DVD. Aber der Höhepunkt des Abends
war Stephans Quintett!" ,,Naja... ich stehe nicht auf Klassik!!!"
VdS-Journal Nr. 19
72 J U G E N D A R B E I T
VEGA News
von Susanne M. Hoffmann
Das ASL2005 stand im Zeichen des Wassers: Viel Wasser von oben in Form von Regen und Hagel; hingegen teilweise zu wenig Wasser von unten, da aufgrund einer Pumpenstörung am Berg einen Tag lang alle Wasserhähne trocken blieben. Das winterliche Wetter im Vogtland schränkte leider astronomische Beobachtungen stark ein. Dennoch waren die zwei Wochen in der Musikstadt Klingenthal für alle 57 Teilnehmer und 9 Leiter gewinnbringend. Schließlich trösteten das umfangreiche Vortragsprogramm und die gute Stimmung über das durchwachsene Wetter hinweg. Nun kann das nächste ASL-Jahr beginnen und das kommende ASL`06 vorbereitet werden: das Jugendlager wird vom 29.7. bis 5.8.2006 abermals in Klingenthal stattfinden.
Abb. 1: Impression aus Klingenthal
(Aufn. Andre Müller)
Abb. 2: Gruppenfoto vom ASL 2005 in Klingenthal. Das diesjährige Camp-T-Shirt ist gelb.
AG-Bericht Exoplaneten
von den Teilnehmern der AG
Alles begann, wie in fast jeder AG, mit der allgemeinen Planung der weiteren Tage. Von Interesse waren unter anderem die Fragen, wie Exoplaneten zu finden sind und unter welchen Bedingungen Leben entstehen kann. Zuerst mussten wir allerdings klären, was Planeten überhaupt sind. Eine mögliche Definition könnte lauten: Planeten sind runde Materieklumpen, die sich auf einer nahezu runden Bahn um einen Stern bewegen und nicht selbst leuchten. Darin liegt das Problem ihrer Auffindbarkeit: Der direkte Nachweis ist mit heutiger Technik fast unmöglich, weshalb komplizierte Aufsuchmethoden nötig sind. Dazu zählen unter anderem die Transitmethode, die Radialgeschwindigkeitsmethode oder das so genannte ,,Microlensing". Bei der Transitmethode beobachtet man den Vorbeizug des Planeten vor seinem Mutterstern anhand von periodischen Helligkeitsschwankungen. Dabei erhält man Informationen über dessen Größe, Umlaufdauer und Bahnneigung gegen die Beobachtungsrichtung. Das bisher erfolgreichste Verfahren ist die Messung der Radialgeschwindigkeit des potentiellen Muttersterns - etwa 150 der bisher entdeckten 161 Exoplaneten wurden mit dieser Methode entdeckt.
Da der Planet und der Stern um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, ist eine Pendelbewegung des Sterns durch periodische Rot- und Blauverschiebung im Spektrum nachweisbar - wobei diese Methode kleine Umlaufbahnen und -zeiten sowie große Planetenmassen bevorzugt. Da man nicht weiß, wie sehr die Bahn des Planeten gegenüber der Ebene des Beobachters geneigt ist, kann nur eine Untergrenze der Planetenmasse bestimmt
werden. Besonders interessant ist auch das ,,Microlensing", bei dem durch Anomalien beim Gravitationslinseneffekt des Sterns Planeten nachgewiesen werden können. Gerade in der Öffentlichkeit erregt die Entdeckung extrasolarer Planeten große Aufmerksamkeit, da über die Möglichkeit extraterrestrischen Lebens wild spekuliert wird. Doch nach welchen Kriterien entscheiden Wissenschaftler über die
Abb. 1: Bei der Präsentation zum Abschluss der AG ,,Exoplaneten" führten die Teilnehmer an einem Modell auf dem OH-Projektor den planetaren Effekt für die Transitmethode vor.
VdS-Journal Nr. 19
Bewohnbarkeit eines Planeten? Hierfür relevant sind die Masse von Planet und Stern, Bahnradius und -lage, die chemische Zusammensetzung, die Existenz einer Atmosphäre, die Temperatur von Planet und Zentralstern, das Alter des Systems, das Magnetfeld und das Vorhandensein eines Mondes und eines weiteren massereichen Planeten im Sternsystem (,,Kometenfänger"). Um die Anzahl außerirdischer Intelligenzen mit hinreichend guter Kommunikationstechnologie grob abschätzen zu können, wendeten wir die Drakegleichung an, wobei die eingesetzten Zahlenwerte nach eigenem Ermessen gewählt wurden - das Ergebnis ist also hoch spekulativ und wenig von wissenschaftlichem Wert. Dies wurde durch die Differenz zwischen optimistischem und pessimistischem Ergebnis bestätigt: Während das letztere bei fast 0 lag, brachte die optimistische Rechnung einen Zahlenwert in Milliardenhöhe - beides eher unwahrscheinliche Anzahlen für Zivilisationen in unserer Galaxis.
AG-Bericht
Kosmologie
von den Teilnehmern der AG
Ungefähr 14 Milliarden Jahre nach dem Urknall fanden sich am ersten Tag des ASL 2005 die sieben Teilnehmer der Arbeitsgruppe Kosmologie mit großen Erwartungen bei Micha ein, um Genaueres über unser Universum herauszufinden. Nachdem die Grundlagen geschaffen und die Homogenität des Universums hergestellt waren, beschäftigten wir uns mit spezielleren Themen. Genau wie das Universum begannen auch wir mit der Geburt von Raum und Zeit. Innerhalb von Bruchteilen einer Sekunde entstand sämtliche Materie, und seither expandiert der Raum und kühlt dabei aus. Am Ende der so genannten inflationären Phase (10-35 bis 10-32 s) begannen sich die vier uns bekannten Grundkräfte aufzuspalten. 72.000 Sekunden später stellte uns Micha verschiedene Methoden zur Entfernungsbestimmung (Parallaxe, Rotverschiebung, Veränderliche, Supernovae Ia, Hertzsprung-Russel-Diagramm) von sowohl inter- als auch extragalaktischen Objekten vor. So berechneten wir beispielsweise die Entfernung von Aldebaran mit Hilfe der Parallaxe. Eine kompliziertere Rechnung stellte die Entfernungsbestimmung der Galaxie M 100 dar. Hierfür werteten wir mehrere Cepheiden-Diagramme aus. Außerdem erfuhren wir noch aus welchen Bestandteilen das Universum sich heute zusammensetzt: 4 % normale Materie, 23 % kalte dunkle Materie und 73 % dunkle Energie. Am Dienstag behandelten wir die Rotverschiebung, wobei man zwischen Doppler-, Gravitations- und Expansionsrotverschiebung unterscheiden muss. Nach einigen Aufgaben zum Dopplereffekt fragten wir uns, wie schnell ein Auto fahren müsste, um bei roten Ampeln immer grün zu sehen. Leider stellte uns keiner der Auto fahrenden Teilnehmer sein Gefährt zur Überprüfung unseres Ergebnisses (knapp 0,2 c) zur Verfügung. Auch was die Gravitationsrotverschiebung angeht haben wir uns gefragt, wie klein unser Micha als Schwarzes Loch sein müsste (r = 1,186 x 10-25 m?). Unter anderem erkannten wir am nächsten Tag, dass es doch nicht so gut wäre, wenn Micha ein Schwarzes Loch werden würde, da wir in diesem Falle alle spaghettisiert würden. Danke für die schöne Zeit in der AG!
74 J U G E N D A R B E I T
AG-Bericht Sternphysik
von Caroline Eckl, Steffen Noack und Sebastian Möckel
Sonntag, 7. August 2005 (Bericht Caroline Eckl) Am ersten Tag der AG Sternphysik definierten wir zunächst einmal den Begriff ,,Stern". Anschließend zählten wir nach und nach alle wichtigen Zustandsgrößen von Sternen auf und bestimmten sie, wobei wir die Sonne als Bezugsgröße wählten. Auf die Fragen hin, wie man am leichtesten einige der Zustandsgrößen eines Sternes bestimmen könne, zeichneten wir eine Skizze eines Sternenspektrums. Da wir im Verlauf der Woche einige Berechnungen zur Stellarphysik machen werden, begannen wir, uns mit der Photometrie auseinander zu setzen. Unser AG-Lehrer Dirk erklärte uns die verschiedenen photometrischen Größen und gab uns vier Aufgaben zu diesem Themengebiet: Wir berechneten die Leuchtkraft und die Oberflächentemperatur der Sonne sowie die Wellenlänge maximaler Intensität. Außerdem begannen wir mit Hilfe der Planckschen Strahlungsgesetze zu zeigen warum die Sonne nicht grün ist.
Montag, 8. August 2005 (Bericht Steffen Noack) Am zweiten AG-Tag haben wir uns noch einmal abschließend mit dem Thema ,,Photometrie" befasst und einige letzte Größen berechnet. Zunächst stellten wir allerdings noch fest, dass wir die Sonne nicht in ihrem dominierenden Wellenlängenbereich ,,Grün" sehen, weil die sichtbaren Wellenlängen durch das menschliche Auge für deren
Unterscheidung zu wenig differenziert werden können. Dann berechneten wir die Sonnenmasse über das Gravitationsgesetz und kontrollierten das Ergebnis über eine photometrische Berechnung mit Hilfe der Leuchtkraft. Bevor wir uns dann mit den Grundlagen der CCDPhotometrie beschäftigten, berechneten wir auch noch die Schwerebeschleunigung der Sonnenoberfläche und die mittlere Dichte der Sonne. Über die CCDPhotometrie lernten wir, dass man vor der eigentlichen Beobachtung noch eine Reihe anderer Aufnahmen macht, um Messungenauigkeiten und Kameramängel heraus rechnen zu können. Daraufhin wendeten wir uns dem Themenbereich ,,Atomphysik" zu und klärten die Entstehung von Emissionsund Absorptionslinien (Fraunhofersche Linien) im Sonnenspektrum. Zudem lernten wir die Klassifizierung der Sterne nach Spektraltypen und deren charakteristische Eigenschaften kennen. Nach einem kurzen Blick auf den Aufbau und die Sternenverteilung des HRD machten wir noch ein Brainstorming zum Komplex ,,Sternentstehung".
Dienstag, 9. August 2005 Leider wollte IRAF nicht so wie wir wollten, so dass effektiv keine AG stattfinden konnte.
Mittwoch, 10. August 2005 (Bericht Sebastian Möckel) Am Mittwoch, dem dritten AG-Tag,
Abb. 1: Campteilnehmer beobachten den hellsten Stern unseres Himmels, die Sonne. Das ASL 2005 in Klingenthal bot ab und zu Blicke durch die Wolkenlücken.
wurden wieder viele interessante Themenkomplexe in der Sternphysik-AG beleuchtet. So begannen wir damit, uns mit der Entstehung und Entwicklung von Sternen zu befassen. Dabei lernten wir viel Erfahrenswertes über die Faktoren, welche bei jenen Prozessen eine Rolle spielen und wie sie sich im Laufe des Sternenlebens verändern. Anschließend gingen wir näher auf die Energieerzeugung in Sternen ein und beschrieben die dabei ablaufende Kette und den in sich geschlossenen Zyklus eingehend. Am Ende sammelten wir Informationen über mögliche Endstadien von Sternen und jene Faktoren, welche beispielsweise entscheiden, ob ein Stern am Ende seiner Tage zu einem weißen Zwerg schrumpft oder zu einem Neutronenstern komprimiert.
Was ist los beim Astronomischen Abenteuer Camp?
von Stefanie Unterguggenberger und Volker Heesen
VdS-Journal Nr. 19
Jedes Jahr um Ostern herum treffen sich in einer Niederrheinischen Mühle eine Gruppe junger Menschen, und die ansonsten so beschauliche Gegend wird von
Abb. 1: Eine Arbeitsgruppe besteht aus Teilnehmern zwischen 16 und 24 Jahren.
Leuten bevölkert, die beim ersten abendlichen Aufenthalt vor der Türe die Köpfe instinktiv in den Nacken strecken. Daran erkennt man sie nämlich, die Astronomen. Das sind die Anzeichen, die einem untrüglich verraten: Ein neues AAC ist angebrochen. Das AAC - Astronomisches Abenteuer Camp - kann dabei auf eine lange Tradition zurückblicken: Schon 27 Mal veranstaltete die Moerser Astronomischen Organisation
J U G E N D A R B E I T 75
e.V. ihr Jugendlager. Wir wollen an dieser Stelle einmal das AAC vorstellen, um einen Eindruck zu vermitteln, was die Teilnehmer dabei erwartet.
Just don't panic: Die astronomischen Arbeitsgruppen Das besondere an diesem Camp ist die außergewöhnliche Atmosphäre. Mit einer Teilnehmerzahl um die 20 bleibt es sehr übersichtlich und man lernt sich untereinander schnell kennen. Wenn es dann bei einem Projekt auch einmal nicht so klappt wie es soll oder unerwartete Schwierigkeiten auftauchen: ,,Just don't panic", es gibt immer jemanden im Lager, der weiter helfen kann. Dies betrifft nicht nur die Projekte sondern auch alle anderen Fragen zu naturwissenschaftlichen Themen. Die Teilnehmer zwischen 16 und 24 Jahren bearbeiten zehn Tage lang selbstständig astronomische Themen. Dazu gibt es zwei astronomische Arbeitsgruppen, die AGs, die von AG-Leitern betreut werden. Die Themen können von den Teilnehmern individuell gewählt werden, wobei auf bereits vorhandenes Wissen und spezielle Interessen eingegangen wird (Abb. 1). Wenn es das Wetter erlaubt, können auch Beobachtungen direkt in die AGs einfließen. Dazu stehen mehrere Teleskope und Kameras zur Verfügung. Teilweise werden die Daten für die Projekte (z. B. Spektroskopie) aus eigenen Aufnahmen mit dem 10-Zoll-LX200 oder anderen Teleskopen gewonnen. Tagsüber wird gerne die Sonne beobachtet. Auf der Sonne ist nämlich immer was los, da sich Flecken innerhalb weniger Tage bilden oder auch verschwinden können. Beliebt sind auch die Live-Aufnahmen von Mond und Planeten mit Hilfe der WebCam. Georg Dittie präsentierte im AAC 2004 in einem Workshop sein bekanntes Reduktionsprogramm ,,Giotto", das aus WebCam-Aufnahmen sehr ansehnliche Bilder macht. Aber auch das bewährte Zeichnen kommt nicht zu kurz: Die Abbildung 2 zeigt eine gelungene Jupiterzeichnung, angefertigt von Stefan Wagner, entstanden beim AAC 2004. Das heißt aber nicht unbedingt, dass die Teleskope nur für die Projekte aus dem Schrank geholt werden. Es gibt mehr als nur eine Nacht in der die Teleskope einfach nur zum Vergnügen herausgeholt werden und Objekte von Planeten über andere Galaxien wie M 31 bis zu planetarischen Nebeln beobachtet werden können. Die, die nicht wirklich wissen, wovon im letz-
Abb. 2: Jupiterzeichnung, angefertigt von Stefan Wagner am 10-Zoll LX200. Neben dem modernen Aufnehmen der Planeten mit WebCam gehört das Zeichnen noch immer zu den beliebtesten Beobachtungsmethoden.
ten Satz die Rede war, sollten sich nicht abschrecken lassen, es gibt in den ersten Tagen immer kleine Einführungen, und es sind garantiert genug andere Teilnehmer dabei, die bei Problemen weiterhelfen können. Natürlich gibt es auch genügend Projekte, die sich bei schlechtem Wetter durchführen lassen. Das Wetter im April ist ja geradezu sprichwörtlich. Georg Dittie präsentierte als Gast beim AAC 2004 das Modell eines Kometen
aus gefrorenem Kohlenstoffdioxid (Trockeneis), Wasser, Sand und Kohlenstoff als organisches Material. Das Modell konnte tatsächlich einige Eigenschaften eines echten Kometen vorweisen, z. B. das Absublimieren des Materials bei Annäherung an die Sonne in Gasfontänen und das Entstehen einer Kruste aus gealtertem Kometenmaterial (Abb. 3). Astronomen lernen bekanntlich allerhand aus Spektren, und daher thematisieren wir das auch gerne in den AGs. Mit einem selbstgebauten Handspektrometer wurden Spektren von Alkalisalzen in einer Kerzenflamme betrachtet werden. Die
Abb. 3: Ein Kometenmodell: Das fertige Kometenmodell aus Trockeneis, Wasser, Sand und Kohlenstoff. Durch Absublimieren bei Erwärmung Annäherung an die Sonne entstand am Rand eine Kruste von gealtertem Kometenmaterial. Das Gas entweicht vornehmlich aus Gasfontänen, erkennbar als dunkle Stellen auf der hellen Oberfläche.
Abb. 4: So sieht das Spektrum von Natrium in einem Blazegitter aus. Das einfallende Licht in der ersten Ordnung links der nullten Ordnung konzentriert, was bei schwachen Quellen eine Signalverstärkung bewirkt.
VdS-Journal Nr. 19
76 J U G E N D A R B E I T + K L E I N P L A N E T E N
Abb. 5: Gruppenbild beim AAC 2004 vor der Mühle Wissel. Wissel liegt in einer landschaftlich reizvollen Gegend am Niederrhein in der Nähe von Kalkar.
Natriumlinie war dabei stets die prominenteste Emissionslinie (Abb. 4). So gerüstet, können dann auch Spektren von Sternen mit Hilfe eines Blazegitters betrachtet werden. Das Blazegitter bietet den Vorteil, dass das wenige Sternenlicht asymmetrisch nur in eine Ordnung geleitet wird, wodurch die Flächenintensität möglichst hoch gehalten wird. Das ist auch gut in der Abbildung des Natrium-Spektrums
zu erkennen, das ebenfalls mit dem BlazeGitter aufgenommen worden ist (Abb. 4). Links der nullten Ordnung (die größte Intensität) ist die Flächenintensität in der Tat deutlich größer als rechts der nullten Ordnung.
Das nichtastronomische Programm Wer jetzt annimmt, dass es sich hier nur um ein Arbeitslager für Astronomen handelt, irrt gewaltig. Neben den astronomischen Themen bleibt unter anderem noch genug Zeit für das nichtastronomische Programm, liebevoll NÄP genannt. Das sind von Teilnehmern vorbereitete Tätigkeiten (Rallye, Lagerfeuer, etc.), welche im Prinzip nichts mit Astronomie zu tun haben. Diese Spiele bringen oft die unmöglichsten Dinge auf den Tagesplan, die dann nur zu gerne während des ganzen Camps weiter geführt werden (Anm. der Autorin: wegen des NÄP's kann es ewig dauern bis man Kaffee und Nutella zum Frühstück kriegt), und sehr schnell zeigen, dass hier jeder für so ziemlich jeden Unsinn zu haben ist. Das Ganze geht über Twister, Mafia (Werwolf) bis zum Highlight Construction Game, bei dem man mit vorgegebenen Materialien versucht höher, schneller und weiter zu kommen als die anderen Gruppen. Das sollte aber niemanden abschrecken am NÄP teilzunehmen, bis jetzt ist noch jeder wieder lebend raus gekommen. Dass die Nachtruhe dadurch erheblich verkürzt wird, ist klar, denn Diskussionsstoff war immer vorhanden, auch wenn manche Konversation plötzlich in Englisch geführt wurde und so manchem Gesprächspartner plötzlich die
Worte fehlten. Dieser Schlafentzug machte sich vor allem beim Kaffeeverbrauch bemerkbar (man denke sich eine Kurve mit exponentiellem Anstieg). Sollte sich denn das Wetter während der Nacht doch verbessern, kann auch mal schnell mit dem 10-Zoll-LX200 beobachtet werden.
Das nächste AAC kommt schon bald Die Verpflegung lässt nicht zu wünschen übrig, auch auf Vegetarier wird Rücksicht genommen. Beim täglichen Küchen- und Fegedienst (das macht mehr Spaß als man beim Lesen glauben würde), entsteht so mancher Running Gag und der Kühlschrank kann auch außerhalb der Essenzeiten geplündert werden. So ist es durchaus kein unübliches Bild im AAC, Teilnehmer mitten in der Nacht mit einem Glas Nutella und einer Packung Butterkekse bei einer Runde Uno oder Ligretto anzutreffen. Um den dadurch entstandenen Schlafmangel zu kompensieren gibt es in der Mitte des Camps einen freien Tag, an dem jeder nach Belieben ausschlafen oder an einem Ausflug teilnehmen kann.
Interesse? Wenn nun euer Interesse geweckt wurde, schaut doch einfach mal bei uns auf der Homepage http://www.sternwarte-moers. de/AAC/aac.html vorbei. Das nächste AAC findet 8. bis 17. April 2006 in der Mühle Wissel statt (Abb. 5). Teilnehmen können Astronomiebegeisterte zwischen 16 und 24 Jahren. Anmeldeunterlagen und weitere Infos gibt es bei Volker Hessen, Kreuzstr. 5, 44787 Bochum, Tel. 0234-6870243, E-Mail: heesen@astro.ruhr-uni-bochum.de.
75 Jahre Pluto
von Jens Kandler
Vor 75 Jahren wurde Pluto, der neunte Planet unseres Sonnensystems, entdeckt. Wer sich etwas genauer mit diesem Himmelskörper auseinandersetzt stellt fest, dass er der Planet mit den meisten extremen Eigenschaften ist. Von allen Planeten hat er den kleinsten Durchmesser. Im Vergleich zu seiner Größe besitzt er einen Riesenmond (Größenverhältnis 2:1), so dass wir auch von einem Doppelplaneten sprechen können. Mit 17 Grad hat er die größte Bahnneigung aller Planeten zur Ekliptik. Seine Bahn weicht am stärksten von der einer Kreisbahn ab. Pluto ist der lichtschwächste und fernste Planet
VdS-Journal Nr. 19
im Sonnensystem. Diese extremen Eigenschaften machen ihn zu etwas besonderen, denn jeder Amateurastronom hat sicherlich schon einmal versucht Pluto zu beobachten.
Die Zeit vor Pluto Über viele Jahrhunderte war die Saturnbahn die äußere Grenze des Sonnensystems. Uranus wurde 1781 zufällig von Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822) im Sternbild Zwillinge gefunden. Neptun haben Urbain Jean Joseph Leverrier (1811-1877) und John Couch Adams (1819-1892) unabhängig voneinander theoretisch vorhergesagt.
Durch Johann Gottfried Galle (1812-1910) und seinem Assistenten d'Arrest (18221875) konnte Neptun 1846 an der Berliner Sternwarte aufgespürt werden. Der Franzose Leverrier stellte bereits im September 1846 die Hypothese auf, dass außerhalb der Neptunbahn ein weiter Planet sein könnte. Auch andere Astronomen hatten ähnliche Gedankengänge. Manche von ihnen vermuteten sogar mehrere Planeten hinter Neptun, denen sie bereits Namen, wie z. B. Oceanus oder Transoceanus, gaben. Den unbekannten Himmelskörper machte man für bestimmte Bahnstörungen der Planeten Uranus und Neptun verant-
K L E I N P L A N E T E N 77
wortlich. Die ersten Suchaktionen begannen um das Jahr 1880. Der amerikanische Astronom Percival Lowell (1855-1916) versuchte ab 1905 am Flagstaff Observatory auf fotografischem Wege den unbekannten Planeten, den er ,,Planet X" nannte, zu finden. Er hatte die Sternwarte im Jahre 1894 gegründet. Zur Auswertung seiner Aufnahmen soll er am Anfang lediglich ein Vergrößerungsglas benutzt haben. Erst im Jahre 1911 erwarb er einen Blinkkomperator. Die Suche nach ,,Planet X" fesselte ihn bis zu seinem Tode, ohne ihn jedoch tatsächlich zu finden. Bei seinen Beobachtungen entdeckte er am 9. April 1907 den Kleinplaneten (793) Arizona. Ähnlich wie Leverrier, der die Position von Neptun aufgrund der Bahnstörungen des Planeten Uranus berechnete, stellte Lowell eigene Berechnungen an, um ,,Planet X" zu finden. Die umfangreichste Suche nach ,,Planet X" führte Clyde Tombaugh zwischen 1929 und 1943 durch. Schon im Jahre 1930 fand er dabei Pluto. Aufgrund weiterer Beobachtungen vermutete er, dass jenseits der Plutobahn kein weiterer Planet heller als 16. Größenklasse sein kann.
Die Entdeckung Am 18. Februar 1930 entdeckte Clyde Tombaugh, ein junger Assistent am Lowell Observatory in Flagstaff/Arizona, den lange gesuchten Planeten nur ca. 6 Grad neben der von Lowell vorhergesagten Position. Diese Übereinstimmung ist jedoch rein zufällig. Die Entdeckung von Pluto können wir mit der Suche nach der Stecknadel im Heuhaufen vergleichen. Fast ein Jahr lang nutze Tombaugh jeden klaren Abend, um Himmelsaufnahmen der Ekliptikregion auf Fotoplatten zu belichten. Die einige Tage zeitversetzt aufgenommenen Bilder der gleichen Himmelsregion wurden mit Hilfe eines Blinkkomparators verglichen. Am 18. Februar 1930 prüfte Tombaugh Aufnahmen, die er am 23. und 29. Januar angefertigt hatte. Hierbei fiel ihm auf den Bildern ein Objekt mit ca. 15. Größenklasse im Sternbild Zwillinge auf, das sich um einige Bogenminuten weiterbewegt hatte. Erst am 13. März 1930, dem 75. Geburtstag des 1916 verstorbenen Percival Lowell, gab man die Entdeckung des neuen Planeten bekannt. Sehr viele Namensvorschläge, wie z. B. Zeus, Cronos, Lowell, Minerva oder Percival, gingen für den neuen Himmelskörper ein. Der neunte Planet wurde später nach dem römischen Gott der Unterwelt benannt. Der Namensvorschlag
Familienmitglied Kleinplanet
Tochter Sohn Ehefrau Enkelkinder
(2839) Annette (2941) Alden (3310) Patsy (3754) Kathleen
(3775) Ellenbeth (3824) Brendalee (4510) Shawna (4755) Nicky
Tab. 1: Tombaughs Kleinplaneten
stammte von einer elfjährigen Schülerin aus Oxford/England. Entscheidend bei der Namengebung sollen aber auch Lowells Initialen PL gewesen sein.
Ein Außenseiter im Sonnensystem Nach seiner Entdeckung kamen auch Zweifel auf, ob Pluto der gesuchte ,,Planet X" sei. Ursprünglich erwartete man jenseits von Neptun einen weiteren Jupiterähnlichen Gasplaneten. Ein solcher Planet hätte aber um ein vielfaches heller sein müssen, als der gefundene Himmelskörper. Pluto ist logischerweise weiter von der Sonne entfernt als jeder andere der neun Planeten. Trotzdem ist er wegen der Exzentrizität seiner Bahn 20 Jahre seines 249 Jahre langen Umlaufs näher an der Sonne als Neptun. Pluto kreuzte die Neptunbahn am 21. Januar 1979 und hat den Orbit Neptuns am 11. Februar 1999 wieder verlassen. Erst ab 2227 ist er der
Abb. 2: Der Pluto-Entdecker: Clyde Tombaugh (1906 - 1997)
Sonne wieder näher als Neptun. Seine scheinbare Helligkeit kann zwischen 13,7 und 16 mag schwanken. Im Jahre 1954 konnte man am Lowell Observatory die Rotation von Pluto feststellen. 1976 gelang auch der Nachweis von Methaneis auf seiner Oberfläche. Bei der Beobachtung einer Sternbedeckung im Jahre 1988 wurde eine Atmosphäre von Pluto registriert. Pluto wird von einem Mond umrundet, den James W. Christy im Jahre 1978
Abb. 1: Das Entdeckungsinstrument von Pluto - ein 33-cm-Astrograph
entdeckte. Charon kann nicht direkt beobachtet werden, doch auf hoch auflösenden Fotografien des Planeten waren regelmäßig wiederkehrende Ausbuchtungen zu sehen. Weitere Beobachtungen bestätigten die Existenz eines Plutomondes und ergaben eine Umlaufperiode des Satelliten von 6,39 Tagen. Diese stimmte mit der schon früher photometrisch ermittelten Rotationsdauer von Pluto exakt überein. Beide Körper rotieren gebunden, wenden einander also immer die gleichen Seiten zu. Ihr Abstand ist mit ca. 20.000 km sehr gering. Im Zeitraum von 1985 bis 1990 kam es zu gegenseitigen Verfinsterungen zwischen Pluto und Charon. Dabei gelang es die Größe der beiden Himmelskörper zu bestimmen. Der Radius von Pluto liegt zwischen 1.150 und 1.215 km, der von Charon zwischen 600 und 640 km.
Clyde Tombaugh - vom Hobby- zum Berufsastronomen Am 4. Februar 1906 wurde Tombaugh als Sohn einer Farmerfamilie geboren. Mit seinem Vater teilte er ein reges Interesse für die Astronomie. Obwohl er die Hochschule erfolgreich absolvierte, reichte die finanzielle Lage der Eltern nicht für ein Studium. Sein astronomisches
VdS-Journal Nr. 19
78 K L E I N P L A N E T E N
Wissen eignete er sich als Autodidakt an. Als ihm sein 60-mm-Refraktor nicht mehr leistungsfähig erschien, begann er mit dem Spiegelschleifen. Er baute sich ein 230mm-Spiegelteleskop und fertigte in der folgenden Zeit zahlreiche Zeichnungen der Planeten Mars und Jupiter an. Diese schickte er 1928 mit einer Bewerbung an das Lowell Observatory. Der Direktor stellte ihn 1929 als Assistenten der Sternwarte ein. Nach der Entdeckung von Pluto absolvierte Tombaugh ein Astronomiestudium und arbeitete bis 1943 am Lowell Observatory. Zwar entdeckte er keine weiteren Planeten,
dafür jedoch verschiedene Sternhaufen, zwei Kometen, eine Nova und 15 Kleinplaneten. Der erste von ihm entdeckte Kleinplanet erhielt seinen Namen: (1604) Tombaugh. Aus den Namen der anderen geht hervor, dass Tombaugh ein Familienmensch gewesen sein muß (Tab. 1). Trotz seines Berufs blieb Tombaugh bis ins hohe Alter hinein ein aktiver Amateurastronom. So oft es seine Zeit zuließ, beobachtete er den Himmel. Dazu nutze er sein selbst gebautes 230-mmSpiegelteleskop. Als man ihn bat, sein 1928 gebautes Instrument für ein Museum zu
stiften, lehnte er dies mit der Begründung ab, dass er es immer noch benutze.
Plutomission ,,New Horizon" Eine Raumsonde mit dem Namen New Horizon soll am 11. Januar 2006 zu Pluto starten. Nach ihrer Ankunft im Jahre 2015 wird sie unsere Horizonte über den neunten Planeten erweitern. Bisher gibt es keine Nahaufnahmen von seiner Oberfläche. Interessenten können sich im Internet unter: http://pluto.jhuapl.edu/index.php informieren.
2003 UB313 - Plutos großer Bruder
von Andre Knöfel
Ende Juli 2005 wurden gleich drei Entdeckungen großer Kuiper-Belt-Objekte bekannt. Ein Team des Observatorium Sierra Nevada am Pico de Veleta nahe Granada unter Leitung von Jose-Luis Ortez fand bei nachträglicher Auswertung älterer Aufnahmen den Asteroiden 2003 EL61. Nach den ersten Untersuchungen zeigte sich, dass dieser Asteroid fast so groß wie Pluto ist und derzeitig eine Entfernung von 52 AE zur Sonne hat. Denselben Asteroiden beobachteten seit einiger Zeit auch amerikanische Astronomen am Palomar Observatorium unter Leitung von Mike Brown, ohne die Entdeckung allerdings veröffentlicht zu haben. Bobachtungen mit dem SpitzerWeltraumteleskop zeigten, das dieser Asteroid einen kleinen Mond besitzt. An Hand des Helligkeitswechsels von 2003 EL61 wird inzwischen vermutet, dass der Asteroid entweder wie eine Zigarre
geformt ist und dabei etwa 2.000 km lang sei oder dass die Oberfläche eine so unterschiedliche Albedo besitzt, dass dieser Lichtwechsel hervorgerufen wird. Um nicht den Entdeckerstatus weiterer großer Kuiper-Belt-Objekte zu verspielen, veröffentlichten die amerikanischen Astronomen Daten zweier weiterer Entdeckungen: 2005 FY9, ein ebenfalls fast plutogroßer Asteroid und 2003 UB313 [1]. Hier war die Sensation perfekt, denn schon nach den ersten Abschätzungen musste dieser Asteroid größer als Pluto sein, selbst wenn eine sehr hohe Albedo angenommen worden wäre. Er befindet sich derzeit fast am sonnenfernsten Punkt seiner Bahn in einer Entfernung von 97 AE und ist damit das bis heute entfernteste beobachtete Objekt unseres Sonnensystems. 2003 UB313 kommt aber auf seiner sehr elliptischen Bahn alle 557 Jahre bis auf 38 AE heran - das nächste
Mal im Jahre 2257. Die Bahn ist um 44 Grad geneigt. Damit besitzt sie eine der größten Bahnneigungen von Kuiper-Belt-Objekten. Seine Oberfläche besteht nach spektroskopischen Untersuchungen wie die von Pluto aus Methaneis. Entdeckt wurde dieser große Bruder Plutos bereits am 21. Oktober 2003 mit dem 48-Zoll-Oschin-Teleskop am Palomar Observatorium. Dort wird schon seit einigen Jahren nach Kuiper-Belt-Objekten gefahndet. Allerdings wurden die Entdecker zu diesem Zeitpunkt auf dieses Objekt noch nicht aufmerksam, da es mit einer Bewegungsgeschwindigkeit von 1,42 Bogensekunden pro Stunde am Himmel so langsam war, dass die automatischen Auswerteroutinen diesen Asteroiden übersahen. Erst nach der Entwicklung neuer Routinen und der neuerlichen Untersuchung der bisherigen Aufnahmen wurde der Asteroid am 5. Januar 2005
Abb. 1: Entdeckungsaufnahme von 2003 UB313 am 21. Oktober 2003. Die drei Aufnahmen entstanden jeweils im Abstand von 1,5 Stunden. Der Asteroid bewegte sich dabei von links oben nach rechts unten. ((C) M. Brown et al., Caltech)
VdS-Journal Nr. 19
K L E I N P L A N E T E N 79
aufgefunden. Wie zu erwarten war, flammte kurz nach dem Bekanntwerden der Entdeckung die Diskussion über den Status von Pluto wieder auf. Ebenfalls heiß diskutiert wurde der Planetenstatus von 2003 UB313. Es gibt bis heute noch keine offizielle Definition eines Planeten durch die Internationale Astronomische Union. Vor einiger Zeit wurde eine Arbeitsgruppe ,,Definition eines Planeten" innerhalb der IAU-Division III gegründet, um dort festzulegen, was wir heute unter einem Planeten zu verstehen haben. Bis zum Zeitpunkt eines Abschlußberichtes dieser Arbeitsgruppe werden alle Objekte in einer Entfernung von mehr als 40 AE erst einmal der Transneptun-Asteroiden-Population zugeordnet. 2003 UB313 wird daher vorerst auch keinen offiziellen Namen durch die IAU erhalten, da die Namenswahl auch vom Status des Objektes abhängt. [2]
Literaturhinweise [1] http://gps.caltech.edu/
~mbrown/planetlila/ [2] http://www.iau.org/IAU/
FAQ/2003_UB313.html
Abb. 2: Bahn der Kleinplaneten
2003 EL61, 2005 FY9 und 2003 UB313 im Sonnensystem im September 2005
Der Vorbeiflug des Kleinplaneten 2005MA
von Erich Meyer
Am 18.6.2005 entdeckte Don McCarthy im Zuge der Mt. Lemmon Survey in Arizona [1] den Asteroiden 2005MA, bevor er in der Nacht vom 20. zum 21.6.2005 in nur 1,9fachem Mondabstand an der Erde vorbei flog. Er ist ein Apollo-Asteroid und gehört zur der Klasse der ,,small bodies", denn entsprechend der absoluten Helligkeit von +26,9 mag wird sein Durchmesser mit ca. 15 Metern angenommen. Mich reizte, von unserer Sternwarte in Davidschlag / Oberösterreich [2] aus diesen nahen Vorbeiflug zu fotografieren und seine Position astrometrisch zu bestimmen. Das unbeständige Wetter und die extrem hohe scheinbare Objekteigenbewegung von 120''/min machten das Vorhaben zu einem schwierigen Unternehmen. In der Sternwarte angekommen war mir schnell klar, dass wegen der schon erwähnten extremen Eigenbewegung eine Stückelung der Gesamtbelichtung von geplanten 60 s unmöglich war. Zum einen benötigt meine alte Digitalkamera, eine ST-6 der Firma SBIG, 24 s für das Auslesen und Digitalisieren eines Bildes. Sie hat nur eine serielle Schnittstelle! Andererseits berechnet die Software ,,Astrometrica" [3] für die Positionsbestimmung nur dann einwandfreie Messergebnisse, wenn die Hauptachsen der Referenzsterne auf der Aufnahme nicht mehr als ca. 1:2 gedehnt
Aufnahme
Messmethode klassisch
Messmethode, neu
1
- 0,8
- 1,9
- 0,2
+ 0,2
2
- 0,3
+1,5
- 0,9
- 0,3
Tab. 1: Vergleich der Residuen in Form von B-R (Beobachtung - Rechnung) in Bogensekunden, getrennt für Rektaszension und Deklination.
Abb. 1: Der Kleinplanet 2005MA mit einer Helligkeit von +17 mag in 0,0049AE Entfernung zur Erde. In der Nacht vom 20. zum 21.6.2005 mit einer ST-6 insgesamt 60 s belichtet. Aufgenommen am 60-cm-Reflektor f/3,3 mit einem 16' x 11' großen Bildfeld. Norden ist oben, Osten ist links.
VdS-Journal Nr. 19
80 K L E I N P L A N E T E N + K O M E T E N
sind. Das würde bei 2005MA nur 3 s Belichtung für eine Einzelaufnahme bedeuten und damit eine unmöglich lange Gesamtaufnahmezeit ergeben. Daher entschied ich, jeweils 60 s durchgehend zu belichten und die dann 120" langen Referenzsternstriche (!) auszumessen. Die Wolken behinderten mein Vorhaben gewaltig, von insgesamt 24 Aufnahmen waren nur 2 für eine saubere Vermessung brauchbar. Die Vermessung dieser zwei Aufnahmen war ein großes Problem. Ich musste auf die alte DOS-Version von ,,Astrometrica" zurückgreifen, denn hier kann man die Messfelder beliebig groß wählen. Doch waren, wie am Bild leicht erkennbar, immer andere Referenzsternstriche im Messfenster im Wege. Die Vermessung
der wenigen brauchbaren Referenzsterne gelang nur mit großer Geduld und Mühe. Über diese Problematik diskutierte ich ausführlich mit Reiner Stoss vom DANEOPSTeam [4]. Er gab mir den Tipp, doch jeweils Sternstrichanfang und -ende zu vermessen, denn das wäre unter scharfer Beachtung bestimmter Regeln einfacher und auch präziser. Der Erfolg dieser für mich neuen Meßmethode stellte sich rasch ein (Tab. 1). Das Ergebnis spricht eindeutig für die Messmethode nach Reiner Stoss bzw. Arno Gnädig. Letzterer hat anlässlich der Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Kleinplaneten" im Jahr 2001 [5] in Berlin diese Methode der Strichspurvermessung in einem Vortrag ausführlich beschrieben. Ein weiterer Vorteil dieser Arbeitsweise ist
die Tatsache, dass eventuelle atmosphärische Störungen, z. B. feine Wolkenschleier während der Belichtung, bei diesem Verfahren nicht stören, bei der Vermessung ganzer Sternstrichspuren aber sehr wohl! Ich kann sie daher Jedermann bestens empfehlen.
Literaturhinweise [1] Catalina Sky Survey: http://www.lpl.
arizona.edu/css/index.html [2] Sternwarte in Davidschlag /
Oberösterreich: http://web.utanet.at/raab/ pomod/ [3] Astrometrica: http://www.astrometrica.at/ [4] DANEOPS Home Page: http://earn.dlr. de/daneops/ [5] Tagungsbericht Berlin: http://www.minorplanets.de/tagung/
Helle Kometen des Jahres 2006
von Maik Meyer
Im Jahr 2006 ist bis auf eine unsichere Ausnahme nicht mit überdurchnittlich hellen Kometen zu rechnen. Nur wenige periodische Kometen werden so hell, dass sie auch mit kleinen Instrumenten beobachtbar sind und auch die bis jetzt bekannten langperiodischen Kometen bleiben eher
schwach. Hier muss man auf kurzfristige Entdeckungen vertrauen. Die folgende Planungsvorschau behandelt die zum Zeitpunkt der Verfassung bekannten kurzund langperiodischen Kometen, welche im Jahr 2006 heller als etwa 10 mag prognostiziert werden und von Mitteleuropa aus
beobachtbar sind. Diese Kometen sind in Tabelle 1 aufgeführt. Die zu Grunde gelegten Helligkeiten stellen nur Schätzwerte dar und können häufig um ein bis zwei Größenklassen nach oben oder unten abweichen. Besonders kurzperiodische Kometen zeigen nicht selten
Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Kometen des Jahres 2006. Höhe und Azimut sind in 5-Tages-Abständen (für 73P nur 1 Tag) für einen Ort auf 50 Grad N bei einer Sonnendepression von 15 Grad angegeben.
VdS-Journal Nr. 19
K O M E T E N 81
Abb. 2: Komet 73P/Schwassmann-Wachmann
am 5.12.2000 um 4:40 UT. Komposit aus zwei Aufnahmen von je 14 und 11
Minuten auf TP hyp. Aufgenommen von Michael Jäger und Gerald Rhemann mit einem 12-Zoll-
Deltagraphen (f/3,3). Markiert sind die Komponenten C, B und E.
Helligkeitsausbrüche, so dass auch nominell schwächere Objekte Überraschungen bieten können. Dynamisch neue Kometen neigen oft zu Helligkeitseinbrüchen, die vorher gesagte Helligkeitswerte unerreichbar werden lassen. Bei den Bahnelementen ist zu beachten, dass diese einer stetigen Änderung unterworfen sind, was besonders für die Beobachtung schwacher Objekte wichtig ist. Die aktuellsten Informationen über die Kometen sind über die Homepage der Fachgruppe Kometen im World Wide Web unter http://www.fgkometen.de abrufbar. Beobachter noch schwächerer Kometen können Positionen und Bahnelemente einer Vielzahl weiterer Objekte beim CBAT unter http://cfa-www.harvard.edu/ iau/Ephemerides/Comets/index.html abrufen. Diese Kometen sollten auf keinen Fall vernachlässigt werden; insbesondere die Photometrie und Astrometrie stehen hierbei im Vordergrund und nicht selten sind unter diesen Kometen Objekte, welche interessante Eigenheiten aufweisen (Ausbrüche, anomale Lichtkurven, usw.). Über helle, nach Redaktionsschluss entdeckte Kometen kann man sich ebenfalls auf der Homepage der FG Kometen informieren.
Abb. 3: Komet C/2005 A1 (LINEAR) am 29.8.2005 um 21:27 UT, 74 min belichtet mit 8-Zoll-NewtonTeleskop bei 800 mm Brennweite und Digitalkamera Canon EOS 350D bei ISO 800. (Aufn. Norbert Mrozek)
Bezeichnung
Periheldatum q
U
mmax
Monatmax
S
4P/Faye
15.11.2006
1,67
7,6
10
29P/Schwassmann-Wachmann 10.7.2004
5,72
14,7
variabel
41P/Tuttle-Giacobini-Kresak
11.6.2006
1,05
5,4
8
73P/Schwassmann-Wachmann 9.6.2006
0,94
5,4
2-7?
C/2005 E2 (McNaught)
23.2.2006
1,52
9
November variabel Juni Mai Februar
Sep - Dez Jan - Apr, Jul - Dez Apr - Aug Mär - Mai Jan - Apr
Tab. 1:
Angaben zu den helleren Kometen des Jahres 2006. q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit 2006 in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit 2006, S = Sichtbarkeitszeitraum 2006 bei heller 11 mag.
VdS-Journal Nr. 19
82 K O M E T E N
Abb. 4: Komet C/2005 P3 (SWAN) am 29.8.2005 um 20:22 UT, 54 min belichtet mit 8-ZollNewton-Teleskop bei 800 mm Brennweite und Digitalkamera Canon EOS 350D bei ISO 800. (Aufn. Norbert Mrozek)
Die Kometen in der Einzeldarstellung
4P/Faye Der Komet 4P/Faye, seit 1843 unter Beobachtung, als er mit 5 mag auch seine größte beobachtete Helligkeit erreichte, sollte 2006 durchaus 10 mag hell werden. Die Erscheinung ist der von 1991 sehr ähnlich, als die Beobachtungen durch die FG-Mitglieder 9,5 mag als Maximalhelligkeit ergaben. Der Komet wird sich während seiner Sichtbarkeit 2006 in den Sternbildern Fische und Walfisch aufhalten. Im September dürfte der Komet heller als 11 mag sein und im Verlauf bis Ende Oktober/Anfang November seine Maximalhelligkeit erreichen. Bis Ende Dezember sollte der Komet noch heller als 11 mag sein. Er ist bequem in Höhen um 40 bis 50 Grad zuerst am Morgenhimmel, danach am Abendhimmel beobachtbar.
29P/Schwassmann-Wachmann Der Komet 29P/Schwassmann-Wachmann ist für seine Helligkeitsausbrüche bekannt, die ihn durchaus bis zur 10. Größenklasse hell werden lassen können. Beobachtungen der letzten Jahre haben gezeigt, dass insbesondere die Anzahl der kleinen Ausbrüche häufiger ist, als bisher angenommen. Der Komet befindet sich
VdS-Journal Nr. 19
2006 im Sternbild Steinbock und Perseus. Das erste Sichtbarkeitsfenster reicht im Jahr 2006 bis in den April. Der Komet ist dabei ein Abendhimmelobjekt. Ab Juli ist er am Morgenhimmel zu sehen, um dann im November mit Maximalhöhen um 70 Grad auf den Abendhimmel zu wechseln.
41P/Tuttle-Giacobini-Kresak Der Name des Kometen 41P/TuttleGiacobini-Kresak weist bereits darauf hin, dass drei unabhängige Entdecker beteiligt waren. Wenn man zusätzlich berücksichtigt, dass dieser Komet eigentlich dreimal - 1858, 1907 und 1951 - entdeckt wurde, ist klar, dass auch dieser Komet Ausbrüchen unterworfen ist. Die Erscheinung von 1973 wies zwei stärkere Ausbrüche auf, von denen einer den Kometen von 14 mag auf 4 mag ansteigen ließ! Im Jahr 2006 führt ihn sein scheinbarer Weg am Himmel durch die Sternbilder Zwillinge, Krebs und Löwe. Der Komet könnte bereits im April heller als 11 mag sein. Er befindet sich dann am Abendhimmel bei etwa 40 Grad Höhe. Im weiteren Verlauf sinkt er immer niedriger, um dann in der zweiten Junihälfte ca. 8 mag hell nur noch Höhen von knapp 10 Grad zu erreichen. Im weiteren Verlauf wird er diese Höhe - schnell schwächer werdend - halten.
73P/Schwassmann-Wachmann Der Höhepunkt des Jahres 2006 ist ohne Zweifel die Wiederkehr des Kometen 73P/ Schwassmann-Wachmann. Der 1930 in Hamburg entdeckte Komet, der damals der Erde bis auf 0,06 AE nahe kam und 5 mag erreichte, konnte das zweite Mal erst 1979 beobachtet werden. Die Wiederkehr von 1995 wartete mit einem Ausbruch von 12 mag auf 5 mag auf, was auf eine Kernteilung in vier beobachtete Fragmente zurück zu führen war. Drei der vier Fragmente konnten bei der Wiederkehr im Jahre 2001 wieder beobachtet werden, allerdings war deren Helligkeit merklich zurückgegangen. Die diesjährige Erscheinung ist deshalb interessant, weil die jetzt auf den Periheldurchgang bezogen etwa 1 Tag auseinander liegenden Komponenten in Abständen von ca. 0,05 bis 0,07 AE an der Erde vorbei ziehen werden. Zum Zeitpunkt der größten Erdnähe vom 13. bis 17. Mai werden die am Himmel etwa jeweils 10 Grad auseinander stehenden Fragmente mit ca. 4,5 Grad/Tag am Himmel entlang eilen. Bereits eine Woche nach dieser engen Begegnung werden sie für Mitteleuropa aufgrund ihrer südwärts gerichteten Bewegung unsichtbar. Aufgrund der nichtgravitativen Kräfte können die genauen Positionen erst nach Wiederentdeckung der jeweiligen Komponenten durch aktualisierte Bahnrechungen vorhergesagt werden. Naturgemäß ist die Helligkeit hier noch unsicherer vorhersagbar als für einen intakten Kometen. Es ist durchaus möglich, dass nur ein Fragment wiederentdeckt wird, welches jedoch ebenso auseinander brechen kann. Derzeitige Schätzungen gehen für das Hauptfragment C von optimistischen 2 mag bis zu zurückhaltenden 7 mag aus. Noch schwächere Helligkeiten sind ebenso denkbar. Für die weiteren Komponenten B und E sind im Normalfall geringere Helligkeiten zu erwarten. Der Komet (oder die Kometen) bewegt (bewegen) sich im Sichtbarkeitszeitraum mit hoher scheinbarer Geschwindigkeit durch die Sternbilder Bootes, Nördliche Krone, Herkules, Leier, Schwan, Füchschen, Pegasus, Fische und Walfisch. Bereits im März könnte das Hauptfragment hoch am Morgenhimmel heller als 11 mag sein. Der Komet steigt am Nachthimmel immer höher und wird kurz vor dem Erreichen der Maximalhelligkeit im Mai nahezu im Zenit stehen! Nach dem Verschwinden am Morgenhimmel Ende Mai könnte der Komet - falls die Helligkeit ausreicht - im
K O M E T E N 83
Abb. 5: C/2004 Q2 (Machholz) am 9.6.2005 um 23:05 UT, 223 min belichtet mit 8-Zoll-Newton-Teleskop bei 800 mm Brennweite und Digitalkamera Canon EOS 350D bei ISO 800. (Aufn. Norbert Mrozek)
August ebenfalls morgens wieder beobachtbar werden. Die enge Erdpassage dieses Kometen und seiner Fragmente ist ohne Zweifel der Höhepunkt des Jahres 2006 - selbst wenn die maximale Helligkeit hinter den Erwartungen zurück bleiben sollte.
C/2005 E2 (McNaught) Der einzige langperiodische Komet, der im Jahr 2006 relativ sicher heller als 10 mag werden wird, ist C/2005 E2 (McNaught). Zum Zeitpunkt der Erstellung dieser Vorschau ist der Komet 11,5 mag hell und damit so hell wie vorhergesagt. Die
Maximalhelligkeit von 9 mag bis 10 mag sollte demnach im Februar 2006 erreicht werden. Für uns wird der Komet bis April sichtbar sein. Er wandert in dieser Zeit durch die Sternbilder Wassermann, Fische und Steinbock. Der Komet wird allerdings nie große Höhen am Abendhimmel errei-
Ge
her Instru mente
jr.
un Entwicklung
rd Neumann
d Her w w w
n . n e ptt isc
stellu . g e r d . n e u m a n nd o
ng feinmechanischer u
Webcam-Adapter: 1,25" und T2
Der Webcam- Adapter eignet sich zum Anschluß von fast allen handelsüblichen Webcams (TouCam, VestaPro etc.) an Ihr Instrument.
Kameraseitig hat der Adapter das
passende Anschlußgewinde.
Fernrohrseitig haben Sie einen
1,25"-Steckanschluß oder ein T2-
Gewinde und ein Filtergewinde für
1,25" Filter zur Verfügung. Der Adapter ist aus Aluminium gefertigt und schwarz eloxiert.
29,90
NEU:
Ausführung für Philips SPC900NC Kamera
Gerd Neumann jr.; Schippelsweg 51, D-22455 Hamburg, Tel.: 040/ 645 090 34 (AB), Fax: 040/ 552 60 961
84 K O M E T E N
chen: Betragen diese im Januar noch 17 Grad, so wird er im April nur noch Höhen unter 10 Grad erreichen. Der Komet wird somit kein einfach zu beobachtendes Objekt darstellen.
C/2004 B1 (LINEAR) Ein unsicherer Kandidat unter den langperiodischen Kometen ist C/2004 B1 (LINEAR). Die Vorhersagen zur Maximalhelligkeit schwanken zwischen 9 mag und 13 mag. Die aktuellen Helligkeiten lassen leider keinerlei Aussage zu, wie sich der Komet weiter entwickeln wird. Der Komet wird für uns ab April 2006 sichtbar. Ob der Komet tatsächlich heller als 10 mag werden wird, muss daher abgewartet werden. Falls ja, wäre er bis weit in den Sommer hinein mit mittleren Teleskopen hoch am Nachthimmel beobachtbar. Aktuelle Informationen dazu finden sich auf der Homepage der FG Kometen.
Fazit Das Jahr 2006 bietet für den Liebhaber hellerer Kometen nur wenige Objekte, die aber dafür umso interessanter und teilweise spektakulär sind. Es bleibt die Hoffnung auf die Entdeckung weiterer Kometen. Ebenso sind Helligkeitsausbrüche bekannter und nominell schwächerer Kometen immer im Bereich des Wahrscheinlichen. Visuelle und CCD-Photometrie der Kometen bleibt weiterhin ein wichtiges und aufgrund der Menge an Objekten lohnendes Betätigungsfeld für Amateure, die auch wissenschaftlich sinnvolle Arbeit leisten wollen. Auch negative Beobachtungen sind nützlich. Die Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen und wertet diese aus. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der Fachgruppe erhält der interessierte Beobachter gegen 1,44 in Briefmarken unter der 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] J. D. Shanklin: BAA Comet Section
Homepage (http://ast.cam.ac.uk/~jds) [2] G. W. Kronk, 1999: "Cometography I",
Cambridge Univ. Press [3] G. W. Kronk, 2004: "Cometography II",
Cambridge Univ. Press [4] M. Meyer: "Catalogue Of Comet
Discoveries", über den Autor [5] D. W. E. Green, S. Nakano, 2004: "ICQ
Comet Handbook" [6] S. Yoshida: http://aerith.net
Die Beobachtung schwacher Kometen mittels CCD
von Stefan Beck
Die fotografische Beobachtung von Kometen hat sich seit einigen Jahren stark verändert. In der Pre-CCD Ära wurde hauptsächlich mit dem S/W-Film Technical Pan 2415 von Kodak und Geräten bis 30 cm beobachtet. Die erreichbare Grenzgröße der Kometen lag bei ca. 16 mag und benötigte einen dunklen Himmel. Mit dem Einsatz einer CCD-Kamera ist es heute auch unter einem Stadthimmel möglich, Kometen und Schweifstrukturen zu beobachten. Ein dunkler Himmel ist aber trotzdem der Stadt vorzuziehen. Mit meinem Gerät, einem 8-Zoll-f/4Newton, ist es mir bei Belichtungszeiten von 4 Minuten möglich, die schwachen Kometen bis ca. 17 mag zu beobachten. Da bereits bei Belichtungszeiten von ca. 30 Sekunden Kometen bis 14 mag sicher identifiziert werden können, haben besonders die lichtschwächeren Kometen zwischen 12 und 17 mag mein Interesse geweckt. Die regelmäßige Beobachtung und Dokumentation der Helligkeit sowie des Aussehens der Kometen stehen für mich dabei im Vordergrund. Gewöhnlich sind so ca. 10 verschiedene Kometen am Himmel beobachtbar und es fällt oftmals schwer eine Auswahl zu treffen, welcher der sichtbaren Kometen beobachtet werden soll. Um einen Überblick zu erhalten wel-
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 1: Komet 78P/Gehrels 2 (vis. ca. 12 mag) am 18.9.2004 um 1:01 UT mit 200 mm / 800 mm Newton-Teleskop, 32 Minuten belichtet mit Platinum K402ME CCD-Kamera.
che Kometen gerade sichtbar sind benutze ich die Internetseite von Seiichi Yoshida (http://www.aerith.net/#Astronomy), die einen wöchentlichen Überblick über berechnete Helligkeit und optimalem Beobachtungszeitpunkt bietet. Über aktuelle Entdeckungen und Geschehnisse rund um die Kometen besuche ich regelmäßig die Newsseiten der Fachgruppe Kometen (http://www.fg-kometen.de). Nichts desto trotz ist es notwendig, jederzeit die aktuellen Bahndaten der beobachtbaren Kometen zu kennen. Dazu werden die aktu-
ellen Bahndaten automatisch von http:// cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/ Comets/SoftwareComets.html auf meinen PC geladen sobald ich mit dem Internet verbunden bin. Vom International Comet Quarterly werden für viele verschiedene PC-Programme die aktuellen Bahndaten zur Verfügung gestellt. Ich benutze die Programme GUIDE 7 und Cart du Ciel. Um auch schwächste Kometen auf den CCD-Aufnahmen zu identifizieren, habe ich aus dem Internet den USNO-Katalog geladen. Mit diesen Daten können dann
K O M E T E N 85
Sterne bis ca. 20 mag dargestellt werden, dafür werden aber einige Gigabyte Platz auf dem PC/Laptop benötigt. Die Orientierung der Kamera und die Identifizierung der Kometen auf den Aufnahmen werden dadurch aber sehr erleichtert. Ohne diesen Zusatzkatalog werden im GUIDEProgramm nur Sterne bis ca. 15 mag angezeigt. Oftmals sind dann aber zu wenige Sterne in der Himmelsregion verfügbar, um den Kometen bzw. die aktuelle Teleskopposition sicher festzustellen. So ausgerüstet kann beim Aufsuchen eigentlich nichts mehr schief gehen. Um eine langwierige Suche noch zu verkürzen (das Gesichtsfeld der Kamera beträgt an meinem Teleskop ca. 20' x 30') benutze ich inzwischen das Freeware Sternkartenprogramm Cart du Ciel. In Verbindung mit der MTS-3-Steuerung kann ich damit einen Goto-Betrieb mit meiner Montierung realisieren. Da die meisten Kometen in meinem Fernrohr visuell nicht zu sehen sind und ein vollständiger GotoBetrieb zuviel Strom und Zeit verbrauchen würde (der Goto-Betrieb geht an meiner Montierung nur bis maximal 8-fache Geschwindigkeit), stelle ich in der unmittelbaren Nähe des Kometen einen Stern im Sucher ein. Als kleiner Nebeneffekt wird die bisherige Aufsuchtechnik mittels StarHopping nicht so schnell verlernt und man kennt sich am Himmel auch ohne die Hilfe des PC's aus. Sobald das Fernrohr ausgerichtet ist teile ich dem Programm Cart du Ciel mit, wo das Teleskop im Moment steht und lasse dann den Kometen mittels der Goto-Funktion anfahren. Durch die kurze Strecke ist die Positionierung sehr gut und benötigt selten eine Korrektur. Eine kurze 30-Sekunden-Aufnahme zeigt bereits die Kometen bis ca. 14 mag. Ist
Abb. 2: Komet 32P/Comas Sola (vis. ca. 13 mag) am 1.4.2005 um 21:46 UT, 61 Minute belichtet, mit 200 mm / 800 mm Newton-Teleskop und Platinum K402ME CCDKamera.
der Komet gefunden stelle ich in meinem Leitfernrohr einen Nachführstern ein und belichte die endgültige Aufnahme. Je nach Himmel und Helligkeit des Kometen belichte ich mehrere Aufnahmen für ca. 2 bis 4 Minuten und verarbeite diese zu einem endgültigen Bild zu Hause. Bei schwierigen Bedingungen (Lichtverschmutzung, Wind, kein Leitstern, schnell bewegender Komet) belichte ich auch kürzer und mache dafür entsprechend mehr Aufnahmen. Nach der Heimfahrt werden dann die Aufnahmen zu Hause nachbereitet. Auf den fertigen Aufnahmen werden die verschiedenen Daten des Kometen wie Helligkeit, Komagröße, Schweiflänge und Ausrichtung festgestellt. All diese Daten werden in einer Datenbank gespeichert und zur Auswertung an die Fachgruppe
geschickt. Mit den gespeicherten Daten aus der Datenbank werden automatisch die Emails zur Fachgruppe und die Bildseiten meiner Homepage erstellt. Bei nächster Gelegenheit werden die Emails versendet bzw. die Webseiten im Internet auf meiner Homepage veröffentlicht. Durch die hohe Empfindlichkeit der CCDKamera ist der Beobachtungserfolg sehr hoch und so kann ich mich auf auch die schwächeren Kometen konzentrieren. Insbesondere die verschiedenen LINEARKometen und die Langzeitbeobachtung wiederkehrender periodischer Kometen sind mein Hauptgebiet.
Eine Statistik heller Kometenerscheinungen aus den beiden letzten Jahrhunderten
von Heinz Kerner
Vor einiger Zeit legte der bekannte amerikanische Kometenexperte John Bortle eine kleine Kometenchronik vor, in der 40 helle und/oder spektakuläre Kometenerscheinungen aus der Zeit von 1800 bis 1997 beschrieben werden. Er wählte dazu die Kometen aus, die eine Helligkeit von etwa +2 mag oder heller erreichten und dabei mit dem bloßen Auge sichtbar waren. Der Zeitraum kann auf volle 2 Jahrhunderte ausgedehnt werden,
da es nach dem Kometen Hale-Bopp bis heute keinen weiteren gab. Der einzige Kandidat, C/1998 J1 (SOHO), erfüllt zwar das Helligkeitskriterium, war dabei aber der Sonne so nahe, dass er nicht gesehen werden konnte. Nachfolgend ist der Versuch dargestellt, die rein beschreibende Form dieser Chronik in Tabellen und Grafiken umzusetzten. Bei der Bezeichnung der Kometen ist die neue, heute gebräuchliche auch auf die
historischen Kometen übertragen worden. Weil es im 19. Jahrhundert noch keine Verfahren zur Helligkeitsschätzung gab, die Angaben aus dieser Zeit also als grob anzusehen sind, sind alle Werte nur auf ganze bzw. halbe Größenklassen angegeben. Die Tabelle 1 und die Abbildung 1 zeigen die Rangliste der Kometen nach ihrer größten Helligkeit. Ja, es gab in diesem Zeitraum 2 Kometen, die heller
VdS-Journal Nr. 19
86 K O M E T E N
Abb. 1: Grafische Darstellung der in Tabelle 1 zusammengestellten Kometenhelligkeiten.
Kometen 1986 ist wie schon gesagt nicht berücksichtigt. Für die Bewohner der Nordhalbkugel der Erde gab es mit fast 46 Jahren (2) eine lange Durststrecke ohne helle Kometen zwischen Halley (1910) und Arend-Roland (1956). Die in der Grafik in diesem Zeitraum verzeichneten Kometen waren nur von der Südhalbkugel aus zu sehen. Eine 3. Lücke von knapp 19 Jahren erkennt man am Ende des 19.
als der Vollmond waren. Und die ersten 7 konnten mit dem bloßen Auge am Tageshimmel (Sonne über dem Horizont) gesehen werden. Die ersten 3 Plätze werden von Kometen der Kreutz-Gruppe belegt. 1P/Halley ist zweimal vertreten, nicht berücksichtigt ist seine Erscheinung von 1986. Dem Großen Kometen C/1831 A1 (Nr. 35) gebührt eigentlich eine bessere Platzierung. Für die Bewohner der Südhalbkugel der Erde muss er in der letzten Woche des Jahres 1830 als brillantes Objekt, vermutlich heller als die Venus, am Abendhimmel nahe der Sonne gestanden sein, aber niemand bemerkte oder meldete ihn. Nachdem er auf den Morgenhimmel gewechselt war und schließlich am 7. Januar 1831 entdeckt wurde, war seine Helligkeit schon auf 2 mag zurückgegangen - leider nur Platz 14. Die Tabelle 2 zeigt die Kometen mit den größten visuell gesehenen Schweiflängen. Hier tauchen 2 Kometen auf, die in Tabelle 1 fehlen. C/1887 B1 (Great Southern Comet), auch ,,the headless wonder" genannt, besaß weder Kopf noch Koma und bestand nur aus dem Schweif. C/1880 C1 (Great Southern Comet) wurde nur 3 mag hell, hatte aber einen enormen Schweif. Als seine Helligkeit abnahm und die Sichtbarkeitsgrenze für das bloße Auge erreichte, betrug die Schweiflänge immer noch 35o. Auch diese 2 Kometen waren Kreutz-Kometen. Die Abbildung 2 zeigt die zeitliche Verteilung der Kometenerscheinungen. Auf den ersten Blick scheint die Verteilung recht regelmäßig zu sein, bei genauerem Hinsehen entdeckt man aber größere Lücken. Die erste (1) von 21 Jahren in jüngster Vergangenheit zwischen den Kometen West (1975) und Hyakutake (1996). Die Wiederkehr des Halleyschen
VdS-Journal Nr. 19
Platz Nr. Bezeichnung und Name
max. Helligkeit / mag
1
1
2
2
3
3
4
4
5
5
6
6
7
7
8
8
9
9
10
11
10 12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
11 22
23
12 24
25
26
27
28
29
30
31
13 32
14 33
34
35
36
15 37
38
C/1882 R1 (Großer September Komet) -17
C/1965 S1 (Ikeya-Seki)
-15
C/1843 D1 (Großer März Komet)
-7
C/1927 X1 (Skjellerup-Maristany)
-6
C/1910 A1 (Tageshimmelkomet)
-5
C/1975 V1 (West)
-3
C/1948 V1 (Finsterniskomet)
-2
C/1962 C1 (Seki-Lines)
-1,5
C/1861 N1 (Tebbutt)
-1,5
C/1995 O1 (Hale-Bopp)
-0,5
C/1874 H1 (Coggia)
-0,5
C/1996 B2 (Hyakutake)
0
C/1973 E1 (Kohoutek)
0
C/1969 Y1 (Bennett)
0
C/1956 R1 (Arend-Roland)
0
C/1947 X1 (Southern Comet)
0
1P/Halley (1910)
0
C/1901 G1 (Großer Komet)
0
C/1882 F1 (Wells)
0
C/1853 L1 (Klinkerfues)
0
C/1819 N1 (Großer Komet)
0
C/1858 L1 (Donati)
0,5
C/1854 F1 (Großer Komet)
0,5
C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli)
1
C/1957 P1 (Mrkos)
1
C/1911 S3 (Beljawsky)
1
C/1881 K1 (Großer Komet)
1
C/1860 M1 (Großer Komet)
1
1P/Halley (1835)
1
C/1811 F1 (Flaugergues)
1
C/1807 R1 (Großer Komet)
1
C/1847 C1 (Hind)
1,5
C/1941 B2 (de Kock-Paraskevopoulos) 2
C/1911 O1 (Brooks)
2
C/1831 A1 (Großer Komet)
2
C/1830 F1 (Großer Komet von 1830) 2
C/1961 O1 (Wilson-Hubbard)
2,5
C/1825 N1 (Pons)
2,5
Tab. 1: Rangliste der hellsten Kometen aus dem 19. und 20. Jahrhundert.
K O M E T E N + M E T E O R E 87
Jahrhunderts. Hoffentlich befinden wir uns gegenwärtig nicht schon wieder in einer solchen Situation. Seit Komet Hale-Bopp sind inzwischen 8 Jahre vergangen und eigentlich könnte man langsam an den nächsten hellen Kometen denken.
Literaturhinweise [1] J. Bortle: ,,The Bright Comet
Chronicles", http://encke.jpl.nasa.gov/ bright_comet.html [2] Schweifstern Nr. 78, Mitteilungsblatt der FG-Kometen
Platz Nr.
1
17
9
2
12
3
3
4 11
5
22
6
5
39
40
7
18
19
8
4
9
6
2
10 15
7
34
1
Bezeichnung und Name
max. Schweiflänge / Grad
1P/Halley (1910)
120
C/1861 N1 (Tebbutt)
120
C/1996 B2 (Hyakutake)
70
C/1843 D1 (Großer März Komet)
65
C/1874 H1 (Coggia)
63
C/1858 L1 (Donati)
60
C/1910 A1 (Tageshimmelkomet)
50
C/1887 B1 (Great Southern Comet) 50
C/1880 C1 (Great Southern Comet) 50
C/1901 G1 (Großer Komet)
45
C/1882 F1 (Wells)
45
C/1927 X1 (Skjellerup-Maristany)
40
C/1975 V1 (West)
35
C/1965 S1 (Ikeya-Seki)
35
C/1956 R1 (Arend-Roland)
30
C/1948 V1 (Finsterniskomet)
30
C/1911 O1 (Brooks)
30
C/1882 R1 (Großer September Komet) 30
Abb. 2: In welchen Jahren gab es einen hellen Kometen? Hier die zeitliche Verteilung der Kometenerscheinungen.
Tab. 2: Die Top Ten der Kometen mit den größten Schweiflängen aus dem 19. und 20. Jahrhundert.
,,Omega-Cassiopeiden" - oder doch nicht?
von Sirko Molau
Na, haben Sie das Rätsel um die ,,OmegaCassiopeiden" im letzten VdS Journal für Astronomie (Nr. 18, Seite 86) lösen können? Es war sicherlich nicht ganz leicht - auch wir haben etwas knobeln müssen. Allein der Fakt, dass alle anderen Kameras zur selben Zeit nichts Außergewöhnliches registrieren konnten, ist ein deutlicher Hinweis, dass hier irgendwie ein ,,künstlicher Meteorstrom" produziert worden sein musste. (Zur Vereinfachung hat die Redaktion das Bild hier noch einmal reproduziert.) Gut passt zunächst, dass die Meteore auch bei starker Vergrößerung ,,echt" aussehen und ihre Spuren wie erwartet länger
VdS-Journal Nr. 19
88 M E T E O R E + P L A N E T E N
werden, je weiter sie vom Radianten entfernt sind. Folgende Hinweise bringen uns jedoch zur Lösung des Rätsels: 1. Die Meteore sehen alle irgendwie ähnlich aus - zunächst ansteigende Helligkeit und dann ein Terminal Flare. 2. Der Radiant liegt ,,zufällig" genau in der Bildfeldmitte. Das mag man ja noch akzeptieren, aber: 3. Die Meteore erscheinen von der Bildfeldmitte aus gesehen ,,zufällig" alle in Verlängerung eines hellen Sterns.
4. Auch hinter dem Kometen findet man bei genauer Betrachtung einen Meteor - er ist unscharf und hat dieselbe Farbe wie der Komet.
Schlussfolgerung Da die Aufnahme mit einem Zoomobjektiv gemacht wurde, ist die Brennweite variabel. Der Bildautor Oliver Debus hat zwar eine feste Brennweite eingestellt - die muss sich jedoch zu Beginn oder Ende der Beobachtung unbemerkt verstellt haben.
Bei hellen Sternen sorgte das für eine radiale Verschmierung der Sternbilder, also für die ,,Meteore", während bei schwächeren Sternen die Belichtungszeit nicht ausreichte. Schade, also doch kein spektakulärer ,,Omega-Cassiopeiden"-Ausbruch, aber trotzdem ein toller (ungewollter) Schnappschuss, der einem echten Meteorausbruch sehr ähnlich sieht.
Die inneren Planeten Merkur und Venus vom 26. bis 28. Juni 2005
von Detlev Niechoy
Abb. 1: Merkur (rechts oben) und Venus am 26.6.2005 um 20:22 UT, Aufnahme mit C8, Zp90, 51x, WebCam Viewquest
Abb. 2: Merkur (links unten) und Venus am 28.6.2005, Aufnahme mit C8, Zp90, 51x, IR-Filter, WebCam Viewquest
In der Zeit vom 26. bis zum 28.6.2005 zogen die Planeten Merkur und Venus am nordwestlichen Horizont aneinander vorüber. Mit Hilfe der Okularprojektion gelang es beide Planeten im 40-mmOkular ins Blickfeld zu bekommen und diese Konjunktion mit Hilfe einer Webcam festzuhalten. Leider war der Himmel zu Zeitpunkt der größten Annäherung mit Wolken bedeckt. Die Abbildungen 1 und 2 zeigen die Stellung der Planeten einen Tag vor und nach der Konjunktion. Der Planet Merkur zog unterhalb der Venus vorbei. Während der Beobachtung des Planeten Merkur wurde um 20:02 UT ein Planetenvideo zur Dokumentation der Beobachtung erstellt, mit einem 8-ZollSchmidt-Cassegrain-Teleskop (C8), Zp90, 51 und der Webcam Viewquest. Auf dem Video (Abb. 3 und 4) tauchen zwei kurze Schatten auf, bei diesen Schatten handelt es sich um Flugzeuge in unterschiedlichen Entfernungen.
Abb. 3: Dieses Einzelbild des WebCam-Videos zeigt ein Flugzeug rechts von Merkur.
KÖLLE ALAAF
Abb. 4: Dieses Einzelbild des WebCamVideos zeigt ein Flugzeug rechts unterhalb von Merkur.
VdS-Journal Nr. 19
,,.. ich gonnte nit nach Kölle jon ... aber Fastelafend is nu ma Fastelafend ..."
Sichelförmiger Io-Schatten
und Ganymedpassage auf
Teneriffa beobachtet
von Silvia Kowollik Während der Jupiteropposition 2005 gelangen mir und meinem Mitbeobachter Michael Mushardt in der Nacht vom 3./4. April mit einem 10-Zoll-Newton (f/6) auf Teneriffa im Hinterhof des Hotels Parador National in der Teide-Caldera die hier gezeigten Aufnahmen vom sichelförmigen Io-Schatten sowie von der Ganymedpassage in der nächsten Nacht mit meinem 6-Zoll-Newton. Tagsüber hatte der Himmel leichte Zirren, gegen Abend wurde es leider auch nicht besser. Mit Spannung erwartete ich die Dunkelheit, sollte doch in dieser Nacht der
Jupitermond Io seinen eigenen Schatten auf der Jupiteroberfläche teilweise bedecken. Jupiter stand als auffällig heller Stern
Abb. 1 (rechts): Beginn und Ende der gleichzeitigen Passage von Io und seinem Schatten am 4.4.2005: Io bedeckt seinen eignen Schatten partiell. Instrument: 10Zoll-Newton-Teleskop auf Teneriffa, WebCam mit 1/25 s Belichtung je Bild. Bildbearbeitung mit GIOTTO, 3 % von 1.300 Bildern gemittelt.
P L A N E T E N 89
Abb. 2: Die gleichzeitige Passage von Ganymed und seinem Schatten am 5.4.2005. Instrument: 6-Zoll-Newton-Teleskop auf Teneriffa, Abstand zwischen den einzelnen Sequenzen jeweils 15 min, 5 % von jeweils 1.200 Bildern mit GIOTTO gemittelt.
VdS-Journal Nr. 19
90 P L A N E T E N + S O N N E
am dunklen Nachthimmel und ich stellte meine eigene Montierung mit dem 6-ZollNewton sehr sorgfältig auf, da ich dieses Ereignis dokumentieren wollte. Nach der Auskühlungszeit meines Newtons beobachtete ich Jupiter zunächst visuell. Leider war das Seeing sehr schlecht, Jupiter waberte extrem stark und veränderte seine Größe am laufenden Band. Kurze Zeiten mit scharfen Details wechselten sich mit längeren Zeiten und verzerrtem oder matschigem Bild ab. Kurz vor Beginn des Durchgangs adaptierte mein Mitbeobachter Michael Mushardt seine WebCam am fest aufgestellten 10-Zöller und wir testeten mit welcher Barlowlinse wir das beste Ergebnis erzielen würden. Bei dem schlechten Seeing war das Scharfstellen extrem problematisch. Schlussendlich entschieden wir uns für seine 2,5-Barlow, da wir möglichst viel Brennweite aus dem Equipment herausholen wollten. Laut Guide hatte Jupiter
an diesem Tag 44,24 Bogensekunden Durchmesser, Io immerhin noch 1,13 Bogensekunden. Die Durchsicht war durchschnittlich bis schlecht, Licht hatten wir dank des 10Zöllers genügend, und so konnten wir bei 1/25 Sekunde Belichtungszeit gut durchbelichtete Aufnahmen gewinnen. Gebannt beobachtete ich die Annäherung von Io an Jupiter und den 1. Kontakt. Um meine Mitbeobachter mit meinem hellen Bildschirm nicht zu stören, hatte ich extra eine dunkelrote Plexiglasscheibe vor mein Display gestellt. Plötzlich wurde es hinter mir laut: ,,So ein Mist, da kommen fette Wolken!" Ich drehte mich um und versuchte mich wieder an den dunklen Himmel zu gewöhnen. Tatsächlich, die Zirren hatten sich in dichte Streifen verwandelt und im Nu war der Himmel vollkommen dicht. Erst knapp 2 Stunden später konnten wir nochmals Bilder von Jupiter und dem sichelförmigen Io-Schatten aufnehmen.
Bei der Bildbearbeitung mit Giotto konnte ich ganze 3 % von jeweils 1.300 Bildern verwenden, beim Schärfen mußte ich sehr behutsam vorgehen, es zeigten sich schnell hässliche Artefakte. In der nächsten Nacht konnte ich bei etwas besserem Seeing und klarem Himmel die komplette Ganymedpassage dokumentieren. Diesmal verwendete ich mein eigenes Equipment - ein 6-Zoll-Newton-Teleskop mit 750 mm Brennweite auf einer PolarisMontierung. Die Nachführung erfolgte über eine MTS-3 von Boxdörfer. Zur Brennweitenverlängerung verwendete ich eine 3-Barlowlinse. Leider habe ich die Farbbalance nicht richtig getroffen. Um den Kontrast zwischen Schatten und Io hinzubekommen, mußte ich überbelichten, was auf Kosten der Farben ging ... Die Bilder der Ganymedpassage wurden in einem Anstand von 15 Minuten aufgenommen, bei der Bearbeitung wurden 5 % von jeweils 1.200 Bildern verwendet.
Die Aktivitäten der Fachgruppe Sonne im Jahr 2004
von Martin Hörenz
Das Sonnenfleckenmaximum liegt nun schon einige Jahre zurück, trotzdem bleibt es auf der Sonne interessant. Nach wie vor sind in unregelmäßigen Abständen größere Sonnenfleckengruppen zu beobachten, auch wenn sich die Sonne im vergangenen Jahr auch schon hin und wieder mal fleckenfrei zeigte. Es bleiben spannende Fragen: Wann tauchen die ersten Gruppen des neuen (24.) Zyklus' auf? Wann wird das Minimum sein? Wann ist die längste fleckenfreie Phase? Kann man auch im Minimum Polarlichter beobachten? Für die Beantwortung dieser Fragen sind Ihre Beobachtungen, Fotos und Artikel gefragt! Nur durch ein großes Beobachternetz können wetterbedingte Lücken ausgeglichen werden.
Arbeitsgruppen Die einzelnen Beobachtungen der verschiedenen Beobachter werden innerhalb der FG in verschiedenen Arbeitsgruppen gesammelt und ausgewertet. Zu diesen Arbeitsgruppen gehörten 2004: - (Wolfsche) Sonnenfleckenrelativzahl:
ca. 100 Beobachter (13.400 Beobachtungen!) - Fleckenzahl mit bloßem Auge: ca. 35
VdS-Journal Nr. 19
Beobachter - Weißlichtfackeln: 11 Beobachter - Positionsbestimmung von Flecken /
Differentielle Rotation: 11 Beobachter - Lichtbrücken: 4 Beobachter
Veröffentlichungen Im Jahr 2004 wurde der 27. Jahrgang von SONNE herausgegeben. Neben den Quartalsauswertungen der einzelnen Beobachternetze konnten hier auf insgesamt 112 Seiten Berichte rund um die Sonnenbeobachtung veröffentlicht werden. Leider ist die Anzahl der Beiträge in den letzten Jahren leicht rückgängig, obwohl durch Webcam, Digitalkameras, neue H-Alpha-Teleskope (Stichwort PST) und neue Auswertemöglichkeiten sicher ein großes Potential besteht. SONNE wird zurzeit in einer Auflage von 220 Exemplaren gedruckt und kann bei der Kontaktadresse bestellt werden (Steffen Janke, c/o Sternfreunde im FEZ, An der Wuhlheide 197, 12459 Berlin). SONNE ist auch im Internet unter http://www.sonneonline.org/ zu finden. Außer den Quartalsauswertungen wurde auch 2004 das jährlich erscheinende SONNE-Datenblatt herausgegeben.
Es umfasst noch einmal die gesamten Auswertungen der Arbeitsgruppen, verschiedene andere Beobachternetze aus dem In- und Ausland sowie Satellitendaten jeweils aus dem vorangegangenen Jahr und kann kostenfrei unter http://www.sonnedatenblatt.de heruntergeladen werden. Neben diesen ,,fachgruppeninternen" Veröffentlichungen wurde auch im VdSJournal, in ,,Sterne und Weltraum" sowie diversen anderen Zeitschriften durch Mitglieder der FG publiziert.
Internetseiten Die Internetseiten der Fachgruppe wurden im vergangen Jahr weiter ausgebaut. Neben den bereits erwähnten Seiten zu SONNE und zum SONNE-Datenblatt finden sie allgemeine Informationen und Hinweise der einzelnen Arbeitsgruppen unter http://www.vds-sonne.de.
Zusammenkünfte und Vorträge Die alljährliche Sonne-Tagung fand 2004 in Haßfurt statt. Ein ausführlicher Tagungsbericht ist im VdS Journal für Astronomie Nr. 16 (S. 119f) zu finden. Neben diesem Fachgruppentreffen fanden Zusammenkünfte einzelner FG-Mitglieder
S O N N E 91
auch am Rande von Tagungen statt. Das geplante Einsteigerseminar an der Sternwarte Kirchheim musste mangels ausreichender Teilnehmerzahl leider ausfallen. Dafür war der Fachgruppenreferent
Steffen Janke zum astronomischen Sommerlager mit einem Workshop zur Sonnenbeobachtung präsent. Die nächste Sonne-Tagung findet vom 25. Mai bis zum 28. Mai 2006 in
Rosenheim statt. Alle an der Sonne und ihrer Beobachtung Interessierten sind dazu herzlich eingeladen. Informationen hierzu finden Sie unter http://www.sonnetagung. de.
Die totale Sonnenfinsternis am 29. März 2006 - wo beobachten?
von Werner E. Celnik
Niemand in der Amateurszene wird
wohl die totale Sonnenfinsternis
am 29.3.2006 ,,verschwitzen".
Der Medienandrang wird
groß sein. Ist es doch für
viele Jahre die letzte
totale Sonnenfinsternis,
die von uns aus leicht
erreichbar ist und
gleichzeitig gute
Beobachtungsum-
stände
bietet.
Dennoch möchte
die Redaktion an
dieser Stelle einige
Hinweise geben, die
den einen oder ande-
ren Unentschlossenen
vielleicht doch noch zu
einer ,,SoFi-Reise" animie-
ren können, die ja schließlich
rechtzeitig geplant werden will.
Der ,,alte Hase" unter den
Sonnenfinsternisjägern weiß natürlich
längst, wo er Informationen her bekommt.
Andere vielleicht nicht. Und woher nun?
Natürlich aus dem Internet oder aus den
einschlägigen astronomischen Jahrbüchern,
z. B. [1, 2, 3], aber auch andere.
Zahlreiche Weblinks aller Art zu
Sonnenfinsternissen findet man unter [4].
Meine Lieblingsseiten sind eindeutig die
der NASA [5] und die von ,,Mr. Eclipse"
Fred Espenak [6].
Kurz nach 8:30 UT (UT = Weltzeit =
MEZ-1 Std.) trifft der Mondschatten
im Nordöstlichen Südamerika auf
die Erdoberfläche (vgl. Abb. 1), bei
Sonnenaufgang. Der Schatten über-
quert den Atlantischen Ozean und trifft
gegen 9:00 UT auf die Westafrikanische
Südküste. Er wandert über die Länder
Ghana, Togo, Benin, Nigeria nach Niger,
streift den Nordwesten des Tschad und trifft
um 10:11 UT auf die Grenze zu Libyen.
Hier wird um 10:11:18 UT die ,,größte
Finsternis" mit einer Dauer von 4 Minuten
und 7 Sekunden erreicht (Abb. 2), dabei
beträgt
die
Finsternisgröße 1,0515, d. h. ca. um 5
% erscheint der Mond größer als die
Sonne. Im Grenzgebiet Libyen/Ägypten
kommt der Schattenkegel um 10:40 UT
am Mittelmeer an. Inseln werden vom
Kernschatten des Mondes nicht berührt,
bis der Schatten um 10:57 UT in der
Nähe von Manavgat auf die türkische
Riviera trifft (Abb. 3). Kleinasien wird
überquert. Um 11:10 UT wird die tür-
kische Nordküste am Schwarzen Meer
in der Nähe von Ordu verfinstert. Der
Kernschatten passiert Georgien, Südwest-
Russland und Kasachstan, um dann in
Südost-Russland (Sibirien) die Erde bei
Sonnenuntergang zu verlassen.
In der Abbildung 4 erkennen wir aus der
durchschnittlichen Bewölkungsverteilung
im März, dass die Wetteraussichten in der
Zentralsahara mit ca. 15 % Bewölkung
am besten und in Asien mit 60-90 %
Bewölkung am schlechtesten sind. Die
Abb. 1: Der Pfad des Kernschattens über
die Erdoberfläche am 29.3.2006. Grafik: F. Espenak und J. Anderson / NASA.
problemlos erreichbare Türkei schneidet hier leider nicht gut ab. Auch für Kreuzfahrten auf dem Mittelmeer bleiben nur Chancen in der Größenordnung von 50 %, klaren Himmel vorzufinden. In Mitteleuropa ist das Wetter auch nicht besser zu erwarten, hier ist die Finsternis allerdings nur partiell zu sehen.
Während auf Norderney nur 33,9 % und in Düsseldorf 36,6 % Bedeckungsgrad herrschen, können ,,Zuhausebleibende" Richtung Südosten höhere Werte erwarten: in Berchtesgaden immerhin 50,6 % und in Wien 54,5 %. Dass der interessierte Beobachter (und ich kann aus persönlicher Erfahrung nur die Meinung aller mindestens einmal erfolgreichen Sonnenfinsternisbeobachter bestätigen: ES LOHNT SICH!) mehr oder weniger lange Reisen in den Schattenpfad auf sich nehmen muss, hat ja historische Tradition. Heutzutage gibt es bequeme Pauschal-Flugreisen mit 5-SterneHotel vor Ort, die von renommierten Reiseveranstaltern, allerdings nicht so ganz billig, angeboten werden. Man erkundige sich nur einmal im örtlichen Reisebüro nach Sonnenfinsternisreisen. Auch werden in astronomischen Zeitschriften wie ,,Sterne und Weltraum" oder ,,Sky and Telescope", aber auch im Internet, z. B. [4, 7], Anzeigen über Sonnenfinsternisreisen geschaltet. Oder man bucht, vielleicht sogar preiswerter, auf eigene Faust im Internet Flug, Hotel und Mietwagen, um sich in die Finsterniszone zu begeben. Bei
VdS-Journal Nr. 19
92 S O N N E
Flugreisen besteht fast immer das Problem des Übergepäcks, wenn man seine astronomische Ausrüstung mitnehmen will. Tut man sich mit Freunden zusammen, kann man das Mehrgewicht und die damit verbunden Kosten teilen. Manchmal setzen sich ,,SonnenfinsternisEnthusiasten" aber auch ins Auto und fahren halt mehr oder weniger weit in die Finsterniszone, um schwere Beobachterausrüstung mitnehmen zu können und vielleicht auch nebenbei Land und Leute kennen zu lernen [8]. Welche Orte bieten sich für Sonnenfinsternisreisen diesmal an? Es sind
Abb. 2: Der Pfad des Kernschattens über die Erdoberfläche durch Niger, Tschad und Libyen am 29.3.2006. Grafik: F. Espenak und J. Anderson / NASA.
zwei Gebiete: Nordafrika und die Türkei. Die besten und vielfältigsten Reisemöglichkeiten bietet wohl die Türkei. man hat die Wahl zwischen zahlreichen Reiseanbietern. Und man kann auch selbst fahren, zahlreiche türkische Mitbürger beweisen dies jedes Jahr. Als Beobachtungsorte im Detail bieten sich hier an: alle Orte an der Südküste von Kas im Westen, über Antalya und Manavgat (Zentrallinie!) bis Alanya im Osten. Hier dauert die totale Phase der Finsternis ca. 3 Minuten 46 Sekunden, die Sonne steht dabei 55 Grad hoch. Das zentrale Hochland um den See Tuz herum könnte ebenfalls noch Möglichkeiten bieten: Vielleicht wirkt der See als Wärmespeicher, so dass es hier während der Finsternis weniger Wolken gibt... Finsternisdauer hier ca. 3 Minuten 40 Sekunden bei einer Sonnenhöhe von 51 Grad . Jedenfalls sollte der Beobachter flexibel auf Wetterveränderungen regieren können, d.h. mit einem Auto womöglich ,,den
VdS-Journal Nr. 19
Lücken hinterherfahren". Nordafrika bietet zweifellos die besten Chancen, die Finsternis bei wolkenlosem Himmel erleben zu können. Die Westafrikanische Südküste dagegen wohl nicht. Niger und Tschad sind schwierig zu bereisen. Das relativ sichere und sich immer offener gebende Libyen erwartet jedoch zahlreiche ,,Sonnenfinsternistouristen". Auch werden hier aufwändige kombinierte Flug-/Geländewagenreisen von verschiedenen Veranstaltern angeboten. Die Preise sind jedoch weitaus höher als die für Reisen in die Türkei, sie beginnen bei ca. 2.000 Euro für 5 Tage. Die libysche Verwaltung richtet aller Wahrscheinlichkeit nach einige Sonnenfinsternis-Camps für Beobachter ein, die womöglich (?) zusätzliche Kosten bedeuten. Man kann natürlich nicht nur ,,pauschal", sondern auch mit dem eigenen Auto hinfahren... Als Camp-Orte bieten sich Oasenstädte an, wie z. B. Jalu / Awjilah im Nordosten
Libyens oder Wüsten-Camps entlang wüster ,,Tracks" im Süden Libyens. Inwieweit es einen Camp-Zwang geben wird, ist noch unklar. Ebenfalls unsicher ist die Zugänglichkeit der Pisten im Süden, weil dort Minengefahr herrscht... Sich informieren kann hier nicht schaden. Nach Möglichkeit sollte man sich mindestens 100 km von der Mittelmeerküste in die Wüste zurückziehen, um der wahrscheinlichen Küstenbewölkung zu entgehen. Wem das alles zu kompliziert ist, kann nach Nordwest-Ägypten ausweichen. Hier ist der in Frage kommende Bereich bis zur libyschen Grenze jedoch recht klein. Also, wer noch ,,hin" möchte und noch nichts geplant hat, sollte dies schnellstmöglich in Angriff nehmen. Uns allen wünsche ich viel Glück bei der Beobachtung! Und denken SIe bitte daran: Die Redaktion und die Leserschaft des VdS Journals für Astronomie freut sich auf Ihren Beitrag!
Literaturhinweise: [1] W. E. Celnik, 2005: ,,Kosmos
Himmelspraxis 2006", Kosmos Verlag, Stuttgart [2] H. U. Keller, 2005: ,,Kosmos Himmelsjahr 2006", Kosmos Verlag Stuttgart [3] T. Neckel, O. Montenbruck, 2005: ,,Ahnerts Astronomisches Jahrbuch
2006", Verlag Spektrum der Wissenschaft, Stuttgart [4] Übersicht zu Web-Links zu Sonnenfinsternissen, geprüft 17.10.2005: http://solareclipsewebpages.users.btopenworld.com/. [5] NASA Eclipse WebPages, geprüft 17.10.2005: http://sunearth.gsfc.nasa. gov/eclipse/eclipse.html
[6] WebPages Fred Espenak, geprüft 17.10.2005: http://www.MrEclipse.com/. htm
[7] geprüft 17.10.2005: http://www.astronomie.de/reisen/index.htm
[8] G. Meiser, P. Demy, 2003: ,,40.000 km auf dem Landweg zur Sonnenfinsternis nach Sambia und zurück", VdS Journal für Astronomie Nr. 12 (III/2003), 116
Abb. 4: Karte der mittleren Bewölkung im März entlang des Schattenpfades. Grafik: J. Anderson / NASA.
S O N N E 93
Abb. 3: Der Pfad des Kernschattens über die Erdoberfläche durch die Türkei am 29.3.2006. Grafik: F. Espenak und J. Anderson / NASA.
ENGLISCHE HOCHZEIT
,,Also wirklich... Frau Islefan... der Hut war ja - als Sie in London waren, bei Charles' Hochzeit - okay, aber wenn Sie die Sonne durchs Teleskop sehen wollen, müssen SIe ihn schon
mal abnehmen!!!"
VdS-Journal Nr. 19
94 S P E K T R O S K O P I E
Die Messung von Radialgeschwindigkeiten mit einem Spaltspektrographen niedriger Auflösung
von Roland Bücke
Für die Messung von Radialgeschwindigkeiten sind vor allem Spaltspektrographen geeignet, da Nachführfehler bei Langzeitbelichtungen nicht zur ,,Verschmierung" der Spektren führen und Spektren von geeigneten künstlichen Lichtquellen, wie Glimmlampen, direkt zur Wellenlängenkalibration herangezogen werden können. In diesem Beitrag möchte ich erste Ergebnisse meiner Untersuchungen zur Genauigkeit von Radialgeschwindigkeitsmessungen vorstellen, die ich an meinem Gitterspektrographen mit Lichtleiterankopplung durchgeführt habe.
Technische Ausstattung Mein für die Untersuchung genutztes Instrumentarium ist in [1] beschrieben. Es besteht aus einem Newtonteleskop in Dobsonbauweise mit 20 cm Öffnung und 165 cm Brennweite. Das Reflexionsgitter des Spektrographen hat 1.800 Linien/ mm und 55 mm Kantenlänge. Die Kollimatorbrennweite beträgt 200 mm, die Kamerabrennweite ist 135 mm. Der Eintrittsspalt des Spektrographen wird durch die Austrittsfläche des Lichtleiters gebildet und ist daher im Gegensatz zum ,,normalen" Spalt kreisförmig. Mit einem Durchmesser des Lichtleiters von 200 µm ergibt sich eine spektrale Auflösung von 1,9 Å. Die CCD-Zeilenkamera mit 2.048 Pixeln (14 x 200 µm2) als Detektor ist mit einem 12-Bit AD-Wandler und Peltierkühlung ausgestattet. Als Vergleichslichtquelle nutze ich eine Neon-Glimmlampe.
Auswahl der Beob-
achtungsobjekte
Die Grundlage für
die Auswahl bilde-
te das Verzeichnis
von Fundamental-
sternen für Radial-
geschwindigkeits-
messungen der IAU
[2], da hierdurch
gewährleistet ist,
dass die Spektren
keinen zeitlichen
Variationen unter- Abb. 1:
liegen. Folgende Neonspektrum im Bereich 5800 - 6800 Å
Kriterien schränk-
ten die Zahl der
geeigneten Kandidaten weiter ein:
[2]. Mirphak gehört dem Spektraltyp F5
· ausreichende Helligkeit des Sterns
an und hat eine Radialgeschwindigkeit
für ein Signal-zu-Rausch-
von -2,5 km/s [2]. Seine Helligkeit beträgt
Verhältnis von möglichst S/N>100 bei 1,8 mag.
Belichtungszeiten bis maximal 3
Minuten (Grenzgröße ca. 2 mag)
Reduktion der Radialgeschwindigkeiten
· genügende Anzahl auswertbarer
auf die Sonne
Absorptionslinien im Spektralbereich
Die Linienverschiebung gegenüber der
von 5.800 bis 6.800 Å (Bereich mit vielen Vergleichslinien des Neon-
Ruhewellenlänge 0 hervorgerufen durch die Relativbewegung des Sterns stellt die
Spektrums) · das Beobachtungsfenster meines
Radialgeschwindigkeit Vdop des Sterns in Bezug auf den Beobachter dar. Sie beruht
Standortes
auf dem Dopplereffekt, s. Gleichung (1).
Unter Berücksichtigung dieser Kriterien Die Radialgeschwindigkeit wird posi-
wählte ich deshalb für die ersten Versuche tiv gezählt, wenn sich der Stern vom
die Sterne a Tauri (Aldebaran) und a Beobachter wegbewegt und negativ, wenn
Persei (Mirphak) aus. Aldebaran ist ein er sich ihm nähert.
Stern des Spektraltyps K5 mit einer visu- Durch die Eigenbewegung des Beobachters
ellen Größe von 0,85 mag. Die mittlere gemeinsam mit der Erde (Revolution
Radialgeschwindigkeit beträgt +54,4 km/s und Rotation) ist die Linienverschiebung
Spektrallinie Å
Na I Na I Ca I Ca I Ca I Ha He I Mittelwert:
5889,973 5895,940 6102,727 6122,226 6162,180 6562,808 6678,154 57,8
Radialgeschwindigkeit / km/s
Aldebaran
1. Messung
2. Messung
55,5
53,0
55,1
52,8
60,8
58,8
/
/
56,1
53,2
62,0
59,4
57,5
56,3
55,6
53,3
3. Messung 50,8 51,9 57,3 / 49,9 57,6 52,4 -4,3
Tab. 1: Einzelmesswerte der Radialgeschwindigkeiten von Aldebaran und Mirphak
VdS-Journal Nr. 19
Mirphak 1. Messung -3,7 0,0 -6,4 -4,0 -8,2 -3,2 / -2,2
2. Messung -1,2 1,1 -4,9 2,6 -7,5 -3,5 /
S P E K T R O S K O P I E 95
nicht konstant. Aus diesem Grund wird die Radialgeschwindigkeit auf die Sonne bezogen, indem diese um die Geschwindigkeitskomponente des erdgebundenen Beobachters zum Zeitpunkt der Spektralaufnahme korrigiert wird. Die Berechnung der Radialgeschwindigkeitskomponente infolge der Bewegung der Erde um die Sonne VE kann entweder mit den elliptischen Bahnelementen der Erde oder auf der Basis rechtwinkliger Koordinaten der Sonne erfolgen [1, 2], vgl. (2) und (3). Die Korrektur der Rotationsgeschwindigkeit der Erde erfolgt nach Gleichung (4). Es gilt Vrot < 0, falls der Stern westlich des Meridians steht. Weitere kinematische Effekte sind so klein, dass sie bei der Korrektur nicht berücksichtigt werden müssen. Die auf die Sonne bezogene Radialgeschwindigkeit ist dann (5).
Wellenlängenkalibration Zur Wellenlängenkalibration benutzte ich eine Neonglimmlampe, die ein ausgeprägtes Emissionslinienspektrum im Wellenlängenbereichvon5800-6800Å zeigt,
siehe Abbildung
1. Die genauen
Wellenlängen findet
man in der einschlä-
gigen Literatur [4]
oder im Internet [5].
Die Linienschwer-
punkte
wur-
den ermittelt,
indem an jede
Linie eine Gauß-
Funktion ange-
passt wurde. Aus
den so gewonne-
nen Datenpunkten
kann eine Polynom-
funktion errechnet werden, mit der
dann die eigentliche Kalibrierung des
Sternspektrums erfolgt. Die Abbildungen
2 und 3 belegen, dass die Regression mit
einem Polynom 4. Ordnung eine leichte
Verbesserung gegenüber einem Polynom 3.
Ordnung bringt. Es sei darauf hingewiesen,
dass eine Extrapolation über die Linien der
kürzesten und längsten Wellenlänge hinaus
schnell zu sehr großen Fehlern führt. Es
können also nur Sternlinien innerhalb des
Bereichs der Vergleichslinien sinnvoll aus-
gewertet werden.
Stabilität des Spektrographen Einen wesentlichen Einfluss auf die Genauigkeit von Radialgeschwindigkeitsmessungen hat die Stabilität des Spektrographen. Insbesondere bewirken mechanische Verbiegungen und thermische Einflüsse Linienverschiebungen zwischen Stern- und Vergleichsspektrum; aber auch die Luftfeuchtigkeit kann bei der Verwendung ungeeigneter Materialien zur Instabilität beitragen. Obwohl mein Spektrograph eine hohe
Steifigkeit besitzt, da er vollständig aus Metall aufgebaut ist, bleibt natürlich seine Temperaturabhängigkeit bestehen. Deren Kenntnis ist für eine optimale Versuchsplanung wichtig, besonders hinsichtlich der zeitlichen Abfolge bei der Aufnahme von Stern- und Vergleichsspektren, Dunkelstrom- und Flatfieldbildern. In Abbildung 4 ist die zeitliche Positionsänderung einiger ausgewählter Neonlinien bezogen auf den Zeitpunkt des Einschaltens der Kamerakühlung dargestellt. Es ist erkennbar, dass das thermische Gleichgewicht nach ca. 40 Minuten erreicht wird und die eigentlichen Aufnahmen somit erst nach dieser Einlaufzeit beginnen können. Voraussetzung dafür ist, dass der Spektrograph nach dem Transport ins freie Gelände lange genug an die Umgebungstemperatur angepasst wurde. Die unterschiedlich große Verschiebung der CCD-Pixel gegenüber dem feststehenden Neonspektrum erklärt sich durch das Schrumpfen des Chips infolge der Abkühlung. Die Berechnung ergab einen Längenausdehnungskoeffizient von ca. 3 x 10-6 / K, der sehr gut dem Wert von Silizium entspricht. Die Linienverschiebungen sind kleiner als eine Pixelbreite. Bei einer Dispersion von 0,57 Å/Pixel entspricht eine Dopplerverschiebung der Ha-Linie um beispielsweise eine Pixelbreite einer Geschwindigkeitsdifferenz von immerhin 26 km/s! Dies verdeutlicht die hohen Stabilitätsanforderungen an den Spektrographen. Da aber ,,nur" die Positionen der Linienzentren für Radialgeschwindigkeitsmessungen ermittelt werden müssen, sind noch Linienverschiebungen detektierbar, die weit kleiner als das spektrale Auflösungsvermögen des
Abb. 2: Residuen der Neonlinien bei der Regression mit einem Polynom 3. Ordnung und deren Standardabweichung ermittelt aus 6 Einzelmessungen
Abb. 3: Residuen der Neonlinien bei der Regression mit einem Polynom 4. Ordnung und deren Standardabweichung ermittelt aus 6 Einzelmessungen
VdS-Journal Nr. 19
96 S P E K T R O S K O P I E
Spektrographen sind!
Messverfahren und Methodik der Auswertung Unmittelbar vor und nach der Aufnahme eines Sternspektrums wird jeweils ein Vergleichsspektrum zur Wellenlängenkalibrierung aufgenommen. Verschiebungen des Spektrums während der Aufnahmezeit können so erkannt und bedingt korrigiert werden. Nach der Reduktion des Rohspektrums durch Dunkelstromabzug, FlatfieldKorrektur sowie Normierung erfolgt die Wellenlängenkalibrierung mittels eines Polynoms 4. Ordnung (siehe oben). Im nächsten Schritt werden im Spektrum möglichst viele genügend stark ausgeprägte Linien identifiziert. Von diesen wird dann wiederum durch eine Gaußanpassung die Wellenlänge des Linienzentrums bestimmt. Um die Dopplerverschiebung einer stellaren Linie errechnen zu können, muss man die genaue unverschobene Ruhewellenlänge kennen. Dies ist i. a. problematisch, da fast jede Linie noch eng benachbarte, schwächere Linien enthält und einen so genannten Blend bildet. Da die Intensität der Nebenlinien auch noch stark von der Temperatur des Sterns abhängt, kann die stellare Linie sowohl von der Laborwellenlänge abweichen als auch zwischen verschiedenen Spektraltypen variieren [6]. Die Beispiele der Anpassung an die Linien des Na I und Ca I in der Abbildung 5 lassen erkennen, dass Störungen der Liniengeometrie die Wellenlängenbestimmung stark beeinflussen. Bei spektroskopischen Doppelsternen betreffen diese Probleme nur die Radialgeschwindigkeit des Systemschwerpunktes. Für die Bestimmung der Bahnelemente sind sie von untergeord-
Abb. 4: Positionsänderung
einiger ausgewählter Ne-
Kalibrierlinien in Abhängigkeit von
der Kühlzeit der Kamera
neter Bedeutung. Die Genauigkeit einer Radialgeschwindigkeitsmessung verbessert sich mit der Anzahl der untersuchten Linien in einem Spektrum und mit einer zunehmenden Zahl von Wiederholungsmessungen, da sich die zufälligen Fehler herausmitteln.
Ergebnisse der Radialgeschwindigkeits
messungen
Derzeit liegen drei von mir aufgenommene
Spektren von Aldebaran und zwei Spektren
von Mirphak vor. Damit ist die Datenbasis
für eine genauere statistische Analyse noch
zu gering. Aus den Messwerten in Tabelle 1
ergeben sich für die zwei Objekte folgende
Radialgeschwindigkeiten:
Aldebaran: (+55,6 +- 1,6) km/s,
Literaturvergleich [1]:
+54,4 km/s
Mirphak: (-3,3 +- 0,9) km/s,
Literaturvergleich [1]: -2,5 km/s
Die Standardabweichung des Mittelwertes gibt Auskunft über die Streuung der voneinander unabhängigen Einzelmessungen. Rückschlüsse auf die Genauigkeit der ermittelten absoluten Radialgeschwindigkeiten sollten trotz der erstaunlich guten Übereinstimmung mit den Literaturwerten daraus nicht gezogen werden, da hierfür eine
Analyse der systematischen Fehler bei der Vermessung der stellaren Linien erforderlich wäre. Jedoch lässt sich vermuten, dass deren Einfluss nicht dominant ist. Es bleibt noch zu untersuchen, welche Auswirkung das S/N auf die Radialgeschwindigkeitsmessung hat. Des Weiteren ist die Anwendung der Kreuzkorrelation als alternative Auswertungsmethode insbesondere bei der Beobachtung von spektroskopischen Doppelsternen von Interesse, da hier fast identische Spektren miteinander verglichen werden können.
Literaturhinweise [1] R. Bücke, 2005: ,,Spektroskopie mit
Dobson-Teleskopen", VdS-Journal für Astronomie Nr. 16 (I/2005), 81 [2] G. Eberhard (Hrsg.), 1933: ,,Handbuch der Astrophysik, Bd. I: Grundlagen der Astrophysik, Teil 1", Springer-Verlag [3] G. D. Roth (Hrsg.), 1989: ,,Handbuch für Sternfreunde, Bd. 2", Springer-Verlag [4] K. Schäfer, C. Synowietz (Hrsg.), 1970: ,,D'Ans-Lax, Taschenbuch für Chemiker und Physiker, Bd. III", Springer-Verlag [5] http://nautilus.fis.uc.pt/st2.5/ [6] D. H. Wulff, 1971: ,,Doppelsterne", Wilhelm Goldmann Verlag, München
Abb. 5: Gaußanpassung an stellaren Spektrallinien
VdS-Journal Nr. 19
S P E K T R O S K O P I E 97
Die Spektren der hellsten Wolf-Rayet-Sterne im Sternbild Cygnus
von Bernd Hanisch
Wolf-Rayet-Sterne
(WR-Sterne),
benannt nach den beiden französischen
Astronomen C. J. Wolf (1827-1918) und
G. A. Rayet (1839-1906), sind sehr leucht-
kräftige und heiße Sterne mit extrem
starken Sternwinden [1]. Dennoch fallen
sie am Himmel nicht besonders auf und
sind mit Ausnahme des in mitteleuropäi-
schen Breiten nicht beobachtbaren Sterns
Velorum (1,74 mag) nicht ohne Fernrohr
am nächtlichen Sternhimmel auszuma-
chen. Will man Näheres über diese Sterne
erfahren, muss das von ihnen ausgesende-
te Spektrum beobachtet und interpretiert
werden. Darüber, welche WR-Sterne mit
welchem Instrumentarium spektroskopiert
wurden, welche Informationen aus die-
sen Spektren gewonnen werden können
und was das Besondere an dieser Gruppe
von Sternen ist, soll nachfolgend berichtet
werden.
1. Beobachtungsprogramm und Beobachtungsmethode
Sowohl eigene Studien über die Theorie der Sternentwicklung als auch ein Vortrag auf der Jahrestagung 2004 der VdSFachgruppe Spektroskopie in Heppenheim zur Thematik von Sternwindphänomenen lenkten mein Interesse auf die Gruppe der WR-Sterne. Mit dem Hinweis auf mehrere relativ helle WR-Sterne im Sternbild Cygnus entstand der Plan für ein kleines spektroskopisches Beobachtungsprogramm für den Sommer/Herbst 2004. Die Tabelle 1 gibt einen Überblick über die wichtigsten Parameter der Programmsterne. Die Abbildung 1 zeigt den Himmelsabschnitt,
in dem diese Sterne zu finden sind.
Die Aufnahme der Sternspektren erfolgte mit einem Objektiv prismenspektrografen. Einem Zeiss-Meniscas 180 mm / 1.800 mm als Aufnahmeoptik war ein 5 Grad -Objektivprisma SF 2 von 205 mm Durchmesser (Rundprisma) vorgeschaltet. Dabei ergab sich in der Fokalebene eine Spektrenlänge von etwa 9 mm für den Wellenlängenbereich zwischen 6.900 Å und 3.650 Å. Durch Pendeln quer zur Dispersionsrichtung wurden die Spektren auf 0,15 - 0,30 mm verbreitert. Die entsprechenden Werte für die reziproken Lineardispersionen ergaben sich in Abhängigkeit vom Spektralbereich etwa zu 500 Å/mm bei 5.712
Abb. 1: Himmelsabschnitt im Sternbild Cygnus, in dem sich die Programmsterne befinden
Abb. 2: Spektrum von P Cygni, das zur Erstellung der Dispersionskurve benutzt wurde
HD
WR
190918
133
191765
134
192103
135
192163
136
192641
137
193077
138
193576
139
193793
140
RA (2000) h ms 20 05 57 20 10 14 20 11 54 20 12 07 20 14 32 20 17 00 20 19 32 20 20 28
Dec. (2000) Grad ' '' + 35 47 18 + 36 10 35 + 36 11 51 + 38 21 18 + 36 39 40 + 37 25 24 + 38 43 54 + 43 51 16
mvis
6,70 8,23 8,36 7,65 8,15 8,10 8,10 7,07
Spektralklasse
WN 5 + O9 I WN 6 WC 8 WN 6 WC 7pd + O9 WN 5 + B (?) WN 5 + O 6 III WC 7pd+O 4-5
Komponentenzahl
2 1 (?) 1 2 2 (?) 2 2
Tab. 1: HD-Katalognummer, WR-Bezeichnung, Koordinaten, visuelle Helligkeit, Spektralklasse und Komponentenzahl der ausgewählten Programmsterne, nach [2]. pd: periodic hot dust formation
VdS-Journal Nr. 19
98 S P E K T R O S K O P I E
Abb. 3: Spektren der WR-N-Sterne
Å, 270 Å/mm bei 4.600 Å und 170 Å/mm bei 3.881 Å. Zur Detektion kam eine Kleinbildkamera mit der Ha-empfindlichen S/W-Fotoemulsion ILFORD DELTA 400 PROFESSIONAL® zur Anwendung. Angaben zu den Aufnahmezeitpunkten sowie den Belichtungszeiten der in den Abbildungen 3 und 4 dargestellten Spektren sind der Tabelle 2 zu entnehmen.
2. Beobachtungsergebnisse Um eine grobe Zuordnung der Wellenlängen mir unbekannter Linien in den Spektren der WR-Sterne zu ermöglichen, wurde mit dem Spektrografen zunächst ein Spektrum mit Emissionslinien von P Cygni aufgenommen (siehe. Abb. 2). P Cygni ist ebenfalls ein sehr heißer und leuchtkräftiger Stern [3].
Anhand der bekannten Wasserstoff- und Heliumemissionen von P Cygni wurde eine Dispersionskurve erstellt, mit deren Hilfe die Wellenlängen der zunächst unbekannten Linien in den WR-Sternspektren in erster Näherung durch Abstandsmessung von der Ha-Linie bestimmt werden konnten. Die Verifizierung der so bestimmten Wellenlängen sowie die Zuordnung der Linien zu den entsprechenden chemischen Elementen und deren Ionisierungsstufen erfolgte mit Hilfe von Vergleichsspektren aus [4].
VdS-Journal Nr. 19
2.1 Spektrale Merkmale der WR-Sterne Die aufgenommenen Spektren der WRSterne sind in den Abbildungen 3 und 4 dargestellt. Zunächst zeigen die Spektren der WR-Sterne breite Emissionslinien von Helium und mehrfach ionisiertem Stickstoff (Untergruppe der WR-N-Sterne, Abb. 3) sowie des mehrfach ionisierten Kohlenstoffs (Untergruppe der WR-CSterne, Abb. 4). Bei den WR-Sternen sind auch im sichtbaren Spektralbereich blau verschobene Absorptionslinien (P-CygniProfile) zu beobachten [5], jedoch sind letztere bei der verwendeten geringen Dispersion nicht sichtbar.
Das ebenfalls sichtbare Kontinuum ist vergleichsweise schwach ausgeprägt. Eine Eingruppierung in eine der beiden Untergruppen der WR-Sterne kann ohne Schwierigkeiten durch den Intensitätsvergleich der Linien C III/IV bei 4.650 Å und der He II-Linie bei 4.686 Å sowie der N III-Linie bei 4.640 Å vorgenommen werden: bei WR-CSternen dominiert die C III/IV-Emission deutlich gegenüber der He II-Emission. Bei den WR-N-Sternen wird an Stelle der CIII/IV-Emission auf der kurzwelligen Seite die N III-Emission sichtbar. Bei den WR-C-Sternen fallen im Vergleich zu den WR-N-Sternen ferner die breiten Kohlenstoffemissionen bei 5.698 Å bzw.
5.808 Å auf, während die für die WR-NSterne zumindest teilweise charakteristischen Emissionen von N III (4.100 Å) und N IV (4.057 Å) fehlen.
Weitere auffällige Merkmale der WRSterne sind die extreme Breite der Emissionen, das offensichtliche Fehlen von Wasserstofflinien sowie das deutlichere Hervortreten der Emissionen in den Spektren der WR-Sterne ohne Begleiter (WR 134, WR 136, WR 135?) im Vergleich zu den Mischspektren von WR-Sternen mit Begleiter (alle anderen Programmsterne).
2.2 Interpretation der spektralen Merkmale von WR-Sternen Die in den Spektren der WR-Sterne sichtbaren breiten Emissionen zeugen vom Vorhandensein ausgedehnter Gashüllen, die mit sehr hoher Geschwindigkeit (bis zu 2.500 km/s, [1]) expandieren. Eine solche Expansionsgeschwindigkeit bedingt z. B. bei einer Wellenlänge von 4.500 Å durch Dopplerverbreiterung eine Linienbreite von ca. 37 Å. Auch wenn wegen der geringen Dispersion der aufgenommenen Spektren eine genaue Bestimmung des radialen Geschwindigkeitsanteils des Sternwindes nicht möglich ist, so kann doch z. B. anhand der Breite der He IIEmission (4.686 Å) bei WR 136 von ca. 30 Å eine Größenordnung von ca. 1.900
S P E K T R O S K O P I E 99
Abb. 4: Spektren der WR-C-Sterne
km/s für die Radialgeschwindigkeit grob abgeschätzt werden (Literaturwert für WR 136: 1.750 km/s, [2]). Eine Abschätzung der Radialgeschwindigkeiten ist prinzipiell auch mit Hilfe der bei diesen Aufnahmen nicht sichtbaren P-Cygni-Profile möglich. Hiezu ist allerdings eine exakte Wellenlängenkalibrierung und vor allem eine deutlich höhere Dispersion erforderlich.
Ursache des sehr starken Sternwindes ist der enorme Strahlungsdruck aus dem Inneren des Sterns. Als unmittelbare Folge eines solchen Materiestroms kommt es zu einem
immensen Masseverlust, der bei den WRSternen auf ca. 10-4 bis 10-5 Sonnenmassen pro Jahr geschätzt wird [1]. Dabei werden zunächst die äußeren, kühleren und an unverbranntem Wasserstoff reicheren Atmosphärenschichten abgeblasen. Linien des Wasserstoffs fehlen folglich nahezu vollständig. Das vorherige Abwerfen der äußeren Atmosphärenschichten durch Sternwind ermöglicht die Beobachtung von höheren Elementen wie Helium, Stickstoff und Kohlenstoff im Sternwind. Diese veränderte chemische Zusammensetzung wird durch die Reaktionsprodukte des Wasserstoff- bzw. Heliumbrennens hervor-
WR-Stern
WR 133 WR 134 WR 135 (oben) WR 135 (unten) WR 136 WR 137 (oben) WR 137 (unten) WR 138 (oben) WR 138 (unten) WR 139 WR 140
Aufnahmedatum
09.09.2004 05.09.2004 08.08.2004 05.09.2004 07.08.2004 09.09.2004 09.09.2004 04.09.2004 04.09.2004 04.09.2004 05.09.2004
Aufnahmezeit MESZ 23:06 - 23:22 00:04 - 00:16 *) 23:30 - 23:48 00:04 - 00:16 *) 00:25 - 00:42 23:31 - 23:47 22:26 - 22:35 22:29 - 22:37 22:02 - 22:24 23:42 - 23:52 22:29 - 22:39
Gesamtbelichtungszeit min 16 12 18 12 17 16 9 8 22 10 10
Tab. 2: Aufnahme- und Belichtungszeiten der spektroskopierten WR-Sterne. *) WR 134 und WR 135 in einem Fall auf einer Aufnahme
gerufen. Der beim Wasserstoffbrennen bei massereichen Sternen vorzugsweise ablaufende CNO-Prozess (ein über die Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff katalytisch ablaufender Verbrennungsprozess von Wasserstoff zu Helium) ist dabei offensichtlich für die bei den WN-Sternen sichtbaren Stickstoffemissionen ursächlich. Bei den WC-Sternen hingegen blickt der spektroskopisch arbeitende Beobachter auf tiefer liegende Schichten und beobachtet das Endprodukt des Heliumbrennens (Kohlenstoff) in Gestalt der starken CEmissionslinien [1].
Diskutiert wird, dass die bereits erwähnten Untergruppen WR-N und WR-C dadurch zustande kommen, dass man Brennprodukte aus verschiedenen inneren Schichten des ursprünglichen massiven Sterns sieht. Aktuelle Evolutionsmodelle gehen davon aus, dass WN- und WC-Sterne nur verschiedene Entwicklungsstadien desselben Phänomens, nämlich fortschreitenden Masseverlustes, darstellen und aus O-Überriesen hervorgehen. Dabei wird der Masseverlust durch verschiedene Faktoren beeinflusst, zu denen Windstrukturen (Klumpen, Corotating Interaction Regions), Wechselwirkungen in Mehrfachsystemen und eventuell auch Magnetfelder gehören. Dass vorhandene Begleiter - in der Regel heiße O- oder B-Sterne - einen Einfluss
VdS-Journal Nr. 19
100 S P E K T R O S K O P I E + S T E R N B E D E C K U N G E N
auf das Erscheinungsbild der Spektren der WR-Sterne haben, wird, wie bereits erwähnt, an einer Nivellierung schwächerer Emissionen durch ein stärkeres Kontinuum deutlich.
Die Spektrallinien hoher Ionisierungsstufen (z. B. He II, C IV oder N IV) der WRSterne werden durch die sehr hohen Windtemperaturen (30.000 -- 60.000 K, [1]) ermöglicht. Bei niedrigeren Temperaturen würden die notwendigen Ionisierungsenergien (He II: 54,1 eV, C IV: 64,5 eV, N IV: 77,4 eV, [4]) nicht erreicht werden. Im Vergleich dazu ist die für die Ionisierung eines Wasserstoffatoms erforderliche Energie von 13,6 eV relativ gering.
Aus der Sicht der Sternentwicklung können WR-Sterne in zwei Kategorien eingeteilt werden: Einerseits in relativ junge, massereiche Sterne mit 20 - 50 Sonnenmassen, zu der alle in diesem Bericht beschriebenen Programmsterne gehören. Möglicherweise sind solche Sterne wie P Cygni, die ebenfalls große Masseverlustraten und starke Emissionslinien (allerdings neben Helium auch noch von Wasserstoff!)
aufweisen, Vorläufer der Wolf-RayetSterne [5]. Andererseits können auch die sehr heißen Zentralsterne planetarischer Nebel, die in der Regel deutlich geringere Massen besitzen und in die Endphase der Sternentwicklung einzuordnen sind, ein typisches WR-Spektrum zeigen.
3. Ausblick Dieses kleine Beobachtungsprogramm zeigt, dass es bereits mit sehr einfachen Mitteln möglich ist, auch bei weniger hellen, aber doch sehr exotischen Sternen interessante Beobachtungen zu machen. Weiterführende Beobachtungen an WRSternen müssten mit deutlich höherer Dispersion zur genaueren Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten, mit einer kalibrierten Intensitätsachse zur Messung von Linienintensitäten und mit einer kontinuierlichen Beobachtungsfolge zur Feststellung zeitlicher Veränderungen (z. B. periodischer oder nicht periodischer Staubbildungsprozesse) durchgeführt werden.
Danksagung Herrn Dr. Thomas Eversberg (selbst Mitglied der FG Spektroskopie) sei an
dieser Stelle für die konstruktiven und kritischen Hinweise bei der Durchsicht des Manuskriptes gedankt.
Literaturhinweise
[1] H. Zimmermann und A. Weigert, 1995: ,,ABC-Lexikon der Astronomie", 8. Auflage, Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg-Berlin-Oxford: Spektrum Akademischer Verlag, 1995, 525f
[2] K. A. van der Hucht, 2001: "The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars", 2001, http://cdsweb.u-strasbg.fr/viz-bin/ VizieR?-source=III/215
[3] B. Hanisch, 2001: ,,Beobachtung von Radialgeschwindigkeiten mit Amateurmitteln am Beispiel von P Cygni", VdS- Journal für Astronomie, Nr. 7, (II/2001), 68f
[4] K. Wurm, 1951: ,,Die Planetarischen Nebel", Akademie Verlag Berlin, 1951
[5] J. B. Kaler, 1994: ,,Sterne und ihre Spektren: astronomische Signale aus dem Licht", Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg-Berlin-Oxford: Spektrum Akademischer Verlag, 1994, 259ff
Aktivitäten der Fachgruppe Sternbedeckungen
von Hans-Joachim Bode
Die zentralen Ereignisse des Jahres 2005 waren, neben den beiden Sonnenfinsternissen im April und Oktober, die Bedeckung des Sterns UCAC 2625 7135 durch den Plutobegleiter Charon am 11. Juli dieses Jahres. Mitglieder der IOTA/ES hatten allerdings Pech bei der Vermessung des Sonnendurchmessers in Venezuela: ,,clouded out". Anders erging es der Expedition nach Südamerika zur Bedeckung durch Charon, bei der es neben der Bestimmung seines Durchmessers festzustellen galt, ob er eine Atmosphäre besitzt und gegebenenfalls Aussagen über deren Dichte und Zusammensetzung zu machen. Diese Gruppe, die sich aus IOTA/ES - Mitgliedern und Astronomen der Sternwarte Paris/ Meudon zusammensetzte, hatte an fast allen Großteleskopen Südamerikas Beobachtungszeit beantragt. Resultate gab es vom VLT (Chile, Paranal), von La Silla
(Chile), aus El Leoncito (Argentinien) und einem Amateurteleskop in San Pedro de Atacama (Chile). Bei der ringförmigen Sonnenfinsternis in Spanien im Oktober sollte der Sonnendurchmesser exakt bestimmt werden, wenn das Wetter mitspielen sollte. Zahlreiche Beobachter haben sich an den Rändern der Zentralzone mit Ihren Geräten nur zu diesem Zweck aufgehalten. Ergebnisse lagen bei Redaktionsschluss noch nicht vor. Fast schon routinemäßig werden vorausberechnete Sternbedeckungen durch Kleinplaneten weltweit verfolgt, um Durchmesser und Form dieser Objekte zu ermitteln. Allein im 1. Halbjahr wurden bereits 50 Sternbedeckungen erfolgreich beobachtet, davon die meisten Ereignisse in Mitteleuropa unter Beteiligung vieler IOTA-ES Mitglieder. Eine besonders große Beobachterzahl gab es besonders dann, wenn vorher noch eine ,,Last-Minute"-
VdS-Journal Nr. 19
Astrometrie erfolgte. Die Standardprogramme ,,Totale" und ,,Streifende Sternbedeckungen" durch den Mond werden weiterhin durchgeführt, wenn auch hier das Interesse leider etwas nachgelassen hat. Neben der jährlichen Mitgliederversammlung findet einmal im Jahr in wechselnden europäischen Städten das ESOP statt (European Symposium on Occultation Projects): letztes Jahr am Observatoire de Paris, dieses Jahr bei der URSA in Helsinki und nächstes Jahr in Leiden, Holland. Die in Helsinki vorgetragenen Referate befassten sich mit folgenden Themen: · GPS-Zeit und Time-Inserter · Die Charon-Bedeckungskampagne
2005 · Eine kurze Darstellung der Entwicklung
und Erstellung der Stationskarten · Ergebnisse der gegenseitigen
Jupitermond-Verfinsterungen/ -Bedeckungen
S T E R N B E D E C K U N G E N + V E R Ä N D E R L I C H E 101
· Aktuelle Information über die Beobachtungsplätze zur Sonnenfinsternis am 3. Oktober in Spanien
· Beobachtungen unter erschwerten Bedingungen
· Stand des LINOCCULT-Programms · IOC2: Die 2-Wellenlängen-CCD-
Kamera · Berechnung von Planetoiden
3-D-Modellen durch Sternbedeckungsmessungen · Nachweis von EXO-Planeten mit Amateurmitteln · Über die Qualität der ON-Artikel
· Populäre Astronomie in Polen · Anforderungen an Planetoidenbedeckun
gsbeobachtungen · Information und Einladung zum ESOP
XXV Kurzfassungen dieser Vorträge werden in einer der nächsten Ausgaben des Occultation Newsletter erscheinen. Kamen in der Vergangenheit 60 bis 80 Teilnehmer zur Tagung, so erschienen (trotz ausgezeichneter Organisation) dieses Mal nur die Hälfte: Der Grund mag auf der Kostenseite zu suchen sein - Finnland ist recht teuer und der lange Anreiseweg kommt noch ,,dazu". Dieser Aspekt dürf-
te 2006 keine Rolle spielen, Holland ist einfacher zu erreichen. Obwohl nun schon im 25. Jahr diese Tagung ausgerichtet wird, ist der ,,Bedeckungsstoff" bislang nicht ausgegangen. Daran wird sich auch im nächsten Jahr nichts ändern. In der Zukunft werden besonders Bedeckungen durch TNO's und KBO's wissenschaftlich von Bedeutung sein.
V666 Cas - ein Mira-Veränderlicher
von Markus Schabacher
Mirasterne sind in der visuellen Amateurastronomie ein willkommenes Geschenk, da sie große Amplituden und eine auffällige rötliche Farbe besitzen (das ist für die Identifikation ideal). Die Perioden der Mira-Veränderlichen sind in dem Bereich zwischen 83 und 1.374 d (=Tage), im Normalfall 130 bis 450 d. Ihre Massen betragen 0,8 bis 3,0 Sonnenmassen, dabei schwankt der mittlere Radius durch die Pulse bis zu 18 %. Die Spektralklassen belaufen sich im Normalfall von K5 bis M9, aber auch CR, CN sowie S-Klassen werden registriert. Eine interessante Erkenntnis kennt man von der Amplitude der Mira-Sterne: Im Norm-Fall 2,5 bis 11 mag, dabei erkennt man im IR-Bereich eine Amplitude von nur noch <2,5 mag. Das liegt an Ihrer maximalen Ausstrahlung, die sie im Infraroten besitzen. Ihr Stand im Hertzsprung-RussellDiagramm (HRD) ist der Asymptotische Riesenast, dort sind sie (wie schon genannt) mit einer Klasse von K5 bis M9 vertreten. Es gibt da Veränderliche (wie z. B. S UMa), die sich in der S-Klasse befinden. Die Temperaturen der Mirasterne betragen nur 2.500 bis 3.500 K. Im Visuellen erkennt man deutlich Absorptionsbanden von Molekülen, wie z. B. TiO-Linien. Die Stärke der Absorption nimmt durch die abnehmende Temperatur rapide zu, so dass die visuelle Helligkeit sehr stark abnimmt. Damit lassen sich die großen Helligkeits-Amplituden der Mirasterne erklären. Anhand Spektralanalysen kann man durch Emissionslinien verschiedene Moleküle wie z. B. SiO, OH oder H2O und
Abb. 1: CCD-Aufnahme der Umgebung des roten Veränderlichen V666 Cas mit Bezeichnung der Vergleichssterne a, b, und c
ausgedehnte Hüllen um Mirasterne feststellen. Bei einigen Mirasternen kann man eine Expansion ihrer Hüllen durch starke Massenverluste nachweisen. Dennoch ist die Pulsationsursache bei Mirasternen noch
Stern
a b c
Bezeichnung
GSC 3697376 GSC 3697718 GSC 3697340
Helligkeit
12,3 mag 12,4 mag 12,9 mag
Tab. 1: Vergleichstern-Daten zu Abbildung 1
nicht so gut verstanden worden, als wie z. B. bei den Delta-Cephei-Sternen. Der Grund liegt in den tiefen Konvektionszonen der Mira-Veränderlichen, dadurch erklärt sich auch die niedrige Oberflächentemperatur dieser Riesen-Sterne.
V666 Cas Kommen wir nun zu dem Objekt, welches mich zu diesem Artikel bewegt hat: V666 Cas besitzt eine Helligkeit zwischen 10,0 und 13,8 mag. Er ist somit den visuellen Beobachtern mit Teleskopen größerer Öffnung vorbehalten. Dieser Mira-
VdS-Journal Nr. 19
102 V E R Ä N D E R L I C H E
und V666 Cas
zum Mira-Typ ß2
(nach Ludendorff)
macht. Bei eini-
gen photoelektri-
schen Messungen
erkannte man
noch, dass er in
einigen Maxima
eine
hohe
Differenz zu visu-
ellen Schätzungen
hatte.
Abb. 2:
Dieses Beispiel
Aktuell beobachtete Lichtkurve von V666 Cas
erkannte ich auf
einer Aufnahme,
Veränderliche befindet sich auch schön in die ich mit einer CCD-Kamera am
einem ,,dicht besiedelten" Feld nicht weit 2.4.2005 um 23:03 MEZ erstellte (Abb.
von dem Doppelsternhaufen NGC 884/869 1). Das Bild ist als Fits-Datei erstellt wor-
entfernt. Lennert Dahlmark gab 1986 dem den, leider sind einige Störeinflüsse und
Veränderlichen die Bezeichnung: LD103. Defokussierungen aufgetreten. Dennoch
Bei der AAVSO kennt man V666 Cas unter erkennt man auf dieser Aufnahme einen
der Designation: 0154+57. Aufsuchkarten
bekommt man bei der AAVSO ebenfalls,
als ,,d" und ,,e"-Chart, wo die wichtigsten
Vergleichsterne, die man benötigt, enthal-
ten sind.
Was die weiteren Elemente betrifft, konn-
te man zuerst noch nichts Konkretes
sagen, bei der AAVSO gab es zuerst kei-
nen Hinweis auf die Nullepoche. Dieser
Umstand ist das interessante an diesem
Mirastern. Im GCVS befand sich eben-
falls nur eine angenommene Periode
von 425 Tagen. Es ist merkwürdig, dass
man die Periode bestimmt, jedoch keine
Nullepoche berechnet hatte. Im weite-
ren Verlauf wurde ich dann doch fündig.
Im IBVS No. 3313, aus dem Jahr 1989,
wurden die ersten Elemente von V666
Cas (er lief zu dieser Zeit noch unter der
Bezeichnung: DHK1=LD 103) bekannt
gegeben: JD_max = 2447220 + 360 d *E.
Diese Elemente blieben aber nur 4 Jahre
gültig, bis man schließlich bei der AAVSO
im Jahr 1993 nach 5 Maxima mit photoe-
lektrischen und visuellen Ergebnissen von
Daniel H. Kaiser, David B. Williams und
Marvin E. Baldwin neue Elemente bekannt
gegeben hat:
2448097,4 + 427,1 *E
Diese sind bis heute noch gültig und sollen für die Vorhersagen gebraucht werden.
Ebenfalls wurde bei V666 Cas aus photoelektrischen Messungen im Maximum einen extremen Farbindex von +4,7 (B-V) gemessen, auch daß seine minimale Phase bei 0,43 liegt, was wiederum auf eine interessante Eigenschaft schließen lässt
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 3: AAVSO-Aufsuchekarte für V666 Cas
sehr hellen V666 Cas im Vergleich zu den umgebenden Vergleichsternen a und b (s. a. Tab. 1). Visuell hatte ich V666 Cas an diesem Abend aber auf 13,0 mag geschätzt und einen Tag zuvor ebenfalls auf 13,0 mag, er würde also eigentlich mit Vergleichstern c fast gleich hell sein! Wenn man nun die Ergebnisse vergleicht, ist man zuerst sehr überrascht, obwohl es bekannt ist, dass Mira-Sterne oder allgemein M, C und S-Sterne eine Helligkeitsdifferenz (vom Visuellen auf fotografische Messungen) besitzen. In diesem Zusammenhang verweise ich nochmals an die oben genannte geringere Amplitude der Mirasterne im infraroten Messbereich. Die oben genannten Vergleichsterne in der Tabelle 1 sind natürlich nur für das Minimum zu gebrauchen. Um das Maximum zu bestimmen, gibt es auf der dChart (siehe Aufsuchkarte) noch reichlich
V E R Ä N D E R L I C H E + D E E P S K Y 103
Zeitraum
Julianisches Datum
bürgerliches Datum
Maximum in der 13. Epoche Maximum in der 14. Epoche Maximum in der 15. Epoche
JD 2453649 JD 2454076 JD 2454503
06.10.2005 07.12.2006 07.02.2008
Tab. 2: Maximums-Vorhersagen zu V666 Cas für die Jahre 2005-2008
Vergleichsterne. Dank den Ergebnissen aus dem Jahr 1993 ist man in der glücklichen Lage genauere Vorhersagen zu erstellen. Ich habe in der Tabelle 2 einige Voraussagen gemacht. Die beobachteten Maximalzeitpunkte können von den berechneten Angaben aus der Tabelle 2 um einige Tage abweichen. Dieses ist jedoch völlig normal. Man nennt diese Werte dann (B-R)-Werte oder auch (O-C)-Werte, die letztlich die Differenz zwischen beobachteten und berechneten Werten angeben. Bei V666 Cas wurden schon Werte von +13,6 d berechnet.
Meine neuesten Ergebnisse stammen aus dem Anfang dieses Jahres und zeigen den ungefähren Zeitpunkt des letzten Minimums (Abb. 2). Leider sind größere Lücken durch schlechtes Wetter zwischen den Beobachtungen entstanden, um eine genauere Aussage machen zu können. Was man aber erkennen kann, ist die Eigenschaft, einen längeren Aufstieg zum Maximum als herab zum Minimum zu haben. Es ist, wie schon oben erwähnt, eine seltsame aber dennoch typische Eigenschaft eines Mira-Stern vom Typ ß2 (nach Ludendorff).
Die Koordinaten von V666 Cas lauten: Rektasz. 02h01m25s und Dekl. +58 Grad 18,2'. Hier erkennt man wiederum eine dankbare Aussage; er ist mit seiner hohen Deklination zirkumpolar und somit durchgehend, also das ganze Jahr über zu beobachten. Eigene Beobachtungen oder Ergebnisse nimmt die BAV oder die AAVSO gerne entgegen. Zum Schluss noch eine Aufsuchkarte der AAVSO (Abb. 3).
Literaturhinweise [1] BAV-Einführung in die visuelle
Beobachtung Veränderlicher Sterne - 2. Auflage 1983 [2] James B. Kaler: ,,Sterne", Spektrum Akademischer Verlag [3] General Catalog of Variable Stars (GCVS), Version 4.2 [4] AAVSO: http://www.aavso.org
Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
Liebe Sternfreunde,
zum Jahreswechsel möchte ich Ihnen/Euch zunächst alles Gute für das (Astro-)Jahr 2006 wünschen! Auch 2006 wird sich die Fachgruppe wie gewohnt mit zahlreichen Aktivitäten rund um das Thema ,,Deep Sky" engagieren. Ein kurzer Rückblick auf 2005 zeigt, dass wir sicher zu den aktivsten Fachgruppen der VdS gehören (Abb. 1). Das Deep-Sky-Treffen 2006 welches vom 5. bis 7. Mai wieder in Bebra veranstaltet wird, wirft seine Schatten voraus. Wir haben bereits jetzt einige Referenten verpflichten können und hoffen, dass wir wieder eine große Zahl interessierter Teilnehmer beim DST begrüßen dürfen. Infos und Anmeldung zum DST 2006 sind auf unserer Webseite unter www.fachgruppe-deepsky.de zu finden. Andere geplante Aktivitäten sind die Publikation der neuen Deep-Sky-Liste und die Umgestaltung der Fachgruppen-Webpräsenz. Beides ist in Vorbereitung, erfordert aber noch ein hohes Maß an ehrenamtlicher Mitarbeit! Das Projekt ,,Planetarische Nebel" hat bereits einige Ergebnisse geliefert, erste Ergebnisse wurden bei der BoHeTa 2005 veröffentlicht. Die kompletten Ergebnisse werden im VdS Journal für Astronomie Nr. 22, welches in einem Jahr erscheint, zu finden sein. Wir hoffen bis dahin auf wei-
tere rege Beteiligung! Auch in diesem Heft können wir wieder interessante Artikel aus der FG bieten. Wolfgang Steinicke berichtet in einem weiteren Teil über das Projekt ,,Zwergalaxien" und Christian Weis fragt ,,Wie gut ist mein Beobachtungsplatz". Ferner geht es um einen anonymen Nebel im Schwan, den Klaus Wenzel vorstellt.
Schließlich berichte ich noch von einem interessanten Treffen mit den belgischen Deep Sky Fans: die ,,Starnights 2005". clear skies wünscht
Ihr/Euer Jens Bohle
Abb. 1: Die FG präsentierte sich bei zahlreichen Treffen der vergangenen Saison. Hier z. B. mit einem Vortrag von Jens Bohle beim Bayrischen-Teleskop-Meeting 2005.
VdS-Journal Nr. 19
104 D E E P S K Y
Wie gut ist mein Beobachtungsplatz?
von Christian Weis
Mietwohnung ohne Garten, Haus mitten in der Stadt, Straßenlaternen, die den Himmel aufhellen... Kurzum: Viele Sternfreunde sind gezwungen, zur Beobachtung des gestirnten Himmels ihr Heim zu verlassen um mit Sack und Pack einen Beobachtungsort aufzusuchen, der den zumindest halbwegs natürlichen Himmelsanblick preisgibt. Doch welcher Beobachtungsplatz ist eigentlich der beste? Dieses herauszufinden soll Ziel dieses Beitrags sein.
Auslöser Grund dieses Artikels ist eine Negativerfahrung, die ich vor nicht allzu langer Zeit machen musste: Nach fast zweistündiger Anreise in den Vogelsberg, der normalerweise guten Himmel verspricht, fand ich einen gar grässlichen Himmel vor, der zwar schön dunkel war, aber ein schreckliches Seeing an den Tag legte. Enttäuscht fuhr ich wieder nach Hause, wo ich dann einen zwar weniger dunklen Himmel mit größerer Horizontaufhellung dafür aber mit passablem Seeing vorfand. Ich fragte mich also, ob mein Beobachtungsplatz zu Hause nicht vielleicht besser ist als derjenige im Vogelsberg. Bei diesen Überlegungen entstand der Bewertungsbogen, den ich etwas erläutern möchte. Zunächst sei aber betont, dass ich die Gewichtung der einzelnen Faktoren subjektiv, d. h. auf meine Ansprüche maßgeschneidert, vorgenommen habe. Jeder möge also für sich selbst entscheiden, was für ihn das wichtigste ist und was weniger bedeutend. Es können auch Faktoren herausfallen und neue hinzukommen. Ich erhebe also keinerlei Anspruch auf Vollständigkeit. Interessant in diesem Zusammenhang ist sicherlich auch [1]. Um verschiedene Beobachtungsorte zu bewerten, wird vorausgesetzt, dass diese Plätze schon mehrfach besucht wurden und keine Extreme in den einzelnen Bewertungsgrößen eingehen dürfen (beträgt die Grenzgröße z. B. einmal im Jahr 6,8 mag und 20 Mal 6,0 mag, dann sollte natürlich ,,fst = 6,0 mag" gesetzt werden). Es ist möglich, dass Beobachtungsorte, die schlechtere Grenzgrößen oder Seeing aufweisen, trotzdem besser sind als andere, bei denen die Anreise z. B. Stunden dauert. Hier ist es sinnvoll, sich minima-
VdS-Journal Nr. 19
le Anforderungen bzw. K.O.-Kriterien zu setzen. So ergibt nach meiner Liste eine Grenzgröße von fst = 3,7 mag immer noch einen Punkt, in der Praxis würde ich allerdings nie unter 5,0 mag gehen. Gehen Sie also mit Bedacht an den Bewertungsbogen heran und fragen Sie sich immer, wo Sie Ihre Grenzen setzen würden!
Die einzelnen Faktoren An oberster Stelle steht für mich die Behaglichkeit des Beobachtungsortes. Das ist ein absolutes K.O.-Kriterium! An einem Ort, wo man sich nicht wohlfühlt, braucht man sein Teleskop erst gar nicht aufzubauen. Ich erinnere mich an einen Platz unweit eines Windparks im Vogelsberg. Der Ort barg gute Bedingungen, jedoch klang das Geräusch der Windräder derart bedrohlich, dass ich schon nach wenigen Augenblicken wieder gefahren bin, ohne auch nur einen Gedanken an den Aufbau meines Teleskops zu verschwenden. Nicht minder wichtig sind die Grenzgröße und die Güte des Seeings (Transparenz des Himmels und Szintillation). Wie schon oben erwähnt sollten hier Durchschnittswerte eingesetzt werden. Gleiches gilt für die Extinktion, also die Zunahme der Absorption und Streuung des Sternlichtes zum Horizont. Mit dem nutzbaren Himmelsausschnitt meine ich den geschätzten Anteil des Himmelszeltes, den man für die Beobachtung verwenden kann (maximal möglich wären 100 % der Hemisphäre). Starke Dunst- oder Lichtglocken sollten hier also von der Gesamtfläche abgezogen werden. Ebenso sind Abschattungen durch Häuser, Bäume, Berge etc. mit einzubeziehen. Die Anreisedauer halte ich für einen gewichtigen Faktor. Bei meiner eingangs erwähnten erfolglosen Fahrt in den Vogelsberg habe ich ganze drei Stunden umsonst hinter dem Steuer gesessen (und mit Ein- und Ausladen des Teleskops und anderen Vorbereitungen ganze 5 Stunden vergeudet). Zu Hause hätte ich diese Stunden beobachten können... Hier sollte die Anreisedauer mit dem Fahrzeug gewählt werden, mit dem man üblicherweise den Beobachtungsplatz aufsucht (Auto, Fahrrad, zu Fuß). In diesem Zusammenhang spielt für viele auch der Aufwand des Verstauens des
Teleskops in den Wagen (oder vielleicht auf das Fahrrad) sowie dessen Aufbau eine entscheidende Rolle. Ich selbst muss z. B. meinen Dobson weiter zerlegen als üblich, damit er überhaupt in das Auto reinpasst. So benötige ich bis zur vollständigen Abreisefertigkeit gut 40 Minuten, der Aufbau dauert dann noch einmal weitere 25 Minuten. Dieser Punkt ist jedoch rein willkürlich gewählt. Freilich kann mein Beobachtungsplatz nichts dafür, wenn ich ein zu kleines Auto fahre... Ein nicht zu unterschätzender Faktor ist direkt sichtbares Licht, z. B. Straßenlaternen oder auch der Bewegungsmelder des Nachbarn, der jedes Mal angeht, wenn eine Mücke vorbeifliegt. Ich selbst finde dies äußerst störend, andere mögen über dieses Problem vielleicht leichter hinwegsehen können. Die Nebelgefahr ist vor allem dann zu beachten, wenn man nicht zu Hause beobachtet. Wie ärgerlich ist es, wenn man eine Stunde durch die Gegend fährt, nur um zu merken, dass man den Himmel vor lauter Nebel nicht mehr erkennen kann! Mir ist klar, dass man dieses Problem nicht unbedingt am Beobachtungsort festmachen kann. Jedoch kann man meist Tendenzen angeben, an welchem Platz eher mit Nebel zu rechnen ist und an welchem kaum. Publikumsverkehr: Manche lieben es, wenn man ,,unbedarften" Mitmenschen die wunderbaren Schätze des Himmels zeigen kann, andere hassen es, weil sie von ihrem Beobachtungsplan abweichen müssen. Kommt dann noch ein im wahrsten Wortsinne ,,geladener" Jäger vorbei, findet die Beobachtungssession meist ein jähes Ende. Auch bedacht werden sollte die Möglichkeit vorbeifahrender Autos. Abgelegene Plätze auf jeden Fall den ,,Promillewegen" vorzuziehen. Nicht nur Menschen können überaus störend wirken, sondern auch Tiere. Normalerweise freue ich mich, wenn ich des nächtens Tiere im Wald oder auf der Wiese höre. Trotzdem erschrickt es mich jedes Mal, wenn ein Hirsch bellend durch den Wald rennt. Rennt dann noch ein Wildschwein wenige Meter am Teleskop vorbei, ist der Abend gelaufen... (der Autor spricht aus eigener Erfahrung).
Auswertung Abschließend folgt die Summation der Einzelpunkte. Einen Überblick, wie
D E E P S K Y 105
Ihr Beobachtungsplatz zu bewerten ist, gibt die kleine Auswertung am Ende des Bogens. Doch bedenken Sie: Auch wenn Ihr Beobachtungsplatz schlechter abschneidet als gedacht: Lieber an einem schlechten Platz beobachten als gar nicht! Beispielhaft habe ich diese Auswertung ein-
mal für zwei meiner Beobachtungsplätze vorgenommen: Zu Hause habe ich eine durchschnittliche Grenzgröße von ungefähr 6,0 mag, bei mittlerem Seeing. Alle weiteren Faktoren berücksichtigt komme ich auf eine Gesamtpunktzahl von 72. Der Vogelsberg (80 Autominuten!) mit dunk-
lem Himmel, geringer Extinktion, meist aber nur mäßigem Seeing bringt dagegen nur 69 Punkte. Literaturhinweise [1] A.M. MacRobert: "Starhopping for
Backyard Astronomers", Appendix D, Sky Publishing Corp.
Bewertungsbogen - Wie gut ist mein Beobachtungsplatz?
1. Fühlen Sie sich an diesem Beobachtungsplatz wohl? Ja Beobachtungsplatz für die Beobachtung tendenziell
geeignet. Nein Beobachtungsplatz für die Beobachtung nicht geeignet
2. Wie hoch ist die durchschnittliche fst > 7,0 mag 7,0 mag > fst >6,8 mag 6,6 mag > fst >6,4 mag 6,4 mag > fst >6,2 mag 6,2 mag > fst >6,0 mag 6,0 mag > fst >5,8 mag 5,8 mag > fst >5,6 mag 5,6 mag > fst >5,4 mag 5,2 mag > fst >5,0 mag 5,0 mag > fst >4,8 mag 4,8 mag > fst >4,6 mag 4,4 mag > fst >4,2 mag 4,2 mag > fst >4,0 mag 4,0 mag > fst >3,8 mag 3,8 mag > fst >3,6 mag fst < 3,6 mag
Grenzgröße im Zenit? 15 Punkte 14 Punkte 13 Punkte 12 Punkte 11 Punkte 10 Punkte 9 Punkte 8 Punkte 7 Punkte 6 Punkte 5 Punkte 4 Punkte 3 Punkte 2 Punkte 1 Punkt 0 Punkte
3. Wie gut ist das Seeing? sehr gut gut mittelmäßig mäßig schlecht sehr schlecht
15 - 12 11 - 9 8 - 6 5 - 3 2 - 1 0
Punkte Punkte Punkte Punkte Punkt(e) Punkte
4. Wie groß ist der nutzbare Himmelsausschnitt (HN)?
HN = 100%
12 Punkte
100% > HN > 75%
11 - 8 Punkte
75% > HN > 50%
7 - 4 Punkte
50% > HN > 25%
3 - 1 Punkt(e)
HN < 25%
0 Punkte
5. Stört direktes Licht? Nein Wenig Ja, mittelmäßig störend Ja, sehr
10 9 - 6 5 - 1
0
Punkte Punkte Punkt(e) Punkte
6. Wie groß ist die Extinktion? keine Extinktion, bzw. sehr wenig
10 Punkte
wenig, nicht störend mittelmäßig, stört etwas stark, stört ziemlich sehr stark, stört extrem
9 - 7 6 - 4 3 - 1
0
Punkte Punkte Punkt(e) Punkte
7. Wie lange dauert die Anreise? t = 0 min (zu Hause) 0 min < t < 15 min 15 min < t < 30 min 30 min < t < 60 min t > 60 min
10 9 - 7 6 - 4 3 - 1
0
Punkte Punkte Punkte Punkt(e) Punkte
8. Aufwand, mit dem das Teleskop im Reisemittel (Auto,
Fahrrad etc.) verstaut wird
kein Aufwand (zu Hause)
10 Punkte
wenig Aufwand
9 - 7 Punkte
mittlerer Aufwand
6 - 4 Punkte
großer Aufwand
3 - 1 Punkt(e)
extrem großer Aufwand
0 Punkte
9. Wie hoch ist die Nebelgefahr? keine Nebelgefahr kaum Nebelgefahr sehr gering gering mittelgroß Nebelgefahr groß Nebelgefahr sehr groß Nebel ist wahrscheinlich
8 7 6 5 4 3 2 - 1
Punkte Punkte Punkte Punkte Punkte Punkte Punkt(e) K.O.
10. Wie groß ist der Publikumsverkehr (vorbeifahrende
Autos, Spaziergänger, Jäger etc.)?
kein Publikumsverkehr
6 Punkte
äußerst selten
5 Punkte
selten
4 Punkte
gelegentlich
3 Punkte
öfters
2 Punkte
sehr oft
1 Punkte
immer
0 Punkte
11. Stören erschreckende Tiergeräusche? nein selten gelegentlich öfters immer
4 Punkte 3 Punkte 2 Punkte 1 Punkt 0 Punkte
Auswertung:
100 - 90 Punkte 89 - 80 Punkte 79 - 70 Punkte 69 - 60 Punkte 59 - 50 Punkte 49 - 40 Punkte < 40 Punkte
Sie haben einen sehr guten Beobachtungsplatz. Beobachtungsplatz ist gut. Beobachtungsplatz gehört zum guten Durchschnitt Beobachtungsplatz ist mittelmäßig. Beobachtungsplatz ist unterdurchschnittlich aber noch brauchbar. Sie haben einen schlechten Beobachtungsplatz. Beobachtungsplatz für astronomische Beobachtungen nicht geeignet
VdS-Journal Nr. 19
106 D E E P S K Y
Anonymer Nebel im Schwan
von Klaus Wenzel
Abb. 1: Zeichnung vom 9.8.2005, 12,5-Zoll-Newton-Teleskop, V = 75, UHC-Filter.
Abb. 2: Aufnahme des Nebelfetzens von Wolfgang Düskau (5-ZollStarfire-Refraktor + ST7-CCD-Kamera, Ha-Filter, 30 min belichtet.
Am 9.8.2005 stand wieder einmal der Zirrus-Nebel auf meinem Beobachtungsprogramm. Nachdem ich die bekannten hellen Teile (NGC 6960 und NGC 6995) mit meinem 12,5-ZollNewton bei 75facher Vergrößerung abgefahren hatte, schwenkte ich in die Region südlich von IC 1430, denn hier ist in der Uranometria ein kleiner deutlich abgesetzter Nebelfleck, jedoch ohne eigene Bezeichnung, eingezeichnet (Rektasz. 20h 56m 17s, Dekl. +30 Grad 23' 41''), der sicherlich ebenfalls zum Zirrus-Nebel gehört. Bereits beim ersten Einschwenken in die Position, staunte ich nicht schlecht, als dieser Nebel bereits ohne Filter eindeutig
wahrzunehmen war. Bei Verwendung eines UHC-Filters war der kleine Nebelfetzen bereits nicht mehr zu übersehen, ein Eindruck, der sich mit einem OIII-Filter noch zusätzlich steigerte. Das Objekt zeigt sich als relativ deutlich abgegrenzter ovaler diffuser Nebel, in dessen äußersten Südwestbereich ein etwa 12 mag heller Feldstern eingebetet ist. Südlich des Nebels ist eine markante 4er Kette postiert, die sich als Aufsuchehilfe anbietet. Aufgrund der auffälligen Erscheinung ist es eigentlich verwunderlich, dass dieser Teil des Zirrus-Nebels keinem der doch recht zahlreichen visuell beobachtenden historischen Beobachter (z. B. Wilhelm
und John Herschel, Lord Rosse) aufgefallen ist, zumal das Objekt auch ohne Nebelfilter als durchaus auffällig bezeichnet werden kann. Doch auch in keinem weiteren, zumindest mir bekannten Katalog hat dieser kleine, relativ isoliert stehende Nebel eine eigene Bezeichnung. Lediglich in einer historischen (1918) Beschreibung von NGC 6995 von Heber Doust Curtis nach Aufnahmen, die mit dem Crossley Reflektor des Lick Observatoriums gewonnen wurde, steht: ,,...there are fainter extensions to the south...". Dieser Hinweis könnte sich durchaus auf diesen kleinen Nebelfetzen beziehen.
Ergebnisse des
- Teil 3: IC 1613
von Wolfgang Steinicke
,,Zwerggalaxien" ist ein Gemeinschaftsprojekt der Fachgruppen ,,Visuelle DeepSky-Beobachtung" und ,,Astrofotografie". Im VdS-Journal 17 wurden IC 10 in der Cassiopeia und das Wolf-LundmarkMelotte-System (WLM) im Walfisch ,,visuell" vorgestellt. VdS-Journal 18 behandelte die beiden Zwerge im Löwen: Leo I und II. Diesmal geht es um eine Zwerggalaxie im Walfisch: IC 1613 (vgl. dazu auch
Projekts ,,Zwerggalaxien"
den Beitrag von P. Riepe von der FG Astrofotografie, weiter vorn in dieser Ausgabe). Max Wolf entdeckte das Objekt im September 1906 mit dem 16-ZollBruce-Astrographen auf dem Heidelberger Königstuhl. In seinem Artikel ,,Extended Nebula near 26 Ceti" [1] bemerkte er, dass dieser ausgedehnte Nebel nicht, wie viele andere, in der Milchstraßenebene steht, sondern fast 70 Grad außerhalb. Auf seiner Aufnahme (4 Stunden Belichtungszeit)
entdeckte er einige kleine ,,Wolken" in dem 40' x 30' großen Nebel, hierbei handelt es sich um HII-Regionen. Dieses, von anderen Nebeln sehr verschiedene Aussehen, deutete er als ,,multitude of very small planetary nebulae collected in a cluster". Heber Curtis nahm IC 1613 mit dem 36''-Crossley-Reflektor der Lick Sternwarte auf, fand aber ,,a number of small nebulae in this region, but no trace of IC 1613 in an exposure of 1h 44m" [2]. Erst
VdS-Journal Nr. 19
D E E P S K Y 107
Abb. 2 (rechts): IC 1613 im 20 x 125-Feldstecher (Uwe Glahn)
Walter Baade hat das System eingehend, mit dem 1-m-Spiegel der Sternwarte Hamburg-Bergedorf, untersucht. 1928 schrieb er, dass ,,es sich um eine Sternwolke vom Typus der Magellanschen Wolken" handelt [3]. Und weiter: Es ,,dürfte daher zu den nächsten uns bekannten Objekten dieser Art gehören und gleich hinter den bekannten NGC 6822 folgen". Humason, Mayall und Sandage bestätigten dies 1956 anhand der Rotverschiebung [4]. Letzterer lies eine eingehende Studie folgen [5], die von Hodge weitergeführt wurde [6]. Damit bestätigte sich die Natur von IC 1613 als Zwerggalaxie der Lokalen Gruppe. IC 1613 (DDO 8) ist vom Typ IB(s)m und steht in einer Entfernung von 2,4 Mio. Lj. Die integrierte Helligkeit beträgt zwar 9,3 mag, aufgrund der großen Ausdehnung von 16,6' x 14,9' (Positionswinkel 50 Grad ) ergibt sich nur eine geringe Flächenhelligkeit von 15,1 mag/ ` (= 15,1 Größenklassen pro Quadratbogenminute). Ein Objekt für kleine, lichtstarke Teleskope mit großem Gesichtsfeld - vorausgesetzt der Himmel ist sehr dunkel!
Visuelle Beobachtungen Klaus Wenzel: 1.9.2005, 2:00 UT, 317 mm / 1.500 mm Newton, V = 75-170. Bei für meinen Standort nahezu optimalen Beobachtungsbedingungen ist die
Abb. 1: IC 1613 im 12,5-Zoll-Dobson (Klaus Wenzel) Galaxie nur indirekt, sehr schwach aber dennoch relativ deutlich als großflächige, diffuse, ovale Aufhellung sichtbar. Im südwestlichen Bereich des Nebels (nördlich eines etwa 11 mag hellen Sterns) ist das Objekt am besten definiert. Nach Norden ist das Objekt von einem schwachen Vordergrundstern begrenzt. Unmittelbar nordwestlich des Nebels täuscht ein
Abb. 3: IC 1613 im 10-Zoll-Dobson (Martin Schoenball) schwacher Doppelstern einen schwachen Nebelknoten vor (Abb. 1). Bernd Gährken: Ich habe da in den Alpen mit 13 Zoll draufgehalten. Die Galaxie war nicht eindeutig zu definieren. Mit field-sweeping war bei minimaler Vergrößerung auf der Südseite
an der richtigen Position eine Art ,,Kante" auszumachen. Es war schon zu erkennen, dass dort irgendeine Grenze verläuft. Nach Norden, Osten und Westen war jedoch keine Begrenzung zu entdecken. Die Galaxie stand zu der Zeit nur etwa 40 Grad hoch, der Himmel war jedoch sehr dunkel. Mit 5 Zoll ist da wahrscheinlich nichts zu sehen. Gelegentlich werde ich bei größerem Horizontabstand nochmals hinschauen.
Wolfgang Vollmann: Nach IC 1613 hab ich mir schon in drei ziemlich guten Nächten ,,die Augen ausgeschaut". Mit dem 130 mm / 1.040 mm Refraktor war bei 35 und auch bei 70 nichts Gewisses zu sehen. Ein paar Mal vermeinte ich etwas Nebeliges an der ungefähren Katalogposition zu sehen. Es war aber viel zu klein (ca. 1' Durchmesser vielleicht) und zu ungewiss, also eher ,,Rauschen im Empfängersystem". Vielleicht verlangt diese Galaxie wirklich exzellenten Himmel? Dann sollte sie im Fünfzöller schon gehen.
Uwe Glahn: 20125 Feldstecher, Gesichtsfeldkreis 3 Grad ; fst 6,5 mag (Pol); Durchsicht II. Sehr schwacher, runder Glow, schwer zu halten, indirekt ist ein runder Teil im SW etwas heller; zwei 11 mag Sterne stehen am Rand der Galaxie (Abb. 2).
Martin Schoenball: 10-Zoll- f/5-Dobson, 100, fst 6,6 mag, Bortle 3-4. Sehr schwache, sehr große Aufhellung. Nordöstlich der großen Aufhellung kann ich eine weitere kleinere erkennen, diese ist geringfügig flächenheller und rund. Der große Teil ist ebenfalls rund und hat einen geringfügig helleren Zentralteil. An den Rändern stehen vier Sterne jeweils in etwa 90 Grad Abstand, diese begrenzen den Nebel, wobei der westliche etwas außerhalb steht. Der Teil im Nordosten ist ebenfalls von zwei Sternen gesäumt. Schwierig! (Abb. 3).
Literaturhinweise [1] M. Wolf, 1906: Mon. Not. Roy. Astron.
Soc. 67, 91 [2] H. Curtis, 1918: Publ. Lick Obs. 13, 9 [3] W. Baade, 1928: Astron. Nachr. [5612]
234, 407 [4] M. Humason, U. Mayall, A. Sandage
1956: Astrophys. J. 61, 97 [5] A. Sandage, 1971: Astrophys. J. 166, 13 [6] P. Hodge, 1978: Astrophys. J. Suppl. 37,
145
VdS-Journal Nr. 19
108 D E E P S K Y
Starnights 2005
von Jens Bohle Teleskoptreffen sind für mich immer eine Reise wert und als Besucher des ITV, BTM oder ITT war ich in diesem Jahr besonders gespannt, an einem für mich neuen Treffen teilzunehmen: den ,,Starnights" in der Nähe der belgischen Stadt Ieper in Westflandern. Die Einladung von Kurt Christiaens, dem Leiter der belgischen Deep-SkyFachgruppe, dort als Gastreferent etwas über die deutsche Astroszene zu berichten, folgte ich gerne. So machte ich mich nebst Freundin im August 2005 auf den Weg Richtung Belgien. Es war mein erster Trip nach
Abb 2: Die Fachgruppenleiter Deep Sky beim Fachsimpeln: Kurt Christiaens und Jens Bohle.
Belgien und so war ich gespannt was mich dort erwartete. Nach 500 km erreichten wir das Gelände der Volkssternwarte ,,Astro Lab Iris" welches sich seit einigen Jahren als Veranstaltungsort bewährt hat. Nach kurzer Begrüßung durch Kurt und andere mir vom ITV bekannte belgische Sternfreunde konnte ich mir einen ersten
Wagnein. Schon bei
den ersten Treffen,
zu denen etwa
50 Sternfreunde
erschienen, gab es
diverse Workshops
zu Themen wie
Zeichnen von Deep-
Sky-Objekten oder
Kollimation von
Teleskopen. In den
folgenden Jahren
entwickelte sich
,,Starnights" in
Belgien und Holland
zu einem bekann-
Abb 1:
ten Treffen, so dass
Astrolab IRIS. Das Gebäude, welches die Teleskope und den die Besucherzahlen
Vortragsraum beherbergt.
stetig wuchsen.
Allerdings sind diese
Eindruck vom Veranstaltungsort Astrolab
nicht mit denen des
machen.
ITV zu vergleichen, was aber für Freunde
Astrolab II verfügt über diverse kleinerer Veranstaltungen mit dem gewis-
Räumlichkeiten wie etwa den ,,Internet- sen persönlichen Flair die Sache um so
raum", eine kleine Küche und sanitäre interessanter macht.
Anlagen. Astrolab II beherbergt einen 20- Das Treffen 2005 startete mit Kurt
cm-Refraktor (APO) und einem 68-cm- Christiaens, der in seiner Eigenschaft als
Dobson. Der Innenhof bietet genügend Organisator, Mitbegründer und FG-Leiter
Platz für diverse Stände und Stellfläche die Begrüßungsworte sprach. Schon am
für die mitgebrachten Teleskope. Das 200 Freitag war der erste Vortrag. Der auch in
m entfernte Astrolab I ist mit diversen Deutschland gut bekannte Josch Hambsch
Teleskopen ausgestattet, die unter einer berichtete von seinen Astroexkursionen
Rolldachhütte untergebracht sind, und in Mexiko und zeigte einige seiner
beherbergt den komfortablen Vortragsraum. Aufnahmen. Dies war der einzige Vortrag
Das Treffen wird seit dem Jahr 2001 jähr- dem ich einigermaßen folgen konnte, da
lich veranstaltet. Die Idee zu ,,Starnights" Josch einen sehr ,,deutschfreundlichen"
hatten Kurt Christiaens, Regean Clauw, Dialekt sprach. Die späteren Vorträge, wie
Mike Rosseel, Kurt Dequick und Luc der von Emmanuel Thienpont, der über
Abb 3: Ein Blick ins Auditorium
VdS-Journal Nr. 19
Abb 4: Der Innenhof bot genügend Platz für Händlerpräsentation und Teleskope.
D E E P S K Y + S E R V I C E 109
Abb 5: Das obligatorische Gruppenfoto zeigt alle Teilnehmer.
Marsbeobachtung referierte, konnte von mir nur sehr begrenzt verstanden werden. Die Nacht zum Samstag stand ganz im Zeichen der Deep-Sky-Beobachtung. Eine überwiegend klare Nacht gab Gelegenheit zur Himmelsdurchmusterung mit dem 20Zoll-Teleskop von Luc Wagnein. Zusammen mit ihm und Kurt Christiaens konnten wir bei einer Grenzgröße um 5,5 mag im Zenit einige interessante Beobachtungen, wie die der HII-Regionen in NGC 6946, durchführen. Jedoch zeigte sich auch ein großes Problem, welches die visuellen Beobachter in Belgien arg in Bedrängnis bringt: die enorme Lichtverschmutzung. Die Fahrt über die vollständig beleuchteten belgischen Autobahnen ließ schon bei der
Anreise diesbezüglich erste Vermutungen aufkommen. Wirklich gute Bedingungen sind nach Auskunft der Sternfreunde wohl nur in den Ardennen zu finden. Das Samstagsprogramm sollte mit meinem Vortrag beginnen. Ich berichtete im ersten Teil über meine persönlichen astronomischen Werdegang, die Vereinigung der Sternfreunde und deren Fachgruppen. Besonders ausführlich berichtete ich über die FG Visuelle-Deep-Sky-Beobachtung und deren Projekte. Der zweite Teil meines Vortrages widmete sich der Beobachtung extragalaktischer Sternhaufen und Nebel. Es folgten diverse andere Vorträge wie zum Beispiel der Beitrag von Cor Berrevoets, der über seine Bildbearbeitungssoftware
RegiStax referierte. Ingesamt wurde den Besuchern ein abwechslungsreiches Programm geboten, welches durch Gruppenfoto, Flohmarkt und Verlosung abgerundet wurde. Die Nacht zum Sonntag ließ keine Himmelsbeobachtung zu, so dass genug Zeit zum Erfahrungsaustausch blieb, bei dem ich etwas über die Szene in Belgien erfuhr. Dabei stellte ich einige Ähnlichkeiten zur deutschen Szene fest. So sind viele Sternfreunde in der Vereniging Voor Sterrenkunde (VVS) organisiert. Die VVS ist, genau wie die VdS, in diverse Werkgroepen (Fachgruppen) unterteilt. Darunter die Gruppen, Deep Sky, Bedekkingen oder Maan en Planeten. Wie es sich für ein anständiges Treffen gehört, wurde bis tief in die Nacht gefachsimpelt. Dabei sagte mir Kurt einen Gegenbesuch zum Deep-Sky-Treffen 2006 zu. Dort werden die Besucher etwas über Deep Sky in Belgien erfahren. Der Sonntag beendete Starnights 2005. Nach herzlicher Verabschiedung setzten wir unsere Tour durch Belgien fort. Ein Besuch der Städte Ieper oder Brugge sowie ein Aufenthalt an der belgischen Küste rundete die Fahrt nach Belgien ab.
Infos zum Starnights unter www.astrolab.be/starnights/2005/ aankondiging/index.html
M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalog diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu verwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kollegen. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle
von Details aufweisen können. Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple/Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium http://www.obspm.fr/) entnommen. Im VdS Journal für Astronomie wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden siebzehnten Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Andreas Kammerer, Dirk Panczyk, Winfried Kräling, Gerd Kohler und Gerhard Scheerle enthalten. Vielen Dank den Zusendern! Die nächsten
Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in Tabelle 1. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte". Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: Zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Word97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut. Die Adresse: Torsten Güths, Am Pfahlgraben 45, D-61239 Ober Mörlen - Langenhain, oder: torsten.gueths@ipfb.net (möglichst maximal 300 KB Dateigröße).
VdS-J
20 21 22 23 24
Ausgabe
II/2006 III/2006 I/2007 II/2007 III/2007
benötigte Objekte
M 5 Ser, M 10 Oph, M 12 Oph M 30 Cap, M 77 Cet, M 103 Cas M 88 Com, M 90 Vir, M 91 Com M 9 Oph, M 14 Oph, M 19 Oph M 64 Com, M 76 Per, M 94 CVn
Einsendeschluss
Mitte Januar 2006 Mitte Mai 2006 Mitte September 2006 Mitte Januar 2007 Mitte Mai 2007
Tab. 1: Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VdS-Journal Nr. 19
110 S E R V I C E
M 97
Sternbild:
Objekttyp:
Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Großer Bär (Ursa Major) Planetarischer Nebel 3.000 Lichtjahre 3 Lichtjahre 9,9 mag 3 Bogenminuten Rektasz.: 11h 15m Dekl.: +55 Grad 01'
Historisches M 97 ist der berühmte ,,Eulennebel". Er wurde vom Astronomen P. Mechain am 24. März des Jahres 1781 entdeckt und im gleichen Jahr von Messier in seinen Katalog aufgenommen. Seinen Spitznamen erhielt er von Lord Rosse, der im Jahre 1848 durch sein 180-cm-Spiegelfernrohr einen Nebel erkannte, der mit seinen beiden großen dunklen Flecken aussah wie eine Eule.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar (T. Güths)
Fernglas 20 x 70: Er erscheint verwaschen und schwach (W. Kräling)
11 cm Öffnung: Bei 22 ist der Nebel eine schwache runde Aufhellung. Mit OIII-Filter sticht der Nebel deutlich vom Hintergrund ab. Bei 50 erscheint er nur noch als ein blasser Lichtfleck. Mit OIII ist der Hintergrund dunkel, der Nebel ist noch einigermaßen zu sehen. Bei 64 kann man den Nebel kaum noch erkennen. Mit Filter deutlicher, wenn auch sehr schwach. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 91. Sehr einfach zu sehen. Großer runder Nebel. Bei 119 sind im Nebel unterschiedliche Helligkeiten erkennbar. Mit dem OIII-Filter ist der Nebel sehr schwach und nicht mehr so deutlich zu sehen. Bei 228 ist der Nebel eine schwache Scheibe mit unregelmäßigen Rand und unterschiedlichen Helligkeiten. (G. Kohler) Mit einem OIII-Filter sind bei 80 die Augen zu erahnen. (W. Kräling)
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 1: Der Eulennebel M 97 am 24.4.2004, aufgenommen mit Takahashi Mewlon 210, Brennweite 2.569 mm, LRGB-Aufnahme mit den Belichtungen 60 min für Luminanz, 36 min rot, 18 min grün, 18 min blau. (Aufn. Siegfried Bergthal)
30 cm Öffnung: Heller Planetarischer Nebel, der eine deutlich inhomogene Flächenhelligkeit aufweist, wobei die Struktur aber kaum zu bestimmen ist. Die beiden ,,Löcher" sind nicht sicher auszumachen. Der 14 mag helle Zentralstern kann ab 242 blickweise sicher erkannt werden. (A. Kammerer)
33 cm Öffnung: Bereits bei 50 Nebelscheibe sehr deutlich. Ein hellerer Stern liegt in unmittelbarer Nähe. Er hat eine rundliche Form und ist nahezu gleichmäßig hell. Bei 200 und ohne Filter ist der Zentralstern indirekt blickweise sichtbar. Mit Filter indirekt Strukturen sichtbar. Dunkle Augenhöhlen sind indirekt andeutungsweise wahrnehmbar. (D. Panczyk) Die berühmten Augen sind mit diesem Instrument bei 98facher Vergrößerung mit und ohne OIII-Filter sichtbar. (W. Kräling)
Fotografie: Ab 300 mm Objektivbrennweite, ,,normal-
körnigem" Film (ISO 200-400) und halbwegs tiefer Ausbelichtung erkennt man vom Eulennebel ein rötliches Scheibchen auf dem Bild. Für die Ablichtung der ,,Augen" sollten wir mindestens 500 mm Brennweite, besser ab 1.000 mm einsetzen. Die Belichtungszeit sollte dann das maximal Mögliche sein, was Ihr Himmel hergibt. Für CCD-Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 500 mm völlig aus. Mit Brennweiten ab 1.500 mm (Abb. 1) können Sie bereits eine Aufnahme erzielen, die vor 30 Jahren noch den professionellen Großobservatorien vorbehalten waren.
S E R V I C E 111
M 108
Sternbild:
Großer Bär
(Ursa Major)
Objekttyp:
Galaxie,
Typ SB(s)
Entfernung:
45 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 105.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 10,0 mag
Winkelausdehnung: 8,1' x 2,1'
Koordinaten:
Rektasz.: 11h 12m
Dekl. +55 Grad 40'
Historisches Das Entdeckungsdatum ist nicht exakt ermittelt: Pierre Mechain fand erstmals dieses Objekt im Jahre 1781 oder 1782. Er wurde zuerst als Nebel bei M 97 bezeichnet, ohne genaue Positionsangabe. Owen Gingerich ergänzte M 108 zur Messierliste im Jahre 1953 anhand einer handschriftlichen Notiz Messiers.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar (T. Güths)
Fernglas 2070: Er erscheint relativ hell, doch fast punktförmig. (W. Kräling)
11 cm Öffnung: Bei 50 ist die Galaxie ein überaus schwacher Lichtfleck. Die Form ist länglich aufgrund ihrer Kantenlage. Das Bild wird besser, wenn das Teleskop bewegt wird. Bei 64 ist von der Galaxie nichts mehr zu sehen. (G. Kohler)
15 cm Öffnung: Deutliche längliche Aufhellung. Einfach zu sehen. Gute Helligkeit. Mit indirektem Sehen ist ein etwas hellerer Kernbereich erkennbar. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 91. Sehr schmale Galaxie. Sehr lang, ca. 4:1. Ein schwacher Stern steht in der Galaxie. Einen Kern kann ich nicht erkennen. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Im C8 bei 80facher Vergrößerung ist schön seine längliche Form erkennbar. (W. Kräling)
Abb. 2: M 108, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C CCD-Kamera durch einen 15-cm-f/6-Newton. Vier Aufnahmen zu je fünf Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufn. T. Güths)
30 cm Öffnung: Helle, sehr schmale Ellipse mit einem sich kaum vom Hintergrund abhebendem Zentrum, nordwestlich dessen ein 12 mag heller Stern steht; ein weiterer Knoten mit geringem Helligkeitskontrast befindet sich westlich des Zentrums. (A. Kammerer)
33 cm Öffnung: Bei 150 und indirektem Sehen erscheint er sprunghaft länger. Er hat einen punktförmigen Kern oder einen Vordergrundstern im Zentrum. Indirekt sind Strukturen schwach angedeutet. Die Länge beträgt etwa halbes Gesichtsfeld. (D. Panczyk)
Fotografie: Ab 300 mm Objektivbrennweite, ,,normalkörnigem" Film (ISO 200-400) und tiefer Ausbelichtung können Sie M 108 als längliches Objekt deutlich sichtbar erfassen. Lohnenswert wird die Fotografie ab 1.000 mm. Eine Vielzahl von Strukturen wird sichtbar. Die Belichtungszeit sollte dann das maximal mögliche sein, was Ihr Himmel hergibt. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 900 mm Brennweite (Abb. 2) bereits völlig aus.
Erratum
Im Beitrag von Herrn Manfred Deutschmann in der Rubrik ,,Zum Nachdenken" mit dem Titel ,,Ausflug ins All" im VdS Journal für Astronomie Nr. 18 auf Seite 116 wurde der letzte Satz des vorletzten Absatzes leider verstümmelt.
Korrekt heißt es: ,,Wenn nun mein Bewusstsein aufsteigt in galaktische Höhen und Weiten, dabei zwischen vielen Sternen umhersegelt, so kann es mich dünken, als erlausche ich ein vielstimmiges Hallen und Schallen, das, soweit es harmonisch zu einer Sphären-Symphonie gedeiht."
Die Redaktion bittet um Entschuldigung!
VdS-Journal Nr. 19
1. Internationale Astronomie-Messe
· Große Teleskop- und Verkaufsausstellung
· Einkaufsmöglichkeiten durch Teilnahme zahlreicher Händler, großer Gebrauchtmarkt
· Rahmenprogramm
z.B. 100 qm große Ausstellung "Ernst Abbe - Wissenschaftler, Unternehmer und Sozialreformer"
· Forum mit Bewirtung
als Marktplatz für Gespräche und Erfahrungsaustausch
· Wo?
78054 VS-Schwenningen, Messegelände - 6000 kostenlose Parkplätze - 10 Gehminuten vom Bahnhof
· Wann?
16. September 2006
www.astro-messe.de
info@astro-messe.de
M 109
Sternbild:
Objekttyp:
Entfernung:
Reale Ausdehnung:
Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Großer Bär (Ursa Major) Galaxie, Typ SB(rs) 46 Millionen Lichtjahre 100.000 Lichtjahre 9,8 mag 7,6' x 4,3' Rektasz.: 11h 57m Dekl.: +53 Grad 23'
Historisches Das Entdeckungsdatum ist nicht exakt ermittelt: 1781 oder 1782. Die Entdeckung wird Mechain zugeschrieben. Er wurde zunächst als Nebel neben Gamma im Großen Bären gekennzeichnet. Owen Gingerich ergänzte M 109 zur Messierliste im Jahre 1953 anhand einer handschriftlichen Notiz Messiers.
Abb. 3: M 109, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C CCD-Kamera durch einen 15-cm-f/6-Newton. Vier Aufnahmen zu je fünf Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufn. T. Güths)
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar (T. Güths)
Sucher 630: Nicht sichtbar. (T. Güths)
18 cm Öffnung: Unter mäßigem Himmel (5,5 mag) und 50facher Vergrößerung nur schwer als flächiges und diffuses Objekt mit einer leichten zentralen Aufhellung erkannt. (T. Güths)
30 cm Öffnung: Das auffällige, nicht-sternförmige Zentrum ist von einem schwachen elliptischen Halo umgeben. Weitere Strukturen sind nicht erkennbar. (A. Kammerer)
33 cm Öffnung: Ein schwacher Nebel bei 150fach. Er hebt sich kaum vom Hintergrund ab. Indirekt ist ein hellerer Kern schwach erkennbar. Im gleichen Gesichtsfeld links befinden sich zwei hellere Sterne, davon scheint der Nördlichere am hellsten. Ein sehr schwacher Stern befindet sich direkt unterhalb der Kernregion. (D. Panczyk)
Fotografie: Ab 300 mm Objektivbrennweite, ,,normalkörnigem" Film (ISO 200-400) und halbwegs tiefer Ausbelichtung wird M 109 als heller Fleck umgeben von einem Halo sichtbar. Durch die große Helligkeitsdynamik zwischen Kern/Balken und den schönen Spiralarmen wird bei Ausbelichtung der lichtschwachen Spiralarme die Zentralregion überbelichtet erscheinen. Mit Dunkelkammertricks oder digitaler Bearbeitung kann man diese Dynamik weitgehend ausgleichen. Für den Erhalt einer eindrucksvollen Aufnahme benötigen Sie schon mindestens 1.000 mm bis 1.500 mm Brennweite. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 900 mm (Abb. 3) völlig aus.
E I N S T E I G E R A S T R O N O M I E 113
First Light - oder der Tatsachenbericht eines Einsteigers
von Andre Neubert
Liebe Neulinge, liebe Mitglieder und liebe Erstbesitzer eines Teleskops, welcher Bauart auch immer. Vor kurzem bin ich stolzer Besitzer eines MEADE ETX 90 EC Teleskops geworden. Trotz aller Empfehlungen der im Verein ansässigen Fachmänner (- pardon -), mir einen Feldstecher als ersten Einsatz zu besorgen, habe ich mich doch für diese ,,Fastfoodastronomie", wie es der Verkäufer nannte, entschieden. Wichtig waren mir die elektronische Nachführung, die ganzen Sternkarten, die der Bordcomputer intern hat, und das Feldstativ. Ich habe es nicht bereut! Ich bin so fürchterlich stolz auf mein erstes eigenes Spiegelteleskop. Habe ich doch Jahre ach was, Jahrzehnte - davon geschwärmt! Nachdem am Ende des Artikels der erste Livebericht der ersten klaren Nacht folgt, möchte ich nun durch diesen Artikel in unserem Magazin auch dazu beitragen, dass der eine oder andere, der sich zum ersten Male mit dieser faszinierenden Materie beschäftigt, eine Chance erhält, aus den ersten Fehlern, der ersten Erfahrung und dem ersten Eindruck eines Einsteigers zu lernen oder einfach nur einmal nachzuschlagen.
Der Anfang Wichtig ist vor allem und zu allererst, sich in Ruhe die Bedienungsanleitung durchzulesen. In unserer heutigen hektischen Zeit ist es normal geworden, ein Gerät einfach einzuschalten und loszulegen. Bitte, bitte, tut dies mit eurem ersten eigenen Teleskop auf keinen Fall. Die unersättliche Neugier auf dieses Erlebnis ist sehr groß und am liebsten möchte man sofort loslegen. Aber nicht hier, denn das neue Teleskop soll ja zum Freund sternenklarer Nächte werden! Also lieber zweimal durchlesen und sich darauf freuen, das neue Traumgerät sicher zu bedienen. Wirklich, glaubt mir. Ich habe in der ersten Woche mehrmals bei der Firma anrufen müssen, weil ich Tollpatsch die dusseligsten Fehler machte. Wichtig ist auch unbestreitbar, dass man auf Ratschläge all derer, die sich auskennen, hört. Einer der Fehler, den ich in der ersten Nacht machte, war ein einfaches Übervergrößern. Das steht als Tipp auch in der Anleitung! Also erst mal lernen, was Brennweiten, Vergrößerung und Okular sind. Danach denkt man sich sofort: ,,Ach ja, da steht es ja!" Wichtig
ist, klein anzufangen und sich Ruhe und Zeit zu nehmen. Auch ein guter Ausgleich heutzutage bei all den stressigen Berufen! Wichtig ist ebenso eine Vorkenntnis vom Sternenhimmel. Mein elektronisch gesteuertes Prachtstück sucht sich zwei Referenzsterne heraus und fragt dann nach Bestätigung. Oh Mann, ,,Vega", ist das da hinten jetzt wirklich ,,Vega"? Ja, so kann es gehen und dann heißt es wieder rein gehen und Sternkarten studieren. Danach raus in den Garten und Neustart! (Es sind schon eineinhalb Stunden vergangen!) Oh Mann, jetzt fragt es nach ,,Capella" und ,,Sirius"! Weiß auch wirklich jeder, wo genau Norden ist? Der Polarstern ist hier bei mir Zuhause sehr schwer auszumachen. Ihr seht, Fehler macht jeder und das Beste ist, aus Fehlern zu lernen! Ärgerlich war für mich eigentlich nur, dass Petrus mitbekommen haben muss, dass Andre sich einen Sternengucker gekauft hat! Kaum war alles fertig, zog sich am Abend der Himmel zu und zwei Wochen lang war trübe Suppe! Zu guter Letzt noch der Hinweis darauf, dass man wirklich das Gerät heraussucht, das man wirklich will! Es ist dein Gerät, mit dem du klar kommen willst. Geld auszugeben und sich dann enttäuscht zurückzuziehen ist nicht im Sinne aller Sternenfreunde - nicht wahr? Der allerbeste Ratschlag ist, dass man sich traut, Fragen zu stellen! Es gibt keine dummen Fragen, nur dumme Antworten! Du wirst alt wie eine Kuh und lernst immer noch dazu! Also dann, zum ,,First Light", wie das erste Hindurchschauen heißt!
Die erste richtige Beobachtung - First Light! Am 9.12.2004 nahm ich mein neues Teleskop und stellte es erst einmal eine Stunde vor dem Hinausgehen in den kühlen Keller, dann raus auf die Terrasse. An die kalte Nacht gewohnt, ging es mitten auf die Wiese. Wir haben hier in Köln-Porz für eine Großstadt im Stadtteil Urbach eine sehr gute Sicht auf den Nordosten und den südöstlichen Himmel. Den ,,Easystart" genommen, nach Norden ausgerichtet und die Referenzsterne bestätigt. Es muss nur gering nachjustiert werden, je genauer man den Norden anpeilt! Um 22:20 Uhr
wollte ich mit dem mitgelieferten kleinen Fernglas, das eine Digitalkamera eingebaut hat, ein Foto von einem Sternbild machen, von dem ich nicht genau wusste, was es war. Später stellte sich heraus, dass die Anleitung nicht das hielt, was versprochen wurde. Naja, einem geschenkten Gaul... nicht wahr! Um 22:27 Uhr wurde ich dann in meiner ersten Sternglasnacht mit einem kleinen Meteor begrüßt. Aus dem Zenit heraus Richtung Osten fiel irgendwas in die schmutzige Atmosphäre unseres Planeten. Es verglühte rotfarben und zerfiel beim Eintritt in mehrere Stücke. Muss wohl Weltraumschrott gewesen sein! Nach der ersten Fehlernacht fing ich mit dem kleinsten Okular, dem ,,40er" an. Nur etwas fokussiert und ,,pau", da sind ja lauter Sterne! Und so viele! Wie sagte David im Film ,,2001": ,,Es ist voller Sterne!" Nach dem ,,32er" blieb ich beim ,,26er"Okular, denn noch mehr Vergrößerung ergab nur, dass die Atmosphäre störte. Ich schaute durch das Teleskop und war verblüfft, wie viel man doch noch erkennen konnte. Siehe da, die zweite Begrüßung des Abends! Um 23:15 Uhr eine Sternschnuppe, direkt über mir von Ost nach West ziehend! Mittlerweile war es schon 0:30 Uhr und ich fragte die Bordelektronik nach ,,Beteigeuze". Bssssbsss-brumm und piep, was soviel heißt wie ,,hab's gefunden". In die Optik geschaut und da war er! Schöööööööööönnn!!! Was dieser Kölner Himmel einem alles vertuscht! Kurz nach 1:00 Uhr wurde es auf einmal spürbar feuchter in der Luft, und es war knackig kalt. Es fror mittlerweile mit minus drei Grad. Die Luft war dann so feucht, dass die Sicht auch schlechter wurde. Ich packte mein Teleskop, gewöhnte es langsam an die warme Luft drinnen und träumte anschließend in der Nacht von, von... den Weiten des Sternenhimmels! Jedem, der noch zögert oder sich nicht entschließen kann, kann ich nur sagen: ,,Tu es!" Du fühlst dich danach so was von stolz, aufgewertet und zufrieden! Es gibt nichts Schöneres als zu den Freunden der Sterne zu gehören! ,,Clear Skies" all euch Sternenfreunden von einem, der nun auch dazu gehört! Euer Ach-ich-bin-so-happy-Andre
VdS-Journal Nr. 19
114 Z U M N A C H D E N K E N
Eigene Wege für die Astronomie
von Heinz Loewa
Durch den Beitrag von Manfred Deutschmann im VdS Journal für Astronomie Nr. 18, Seite 116 unter der Rubrik ,,Zum Nachdenken" bin ich angeregt worden, meine ,,Wege für die Astronomie" einmal stichwortartig zusammen zu fassen. Es ist schon ziemlich lange her - leider über 70 Jahre bereits - dass der erste Kontakt zur Astronomie entstand: Mein Konfirmationspfarrer stellte diese Verbindung in recht subtiler Weise her, in dem er nämlich versprach, mit uns Konfirmanden hinaus ins Weltall zu fahren, wenn wir jungen Leute all das gut lernen würden, was zur Konfirmation benötigt wird. Na, wir konnten das alles sehr schnell und der Pfarrer war nun gezwungen, sein Versprechen zu halten - und er hielt es. Jahre gingen ins Land - und als Soldat in Russland unterm schier unendlichen, sehr dunklen Winterhimmel kam die Erinnerung an den ersten Kontakt mit der Sternenwelt äußerst intensiv auf und der Wunsch formte sich, mehr, viel mehr über Sterne, Nebelgebiete und Galaxien wissen zu wollen. Doch es brauchte erneut und noch mehr Jahre, ehe es zur praktischen Anwendung des inzwischen schon autodidaktisch erworbenen Grundwissens kommen konnte: Als frisch bestallter Hotelier gelang die Gründung eines ersten AstronomieArbeitskreises, und wir suchten Verbindung zur nahen Uni-Sternwarte Hoher List. Es entwickelte sich eine lose, für uns fruchtbringende Zusammenarbeit über Jahre. Höhepunkt dieser Zusammenarbeit war die vertrauensvolle Übertragung der wöchentlichen, öffentlichen SternwartenFührungen. Für mich waren diese eine wahre ,,Wissens-Presse", denn ich war
gezwungen, auf die zahlreichen Fragen des Publikums kundig vorbereitet zu sein - und das hieß, auch auf absurdest erscheinende Fragen authentische Antworten zu geben. Auch diese schöne Zeit ging eines Tages zu Ende und eine Umsiedlung nach Norddeutschland erfolgte. Dort blieb ich auch der Astronomie verbunden und engagierte mich als Astro-Kursleiter mit unerwartet gutem Erfolg an der VHS dreier norddeutscher Städte. Doch wieder hieß es, umzusiedeln - und diesmal hierher an die schöne Deutsche Weinstraße - nach Neustadt. Klar, auch hier wollte ich den bisher doch schon recht erfolgreichen Weg zur Astronomie fortsetzen. Die Bemühungen an der hiesigen VHS schlugen leider fehl - aber ein mehr zufälliger Kontakt zum Pfalzmuseum für Naturkunde im nahen Bad Dürkheim leitete eine Wende ein. Mit dem Museumsdirektor Dr. Flößer bestand von Anfang an eine gemeinsame positive Einstellung zur Astronomie. So ergab sich am 23.5.1998 die Möglichkeit, einen Astronomie-Arbeitskreis am Pfalzmuseum zu gründen, der eine zusätzliche Unterstützung vom landesweiten, renommierten Naturkunde-Verein Pollichia erfuhr. Museum und die Pollichia unterstützten uns in vielfältiger Weise. Es war dadurch möglich, nach und nach sogar leistungsfähige Teleskope zu erhalten, z. B. Meade LX50, Vixen S200SS und sogar ein Meade 12 Zoll SC, das wir allerdings umtauschen mussten in den großen Meade 7 Zoll ED Refraktor, mit dem es anfangs leider auch Ärger gab. Unsere eifrige Öffentlichkeitsarbeit zeitigte auch darin Erfolg, dass dem AK von Privatseite mehrere kleinere Teleskope (Refraktoren und Newton) geschenkt wurden, die wir unserer Jugendgruppe zudachten.
Für die interessierte Öffentlichkeit wurden und werden weiterhin zahlreiche praktische Himmelsbeobachtungen angeboten, und die Zahl der eingeschriebenen Mitglieder hatte, nach verhaltenem Beginn, bald eine Sondergröße von fast 100 erreicht. Für den AK selbst organisierte ich sowohl Fach-Exkursionen (Sternwarten Wendelstein, Hoher List, Effelsberg, Zeiss Jena, AIP Potsdam), als auch die Astronomiewoche Bad Dürkheim in 1999 - 2001, an denen in hervorragender Weise Professoren von Hoher List, MPIRa Bonn, Gießen und insbesondere Karlsruhe, aber auch auswärtige VdS-Mitglieder selbstlos erfolgreich mitgewirkt hatten: Viel Arbeit und Einsatz für mich als Veranstalter, aber gepaart mit großer Freude. Nach Änderung der AK-Leitung gewann ich dann die erforderliche Zeit, um populärwissenschaftliche Vorträge mit Schwerpunkt Astronomie halten zu können. Es ergaben sich überraschend schnell Möglichkeiten, diese in bundesweiter Ausdehnung zu halten. So kann mit gewissem Stolz auf sechs sehr erfolgreiche Jahre geblickt werden und auf deren ganz gute Zahlen (zu 334 Veranstaltungen kamen immerhin 9.974 Besucher). Eine Erkenntnis aus all den aktiven Jahren sollte noch erwähnt werden: Es besteht allerorten ein latentes Interesse in allen Bevölkerungskreisen für Astronomie - es bedarf oft nur einer gezielten Ansprache, um astronomisches Wissen erfolgreich zu verbreiten. Unsere VdS geht mit ihren Bemühungen und dem Deutschen Astronomietag den richtigen Weg - wenn sich auch noch mehr machen ließe - klar, doch etwas Geduld ist angebracht, denn Linienschiffe wechseln nur langsam den Kurs ...
Zu ,,Größenwahnsinn"
von Christian Leu
Hiermit möchte ich zu dem Artikel ,,Größenwahnsinn" von Herrn Georgi Sporny aus dem VdS Journal für Astronomie Nr. 18, Seite 117, Stellung nehmen. Ich bin ein Großstadt-Amateurastronom und beobachte und fotografiere schwerpunktmäßig Mond und Planeten mit meinem 20-Zentimeter-Schmidt-Cassegrain-
Teleskop von meinem Balkon in Berlin aus; vereinzelt mache ich auch Deep-SkyBeobachtungen. Unter diesen Bedingungen habe ich Erfahrungen gesammelt, die teilweise im Widerspruch zu Herrn Spornys Beitrag stehen und die ich hiermit ergänzend einfügen möchte.
VdS-Journal Nr. 19
1. Das Leistungsvermögen großer Teleskope Herr Sporny meint, dass aufgrund der Luftunruhe Teleskope über 300 Millimeter Öffnung keinen Sinn machen. Dies trifft nur auf das Auflösungsvermögen zu: Die Turbulenzzellen, die das Bild im Teleskop verschwimmen lassen, haben 10 bis 20 Zentimeter Durchmesser. Fernrohre mit
Z U M N A C H D E N K E N + B E O B A C H T E R F O R U M 115
einer größeren Öffnung bringen also keinen Gewinn an Auflösung, da immer mehrere Turbulenzzellen von der Optik erfasst werden und das Bild mehr oder weniger unscharf wird. Leider verschweigt Herr Sporny, dass unabhängig von der Luftunruhe mit zunehmender Öffnung aufgrund der lichtsammelnden Wirkung der Optik immer schwächere Sterne und Nebel sichtbar werden. Die Beobachtung von Nebeln ist unabhängig von der Luftunruhe, so dass für DeepSky-Beobachtungen die große Öffnung des Teleskops das wichtigste Merkmal ist.
2. Visuelle Deep-SkyBeobachtung Man erkennt also unter gleichen Bedingungen bei visueller Beobachtung mit großer Öffnung lichtschwächere Objekte als mit - relativ - kleineren Geräten. Ich bin immer wieder erstaunt, was ich aus Berlin heraus (visuelle Grenzgröße 4,8 Magnituden) mit acht Zoll Öffnung erkennen kann.
Abschließend gebe ich persönliche Meinungen zu den von Herrn Sporny direkt oder indirekt angesprochenen Aspekten wieder. Der Artikel erweckt auf mich den Eindruck, als würde der Autor die Besitzer von Großgeräten grundsätzlich als Angeber
ansehen nach dem Motto ,,Guck mal, was ich da habe!". Analog zu Autobesitzern mag es mit Sicherheit ,,Großgeräte-Amateure" geben, die gerne prahlen. Alle Hobby-Astronomen mit Großteleskopen in diese Kategorie zu stecken, empfinde ich als beleidigend und unangemessen. Ich selbst habe mich nicht nur, aber auch wegen der Bedingungen in der Großstadt der fotografischen Mondbeobachtung verschrieben und meine Ausrüstung im Laufe der Jahre diesem Ziel angepasst. Dementsprechend bin ich mit meinen Geräten und Kameras zufrieden und sehe keinen Anlass zur Anschaffung eines Großgerätes. Während der Mond- und Planetenbeobachter meistens das Ziel hat, möglichst hoch aufgelöste Aufnahmen zu erhalten, liegt der Reiz der Deep-Sky-Beobachtung darin, möglichst schwache Objekte visuell und/oder fotografisch zu erfassen. Die Wahl des Teleskops und somit der Öffnung ist also eher eine Frage der persönlichen Ziele und Möglichkeiten (wobei bei großen Dobsons das im Originalbeitrag erwähnte Sicherheitsrisiko bei ungeübten Beobachtern oder solchen mit Gleichgewichtsproblemen nicht zu unterschätzen ist) denn einer ,,Rekordjagd" oder ,,Größenkampf".
Nun zum Aspekt ,,astronomische Bildung" Herr Sporny meint, dass Optiken mit mehr als 30 Zentimetern Öffnung der Bildung nicht gerecht werden. Diese Einstellung halte ich für grundverkehrt, kleine und große Teleskope sind hierfür gleichermaßen gut geeignet. Zahlreiche Volks- und Vereinssternwarten besitzen Teleskope mit 50 Zentimetern Öffnung und mehr. Solche ,,Lichteimer" haben auch einen besseren Kontrast und liefern bei Sternhaufen und Nebeln folglich detailreichere und eindrucksvollere Bilder als kleinere Geräte.
Fazit Die Wahl von Teleskop und Öffnung ist keine Frage von Eitelkeit, sondern von den Beobachtungszielen sowie persönlichen finanziellen, körperlichen und Transportmöglichkeiten. Hierzu passt auch ein Satz, der in der Einführungsbroschüre zu meinem ersten Kaufhausteleskop stand: Jedes Fernrohr hat seinen Himmel. Es ist nicht meine Absicht, mit diesem Artikel Herrn Sporny anzugreifen oder zu belehren. Meine Intention ist es, aus eigenen Erfahrungen seine Ausführungen zu ergänzen und eventuelle Verunsicherungen bei umsteigewilligen Sternguckern von kleinen zu großen Geräten zu vermeiden.
Nicht ohne meine Frau - Astrourlaub ehefreundlich gestalten
von Angelika und Michael Hoppe
Die sehr guten Beobachtungsbedingungen in Namibia sind unter Sternfreunden bekannt. Viele Veröffentlichungen und Astroaufnahmen haben eindrucksvoll die astronomische Qualität des Standortes unter Beweis gestellt. Der südliche Sternenhimmel lässt viele Sternfreunde von einem Urlaub in Namibia träumen. Oftmals scheitert das Projekt jedoch an den ungleichen Urlaubsvorstellungen des Partners / der Partnerin. Dass eine gelungene Kombination aus Astrourlaub und Familienurlaub in der Tat möglich ist, soll dieser Bericht von der Farm Tivoli zeigen. Etwa 21/2 Autostunden vom Flughafen Windhoek entfernt liegt die Gäste- und Astrofarm Tivoli. Die Farm gehört Kirsten und Reinhold Schreiber, die hier ganzjährig mit ihren beiden Söhnen Dennis und Damian leben. Verständigungsprobleme
Abb. 1: Die Gebäude der Farm Tivoli vom Ultraleichtflieger aus gesehen. (Aufn. Michael Hoppe)
VdS-Journal Nr. 19
116 B e o b a c h t e r f o r um
gibt es mit der Familie Schreiber nicht, man spricht Deutsch. Immer wieder faszinierend ist die Weite dieses Landes. Für eine sinnvolle Bewirtschaftung ist in Namibia aufgrund der kargen Böden eine große Fläche erforderlich. Daher ist auch die Farm Tivoli mit 7.600 Hektar für deutsche Verhältnisse sehr groß, für namibische Verhältnisse jedoch nichts Besonderes. Von der Hauptstraße führt eine Sandpiste zur eigentlichen Farm. Inmitten eines gepflegten Hofes mit Kakteen und anderen Pflanzen befindet sich das Hauptgebäude. Auf der Rückseite des Gebäudes lädt eine Terrasse mit Tischtennisplatte und Rasenfläche zu sportlicher Betätigung ein. Hier befindet sich auch der überdachte Grillplatz. Im Haupthaus öffnet sich das Esszimmer zu einem großzügigen und gepflegten Wohnzimmer. Am großen Esstisch findet das gemeinsame Frühstück und ggf. Abendessen statt. Liebevoll sind hier die Details gestaltet, so zieren z. B. afrikanische Motive die Servietten. Es herrscht eine offene und herzliche (familiäre) Atmosphäre. Sehr interessant ist es auch, den Familienalltag in diesem fernen Land zu erleben.
Abb. 2: Das Gebäude mit den Gäste-Appartments auf Tivoli. (Aufn. Rolf Scheffer)
Die Unterbringung erfolgt entweder im achteckigen Gästehaus ,,Copernicus", in den geräumigen Doppelzimmern ,,Kepler" oder in Einzelzimmern ,,Messier". Im Gästehaus ,,Copernicus" befinden sich zwei Einzelzimmer mit Dusche, WC, eine Küche mit Kühlschrank, Gasherd und
Minibar sowie ein Aufenthaltsraum und eine gemütliche Terrasse. Die großzügigen Doppelzimmer ,,Kepler" verfügen jeweils über eigene Duschen und WC sowie eine große (Astro-) Küche mit viel Platz für das
Equipment. Die Doppelzimmer öffnen sich mit einer Glasschiebetür zu einer überdachten und gemütlichen Terrasse. Auch der ,,Messier"-Bereich mit Einzelzimmern hat viel zu bieten. Neben Dusche, WC und Aufenthaltsraum gibt es noch zwei weitere Zimmer, u. a. einen Seminarraum. Von dem großzügigen Aufenthaltsraum fällt der Blick auf eine Rasenfläche und Palmen. Ein schöner und angenehm kühler Platz. Ferner liegen alle Zimmer in unmittelbarer Nähe zu den Sternwarten (Rolldachhütten) und den Teleskopsäulen, kurze Wege sind garantiert! Bei allen Appartements wurde auch an Details gedacht: Steckdosenadapter und Rotlicht-Taschenlampen sind in ausreichender Menge vorhanden, und selbst Wäscheklammern für die kleine Wäsche zwischendurch liegen bereit.
Mit den Augen einer Frau... Seit 1997 sind wir schon vier Mal in Namibia gewesen. Am Anfang hatte ich
VdS-Journal Nr. 19
B e o b a c h t e r f o r um 117
so meine Bedenken. Weniger davor, dass mich Raubtiere anfallen, sondern mich störten eher die kleinen Viecher wie Schlangen oder Skorpione. In den Reiseführern las man ja davon, wie gefährlich diese seien. Nach vier Aufenthalten kann ich sagen: Die Gefahr ist sehr gering. Gesehen habe ich eine Hornviper und einen Skorpion, wenn man von dem prächtigen Sternbild einmal absieht. Die hatten aber vor mir genauso viel Angst wie ich vor ihnen. Und dann die Sorge: Wie halte ich es aus, wenn mein Mann die ganze Nacht beobachtet und bei einer Schönwetterkatastrophe zwei Wochen nicht von seinem Teleskop wegkommt? Kein Problem - man hat endlich mal Zeit für all die Dinge, zu denen man daheim nicht kommt. Wer gerne liest, findet auf Tivoli Gelegenheit dazu, auf Wunsch auch umrahmt von ein paar streichelbedürftigen Katzen. Falls einem der Lesestoff ausgehen sollte: Die Farmbibliothek beherbergt haufenweise deutsche Bücher; vom Krimi bis zum Arztroman. Für mich gibt es nichts Schöneres, als auf der Terrasse zu sitzen, ab und zu vom Buch aufzusehen und mich an den Farben zu erfreuen, die die Farm bietet. Der rote Sand, das strohgelbe Gras, die grünen Bäume, bunte, umher fliegende Vögel. Es reizt mich dann auch sehr, aufzustehen und durch die Steppe zu wandern. Irgendwelche Tiere entdeckt man, wenn man darauf achtet, immer. Interessant ist auch das Wildtierareal. Dort klettert man auf den sonnen- und windgeschützten Hochsitz an der Salzlecke und wartet auf das, was vorbeikommt. ,,Großwild" gibt es dort jede Menge: Vom Warzenschwein bis zum Oryx! Auf der Nachbarfarm ,,Kiripotib" gibt es ein Projekt, bei dem afrikanische Frauen Arbeit finden. Dort werden bestickte Artikel aller Art (,,Anin") hergestellt und es ist möglich, den Frauen bei der Arbeit zusehen. Natürlich gibt es auch einen
Shop, in dem man die Artikel kaufen kann. Auch auf der Farm Tivoli begegnet man den Stickereien und Nähereien in Form von Bettwäsche, Tischdecken und Servietten. Wer gerne isst, kommt auf der Farm nicht zu kurz. Es wird hervorragend und mehr als ausreichend gekocht. Reinhold Schreiber ist ein sehr guter Koch und zaubert immer wieder erlesene Speisen der namibischen, deutschen und italienischen Küche auf den Tisch. Seit letztem Jahr gibt es einen überdachten Braai-Platz mit einem riesigen Grill, der auch ausgiebig genutzt wird. Gute Küche auf einer Farm ist sehr wichtig, denn es gibt ja keine Ausweichmöglichkeiten. Zu den Zimmern gehört auch eine eigene Küche, in der man sich u. a. tagsüber Kaffee oder Tee kochen kann. Butter, Brot und Käse findet man dort auch. So kann man sich z. B. bei Wanderungen eindecken oder den kleinen Hunger zwischendurch stillen. Und nach dem Abendessen lohnt sich ein Blick zum Himmel - nicht nur dem Mann zuliebe. Man wird förmlich erschlagen vom Anblick einer Milchstraße, die sich von Horizont zu Horizont spannt. In unserer lichtverseuchten Heimat ist so etwas schon lange nicht mehr zu sehen. Dieser atemberaubend schöne Eindruck ist unvergesslich! Sportliche oder naturverbundene Typen werden sich in Namibia wohl fühlen, weniger solche, die Erholung nur in ausgiebigen Shopping-Orgien oder Sonnenbädern am Strand finden. Das Wasser am einige Stunden entfernten Strand ist zu kalt und die nächste Shopping-Straße ist in Windhoek. Allerdings ist Namibias Hauptstadt mit dem Auto in akzeptablen zwei Stunden zu erreichen, nicht zu viel für eine Tagestour. Für ängstlichen Frauen: Unsicher habe ich mich nie gefühlt. In Namibia ist es nicht gefährlicher als bei uns, man muss nur
die gleichen Sicherheitsregeln wie bei uns beachten. Der Autoverkehr ist wesentlich stressfreier als in Deutschland, nur muss man das Linksfahren ein wenig üben. Mir hat es viel Spaß gemacht. Es lohnt sich das Abenteuer Namibia zu wagen. Die klare, gute Luft und die (wirklich hörbare) Stille auf der Farm geben einem eine Ruhe, die man bei uns nicht mehr findet. Und für das Auge ist der Rand der Kalahari, wo Tivoli liegt, ebenfalls eine Entlastung, klare Farben, keine Reizüberflutung. Einfach Erholung pur, mittlerweile ein großer Luxus.
Fliegen auf Tivoli Für die Flugbegeisterten gibt es auf der Farm Tivoli noch einen besonderen Leckerbissen: Herr Schreiber bietet auf Wunsch Rundflüge mit seinem Ultraleichtflugzeug an. Die Fliegerei mit dem Ultraleichtflugzeug ist ein ganz besonderes Erlebnis, da die Maschine keine geschlossene Kabine besitzt. Es besteht aber die Möglichkeit des jederzeitigen Abbruchs des Fluges, denn die Maschine kann auch auf einer Sandpiste problemlos landen. Schon wenige Meter über dem Boden ist der Blick kilometerweit, so sind z. B. sind die sanften, roten Dünen gerade bei Abendlicht ein atemberaubendes Erlebnis! Auch immer wieder interessant ist die Vielzahl an Tieren auf dem Farmgelände, die leicht vom Flugzeug aus beobachtet werden kann. Auf der farmeigenen Start- und Landepiste ist auch die Landung von zweimotorigen Flugzeugen möglich. Auf der Nachbarfarm bietet der flugbegeisterte Eigentümer
Abb. 3: Die Dämmerung auf Tivoli birgt mit die schönsten Momente... (Aufn. Michael Hoppe)
VdS-Journal Nr. 19
118 B e o b a c h t e r f o r um
Abb. 4: Eine der Rolldach-Beobachtungshütten auf Tivoli unter dem Himmelssüdpol. (Aufn. Michael Hoppe)
Abb. 5: Das Band der Sommer-Milchstraße, 10 Minuten belichtet mit einem 8-mm-Fisheye-Objektiv bei Blende 4 an einer Canon 10 D DSLR Kamera. (Aufn. Michael Hoppe)
VdS-Journal Nr. 19
B E O B A C H T E R F O R U M 119
Rundflüge an. Ein solcher Rundflug führte uns z. B. zu den höchsten Dünen der Welt, zum bekannten Sossousvlei - ein unvergleichliches Erlebnis.
Astronomie auf Tivoli Die Farm Tivoli besitzt die perfekte Infrastruktur für die Amateurastronomie: Von der Sternkarte bis zur Teleskopsäule für mitgebrachte Instrumente ist alles vorhanden. Wem die Mitnahme von eigenem Equipment zu mühsam ist, dem bieten sich auf Tivoli auch viele Möglichkeiten.
Derzeit werden folgende, voll einsatzfähige Sternwarten (Rolldachhütten) zur Benutzung angeboten:
a) Celestron 11 (280 mm / 2.800 mm Schmidt-Cassegrain) auf einer Vixen Atlux Montierung
b) Astrophysics Starfire Apochromat 127 mm / 1.040 mm auf einer AP 1200 Montierung mit diversem Equipment (u. a. 67 Mittelformatkamera)
c) 16 Zoll f/8 Hypergraph auf einer K100 Montierung
Ferner besteht die Möglichkeit folgende Montierungen zu mieten: a) Losmandy G 11 Montierung mit
Gemini GoTo b) Vixen Super Polaris DX mit Sinus
Steuerung und Leitrohr c) HEQ-5 Montierung d) NexStar GT-Plattform e) Stativ mit Baader BP 60 Montierung
Vor Ort können auch folgende Instrumente gemietet werden: a) 10-Zoll-Dobson (Mindestmietdauer 3
Tage) b) 20-Zoll-Dobson, Vermietung über die
Fa. Philipp Keller, Astrooptik c) Celestron 8, 200 mm / 2.000 mm d) Vixen Newton, 200 mm / 800 mm e) FH-Refraktor, 150 mm / 750 mm
Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, Säulen mit Vixen GP/SP/-DX-Anschluss für die Aufenthaltsdauer zu benutzen. Zumindest das Stativ kann daher ,,eingespart" werden. Aufgrund der kurzen Wege ist eine optimale Nutzung der Nachtstunden möglich.
Spätestens bei Dämmerungsbeginn wird eingepackt und nur ein paar Meter trennen den Beobachter/Astrofotografen von seinem Schlafplatz. Zwischendurch kann der persönliche Akku jederzeit aufgeladen werden. Für einen Mitternachtssnack oder einen Kaffee bzw. eine Cola stehen die Küchen immer zur Verfügung. Gerne bilden sich dabei auch immer mal wieder ,,Plauschrunden", wenn auch die Pausen immer sehr kurz gehalten werden, der Himmel ist einfach zu perfekt!
Wir freuen uns daher schon sehr auf den nächsten Aufenthalt auf der Farm Tivoli, nicht nur der Astronomie wegen! Impressionen von der Farm Tivoli, Nambia und natürlich Astroaufnahmen sind auf unserer Website www.astrohoppe.de zu finden.
Abb. 6: Namibische Dünen. (Aufn. Rolf Scheffer)
VdS-Journal Nr. 19
120 B E O B A C H T E R F O R U M Polarlichter im Sonnenfleckenminimum von Ralf Ulrichs
Abb. 1: Polarlicht über den Dünen von Norderney am 31. August 2005 um 23:16 Uhr.
Abb. 2: Ein letztes ,,Aufflammen" des Polarlicht, danach war alles vorbei.
Es ist der 31. August 2005. Nach einem recht bescheidenen Sommer ist es endlich wieder klar und die Sonne scheint am Morgenhimmel. Es ist 7:00 Uhr, der Herbst liegt in der Luft und die Schatten der Dünen und Sträucher rund um die Sternwarte werden in der frischen, morgendlichen Kühle länger. Nun gibt es endlich einmal wieder Gelegenheit mit dem PST-Teleskop die Sonne im Wasserstofflicht zu betrachten. Wie nicht anders zu erwarten ist, sind nur zwei winzige Flecken zu sehen. Auf der Sonne selbst gibt es nur wenige Strukturen, darunter zwei aktive Gebiete ohne Fleckenbildung. Am Abend haben sich Sternfreunde aus München angekündigt und somit trafen wir uns um 22:00 Uhr im Vortragsraum der Sternwarte. Nach 30 Minuten Vortrag stellen wir uns auf unseren Beobachtungsplatz vor der Sternwarte und ich erkläre die Sternbilder mit Milchstraße etc. Es ist ein leicht dunstiger Abend. Ich sehe in Richtung Norden und entdecke einige dunstige Streifen am Himmel. Seltsam, es wird zwar auf der Strandpromenade hinter einer großen Dünenkette gebaut, doch sind um 23:00 Uhr doch keine Scheinwerfer mehr an, oder doch? Polarlichter können das nicht sein, haben wir doch erst am Morgen die Sonne beobachtet und nichts Außergewöhnliches entdeckt... Meinen Besuchern teile ich meine Gedanken mit. Da man im Dunkeln nicht mit der zentralen Netzhautgrube sieht, wo sich die Zapfen = Farbsehen befinden, sondern mit den Stäbchen = Schwarz/Weiß, ist alles nur grau in grau. Sollten wir ein Polarlicht sehen, so reicht die Helligkeit
VdS-Journal Nr. 19
nicht aus, um die Zapfen zu aktivieren und somit einen farbigen Eindruck zu bekommen. Schnell rannte ich in den Technikraum der Sternwarte und holte die Canon EOS D 300, welche noch - zum Glück - vom Vorabend aufgebaut dort stand. Auch ein Fisheye-Objektiv war angebaut, alles passte. Nach 20 Sekunden Belichtung bei ISO 1.600 hatte ich Gewissheit, auf dem kleinen Farbdisplay dieser hervorragenden ,,Astrokamera" tummelten sich viele rote Streifen eines unangekündigten Polarlichtes. Jetzt verschwanden die
Streifen am Himmel, um an anderer Stelle wieder zu erscheinen. Das Ganze dauerte ca. 5 Minuten und danach war das Phänomen verschwunden. Ich machte noch einige Kontrollaufnahmen, da die Kamera im Dunkeln viel mehr Farbe sieht als das Auge, doch nichts tat sich mehr. Meine Gäste waren begeistert, hatte ich Ihnen doch im vorangegangenen Vortrag verkündet, daß sie auf Polarlichter in unseren Breiten noch einige Jahre warten müssten. So ist die Himmelsbeobachtung immer wieder aufs Neue ein kleines Abenteuer, mit freudigen Überraschungen.
Zum Beitrag von A. Dufter:
,,Beeinflussen Mondphasen die Erdbebenhäufigkeit?"
von Wilhelm Dammermann
Zu dem Artikel von Herrn Dufter im VdS Journal für Astronomie Nr. 18, S. 129 seien ein paar Anmerkungen erlaubt. Er schreibt richtig, dass der Mond der Hauptverursacher der irdischen Gezeiten ist. Dementsprechend hätte man eigentlich erwartet, dass die ,,Mond-Tageszeit", also die Mondposition für den Beobachtungsort als unabhängige Veränderliche gewählt worden wäre, allerdings würde der Effekt ggfs. auch mit der Mondphase korreliert sein. Herr Dufter schreibt auch richtig, dass zu Neumond mit verstärkten Gezeitenkräften zu rechnen ist, da Sonne, Mond und Erde - letztere nicht zu vergessen
- dann etwa auf einer geraden stehen. Das Gleiche gilt dann aber auch für die Vollmondposition! Springtiden sind bei Neu- und bei Vollmond zu erwarten, da es auf die Abstandsunterschiede ankommt. Ob ein Ozean dem Mond näher ist als der Mittelpunkt der Erde oder umgekehrt, ist unwesentlich. Ebbe und Flut gibt es beide zweimal innerhalb von etwa 25 Stunden. Von daher entspricht die dargestellte Verteilung nicht den angesprochenen Erwartungen. Im Diagramm ist übrigens nicht nachvollziehbar, weshalb für +180 Grad und den eigentlich identischen Winkel -180 Grad unterschiedliche Anzahlen eingetragen sind.
B E O B A C H T E R F O R U M 121
Sonnenprotuberanzen vom 14.7.2005
von Karl-Hermann Klein
Hiermit erlaube ich mir Ihnen mal wieder Fotos von der Sonne ... zuzusenden, von denen ich hoffe, dass sie Ihnen gefallen werden. Die Sonnenbilder sind alle im Licht der H-alpha-Linie aufgenommen, wobei vor allem die ... aufsteigende schlangenkopfartige Protuberanz sehr markant in Erscheinung tritt. Diese Aufnahmen wurden alle am 14.7.2005 ab 19:45 Uhr im
Minutenabstand mit der folgenden technischen Ausrüstung bewerkstelligt: · 90-mm- Coronado-Sonnenfilter · TMB-Refraktor, 7 Zoll Öffnung,
Brennweite 1.400 mm · Coronado BF-30 · 2-Zoll-Plössl-Okular, Brennweite
50 mm · Olympus Digital-Kamera C5050Z,
Vollmond und Erdbeben
von Hans-Ulrich Keller
Die differenzielle Gravitationswirkung des Mondes auf die einzelnen Punkte der Erde bewirkt die Erscheinung der Gezeiten. Dabei entstehen nicht nur die bekannten Phänomene wie Ebbe und Flut der
Weltmeere. Die Gezeiten heben und senken auch die feste Erdkruste zweimal pro zirkadianem Mondrhythmus von im Mittel 24h 50m. Der Tidenhub beträgt dabei zwischen etwa 30 cm und 50 cm je nach
5 Megapixel · drahtloser Fernauslöser Alle Aufnahmen wurden geringfügig mit dem Computer bearbeitet, und zwar mit dem Canon-Zoom-Browser EX. ...
(Red.: Die für das Thema nicht relevanten Teile des Briefes wurden von der Redaktion gekürzt)
Stärke der Gravitationsbeschleunigung. Verantwortlich für dieses Durchwalken und -kneten der Erdoberfläche sind zwei Himmelskörper: Mond und Sonne. Dabei überwiegt der Einfluss des Mondes, denn
VdS-Journal Nr. 19
122 B E O B A C H T E R F O R U M + V d S N A C H R I C H T E N
die Gezeitenbeschleunigung ist umgekehrt proportional der dritten Potenz der Entfernung. Käme somit der Mond auf die halbe Distanz an die Erde heran, so wäre seine Gezeitenwirkung achtmal größer als heute. Die Sonne hat zwar die 333.000fache Erdmasse, ist aber rund vierhundert Mal weiter entfernt als der Mond. Deshalb ist der Gezeiteneinfluss des Mondes größer trotz seiner vergleichsweise geringen Masse von nur 1/81 der Erdmasse. Die Gezeitenbeschleunigung b errechnet sich zu: b = 2 G R m / r3 G - Newtonsche Gravitationskonstante R - Erdradius, m - Mond- bzw. Sonnenmasse, r - Mond- bzw. Sonnenentfernung
Daraus folgt, dass die Gezeitenwirkung der Sonne nur etwa 42 % der des Mondes entspricht. In den Syzygien (Neu- und Vollmondphasen) addieren sich die Gezeitenwirkungen von Mond und Sonne, was zu Springfluten führt. Ist der Mond in Quadratur zur Sonne (Halbmondphasen), so heben sich die Gezeitenwirkungen von Mond und Sonne teilweise auf, es kommt zu Nippfluten. Wie angedeutet, werden die Kontinentalplatten, die auf dem Magma des plastisch verformbaren Erdmantels schwimmen, durch die Gezeiten rhythmisch angehoben und abgesenkt. Dabei liegt die Vermutung nahe, dass die Gezeiten geodynamische Prozesse wie tektonische Beben oder Vulkaneruptionen auslösen können. Da in den Syzygien die Gezeitenbeschleunigungen von Mond und Sonne einander verstärken, so schließen einige, dass dann die Erdbebenhäufigkeit ein Maximum erreichen müsse und bemü-
hen die Statistik (s. Bericht von Alfred Dufter: ,,Beeinflussen die Mondphasen die Erdbeben-Häufigkeit?" im VdS Journal für Astronomie Nr. 18, Seite 129). Dies kann allerdings nicht zu einem vernünftigen Ergebnis führen. Abgesehen davon, dass statistische Korrelationen nicht unbedingt auf signifikanten Kausalbeziehungen basieren (die Zahl der Störche in Rostock war eine Zeit lang mit der dortigen Geburtenzahl positiv korreliert, ebenso die Heiratshäufigkeit in Österreich mit der Zahl der Sonnenflecken), so muss bei derartigen Untersuchungen die jeweils tatsächliche Gezeitenbeschleunigung kalkuliert werden. Und die ist nicht nur von der relativen Stellung von Sonne und Mond abhängig, sondern - und nach dem oben gesagten in viel stärkerem Maße - auch von der jeweiligen Mondentfernung. Denn der Mond umkreist das Baryzentrum in einer Kepler-Ellipse. Er kann sich der Erde bis auf 356.000 Kilometer nähern (extremes Perigäum). Im Apogäum entfernt er sich bis auf 407.000 Kilometer von uns, woraus folgt, dass die Gezeitenbeschleunigung um die Halbmondphasen sogar etwas größer ist als zu den Syzygien, wenn der Mond gerade im Apogäum ist. Die maximale Gezeitenbeschleunigung wird erreicht, wenn Perigäum und Syzygien zusammenfallen. Will man nun die Gezeitenwirkung auf geodynamische Prozesse untersuchen, so ist für die lokalen Gegebenheiten auch die Monddeklination zu berücksichtigen, denn sie bestimmt den Pfad des sublunaren Punktes über die Erdoberfläche, auf dem die maximale Gezeitenbeschleunigung auftritt. Der Einfluss der Gezeiten auf Seismik und Tektonik ist ausführlich untersucht worden. Beispielsweise hat Ross S.
Stein [1] den Gezeitendruck für mehr als 90.000 Erdbeben in Japan kalkuliert und mit Arbeiten von S. Tanaka [2] verglichen, der herausgefunden hat, dass Gezeiten die Entstehung von Erdbeben auslösen können. Zu beachten ist dabei außerdem die Refraktärphase: Nicht am Tag der maximalen Gezeitenbeschleunigung bebt die Erde, sondern mit einer Verzögerung von bis zu einer Woche. Dies ist auch nachvollziehbar: Nicht beim ersten Stress gehts los, sondern nach mehreren extremen Tiden, getreu dem Motto: Steter Tropfen höhlt den Stein. Erdbebenhäufigkeit und Vollmondtermine in Beziehung zu setzen ohne Berücksichtigung weiterer Faktoren wie Mondentfernung, Monddeklination und Refraktärphase, kann kein sinnvolles Ergebnis liefern.
Literaturhinweise [1] R. S. STEIN, 2004: "Tidal Triggering
Caught in the Act", Science Vol. 305, 1248 [2] S. TANAKA et al., 2004: Earth Planets Space 56, 511 [3] R. A. KERR, 2005: "Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet", Science 309, 1313 [4] J. ZHANG et al., 2005: "Inner Core Differential Motion Confirmed by Earthquake Wave form Doublets", Science 309, 1357 [5] H.-U. KELLER, 2003: ,,Astrowissen, - Zahlen, Daten & Fakten", 3. Aufl., Franckh-Kosmos, S. 95 [6] H.-U. KELLER, 2001: ,,Die Entstehung der Gezeiten", Kosmos Himmelsjahr 2002, S. 157
Leserbriefe
Leider können wir Leserbriefe aus Platzgründen nur auszugsweise wiedergeben.
... Auch wenn die VdS mir selbst nicht viel gebracht hat, außer auf dem laufenden zu sein, so halte ich die Vereinigung doch für eine gute Sache. Vor allem für jene, die sich intensiv mit Astronomie und den verschiedenen Fachbereichen befassen wollen. Aber auch, oder vor allem, um das noch nicht sehr verbreitete Hobby mehr ins öffentliche Bewusstsein zu rücken. Ebenso das Journal. Seien es Artikel von Profis für Profis, welche meiner Ansicht nach meist überwiegen, oder seien es Artikel von Amateuren für Amateure und jene, die es bleiben wollen. Zu welch letzteren ich mich selbst zähle. Es ist für fast Jeden
etwas dabei. Das ist gut. Macht weiter so. Volker Naundorf (8281)
... Es freut mich sehr, dass ich als Neumitglied von Ihnen so reich beschenkt wurde und die letzten VdS-Journale bekam. Und dazu noch ein praktisches Buch. Herzlichen Dank dafür! So eine nette Geste kommt gut an ... Armin Götte (8918)
... beim Durchblättern der Rubrik ,,Neue Mitglieder" ist mir aufgefallen, dass einige Mitglieder in meiner Umgebung wohnen. Wie kann ich die konkrete Adresse (Straße
VdS-Journal Nr. 19
und Tel.-Nr.) erfahren, damit ich mit diesen Mitgliedern Kontakt aufnehmen kann? Da Astronomie-Begeisterte nicht so dicht angesiedelt sind, ist mir ein persönlicher Kontakt zum Erfahrungsaustausch angenehmer, als immer auf das ,,Journal" zu warten, das ich Klasse finde. Georgi Sporny (8415)
Red.: Liebe Mitglieder, bei einem solchen Anliegen hilft die VdS gerne! Bitte wenden Sie sich an die Geschäftsstelle (wie Herr Sporny es getan hat), Sie erhalten dann eine ausgedruckte Liste der VdSMitglieder in Ihrem lokalen PLZ-Bereich.
V d S N A C H R I C H T E N 123
Wir begrüßen neue Mitglieder
(8921) MarkusVolggerA-6460 Imst, (8942) Torsten Maywald CH-8003 Zürich, (8945) Dr. Wolfgang Schmidt 15738 Zeuthen, (8953) Dr. Prof. Andreas Englhardt 26122 Oldenburg, (8949) Andreas Tegtmeier 30459 Hannover, (8952) Gertraud Eifert 36369 Lautertal-Dirlammen, (8930) Sigrid Runte 38302 Wolfenbüttel, (8948) Jürgen Spicher 38518 Gifhorn, (8954) Dipl. Ing. Helmut Büch 38518 Gifhorn,
(8935) Prof. Dr. Ronald Frahm 40227 Düsseldorf, (8927) Michael Schmitz 42899 Remscheid, (8933) Holger Wassyl 45355 Essen, (8925) Sebastian Sinnecker 45468 Mühlheim, (8938) Norbert Thönsen 45891 Gelsenkirchen, (8931) Dr. Ute Katscher 52176 Aachen, (8941) Michael Heuer 53498 Bad Breisig, (8951) Dirk Buchwald 58454 Witten, (8878) Marc-Andre Besel 64579 Gernsheim, (8841) Dr. Kurt
Voelcker 64646 Heppenheim, (8922) Walid Khalid Hasan 67059 Ludwigshafen, (8934) Oswald Dörsam 68753 Waghäusel, (8944) Berthold Geck 75378 Bad Liebenzell, (8936) Eric Steigenberger 86356 Neusäß, (8946) Günter Supplie 86850 Fischach, (8955) Ernst Wörner 97422 Schweinfurt, (8950) Peter Kocher CH-1734 Tentlingen
27. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Recklinghausen
von Wolfgang Steinicke
Recklinghausen war nach 30 Jahren wie- Thomas Eversberg
der Austragungsort der VdS-Tagung. Sie über ,,Die Farben
fand in der Sternwarte und dem benachbar- des Universums
ten Festspielhaus statt. Mit insgesamt etwa - Spektroskopie
130 Besuchern können wir - in Zeiten als Schlüssel zum
knappen Geldes und des Internet - durch- Weltall", Werner
aus zufrieden sein. Der Volkssternwarte E. Celnik referierte
Recklinghausen, und vor allem deren in ,,Die Jagd nach
Leiter, Dr. Burkhard Steinrücken, ist für der Lücke - oder:
die reibungslose lokale Organisation herz- einige Tage auf der
lich zu danken. Alle Teilnehmer waren ,VdS-Sternwarte'
sichtlich zufrieden mit dem Verlauf der in Kirchheim"
Tagung. Als Tagungsort für 2007 wurde über die dortigen
das Planetarium Stuttgart vorgeschlagen.
Möglichkeiten für
Amateurastrono-
Vortragsprogramm
men.
Das inoffizielle Programm begann Anschließend gab Abb. 1:
bereits Freitag Abend im gemütlichen Andreas Hänel in Der VdS-Stand im Eingangsbereich wurde u. a. betreut von
,,Brauhaus Boente". Samstag um 9:30 Uhr ,,Lichtverschmutz- Ruth Lulay, Gisela Steinicke und Susanne Hoffmann (v.l.n.r.).
wurde die Tagung von Otto Guthier im ung - was kann (Aufn. D. Friedrich)
Festspielhaus eröffnet. Kurz darauf startete ein Amateur dage-
das von Wolfgang Steinicke organisier- gen tun?" einen Überblick über dieses die SPD mitten im Park zu einer großen
te Vortragsprogramm mit zwei paralle- heikle Thema. Dominik Hezel führte uns Wahlkampfveranstaltung, mit Schröder
len Sitzungen. Im Festspielhaus sprach mit ,,Der Astronom Alfred Wegener" eine und Müntefering, eingeladen hatte. Dies
unbekannte Seite war bei der Tagungsplanung noch nicht
des Polarforschers bekannt. Die Bundestagswahl verhinderte
vor und Frank überdies eine Ausdehnung auf den Sonntag.
Slotosch zeigte in Das Programm in der Sternwarte (mode-
,,Die Tiefen des riert von Jens Bohle) eröffnete Eberhard
Universums" ein- Bredner mit ,,Nur Mut - Beobachtungen
drucksvolle Astro- unter erschwerten Bedingungen"; Hans-
aufnahmen. Durch Günter Diederich zeigte ,,Doppelquasare
denRecklinghauser und Gravitationslinsen in Beobachtung
Stadtpark ge- und Experiment", gefolgt von Hans
trennt, liegt die Zimmermann mit ,,Ein Verein baut sich
Sternwarte, wo eine Sternwarte". Abschließend berichtete
die Parallelsitzung Jens Bohle in ,,Die kleine Wolke" über
Abb. 2:
stattfand. Leider Detailbeobachtungen von M 31.
Über die neuen Fachgruppen-Poster freuen sich Wolfgang
war es Zuhörern In der Mittagspause wurden die Tagungs-
Steinicke, Dieter Friedrich, Otto Guthier und Peter Riepe
nicht möglich teilnehmer im Bistro des Festspielhauses
(v.l.n.r.). (Aufn. zur Verfügung gestellt von D. Friedrich)
zu wechseln, da bewirtet. Hier ergab sich reichlich
VdS-Journal Nr. 19
124 V d S N A C H R I C H T E N
Abb. 3: Die HauptOrganisatoren der VdS-Tagung bei der Begrüßung der Tagungsteilnehmer: Dr. Burkhard Steinrücken, Otto Guthier, Wolfgang Steinicke (v.l.n.r.). (Aufn. D. Friedrich)
Hiddenhausen, zur Kandidatur bereit. Én Block wurden schließlich Jost Jahn, Susanne Hoffmann, Dieter Friedrich und Jens Bohle zu Beisitzern/innen gewählt. Die neuen Kassenprüfer sind Kurt Huebner und Georg Dittie. Insgesamt gab es bei der Wahl keine Gegenstimmen und nur wenige Enthaltungen. Weiterer Punkt der Tagesordung war die Abstimmung über die Beitragssatzung. Hier wurden insbesondere die ausländischen Beiträge neu festgelegt. Bereits
Gelegenheit für Gespräche. Um 14:00 Tätigkeitsbericht des Vorstands für 2003
begann der Festvortrag von Prof. Hanns bis 2004, vorgetragen vom Vorsitzenden
Ruder, Universität Tübungen, über ,,Was Otto Guthier. Hier wurden die Aktivitäten
auch Einstein sicher gerne gesehen hätte vorgestellt: VdS-Journal, Astronomietag,
- Visualisierung relativistischer Effekte". Neustrukturierung der Geschäftsstelle,
Mit umfangreicher Technik und auf Arbeit der Fachgruppen und vieles mehr.
unnachahmlich lockere, verständliche Art Die Mitgliederzahlen sind momentan
zeigte Prof. Ruder wie man die Effekte nahezu konstant, der Boom der vergan-
der Relativitätstheorie als Beobachter genen Jahre ist wohl vorbei, sicher auch
wirklich erleben könnte. Die klassischen eine Folge der schlechten Konjunktur.
Darstellungen von Zeitdilatation und Anschließend erläuterte Schatzmeister
Längenkontraktion wurden durch realisti- Thomas Kessler die finanzielle Situation
sche Computersimulationen eindrucksvoll sowie den Haushaltspan 2006. Die
korrigiert. Auch Schwarze Löcher fehl- Finanzen sind in Ordnung, es wurde aller-
ten nicht im Repertoire. Die Präsentation dings die 2003 beschlossene Option für
wurde mit tosendem Applaus quittiert.
eine Beitragserhöhung für das Jahr 2005
realisiert. Der Bericht der Kassenprüfer
Mitgliederversammlung
(Dr. Eberhard Bredner, Kurt Huebner)
Nach kurzer Pause begann die 27. bestätigte die einwandfreie Führung der
Mitgliederversammlung der VdS, die VdS-Finanzen; großes Lob für die Arbeit
in harmonischer Atmosphäre verlief. von Thomas Kessler.
Anwesend waren 60 Mitglieder, das Der Vorstand wurde einstimmig entlastet,
Protokoll übernahm Dr. Werner E. Celnik. gefolgt von der Neuwahl (moderiert durch
Erster Tagesordnungspunkt war der Dr. Eberhard Bredner). Wiedergewählt wur-
den: Otto Guthier
(Vorsitzender), der
erklärte, dass dies
seine endgültig
letzte Amtsperiode
sei, Thomas Kessler
(Schatzmeister)
und Wolfgang
Steinicke (Schrift-
führer).
Als
Beisitzerin kandi-
dierte Siliva Otto
nicht mehr - an die-
ser Stelle ein Dank
Abb. 5:
für ihre langjäh-
Der VdS-Vorsitzende Otto Guthier eröffnet die
rige, erfolgreiche
Mitgliederversammlung, mit am Tisch sitzen der
Vo r s t a n d s a r b e i t !
Schriftführer Wolfgang Steinicke, der Schatzmeister Thomas Für sie erklärte
Keßler und Jost Jahn (v.l.n.r.). (Aufn. D. Friedrich)
sich Jens Bohle,
VdS-Journal Nr. 19
Abb. 4: Der Fachvortrag von Prof. Dr. Hanns Ruder (hier mit VdS-Mütze) war der ,,Knüller" der Tagung. (Aufn. D. Friedrich)
Abb.: 6 Während der Vorstandswahlen übernimmt Dr. Eberhard H. R. Bredner (im Hintergrund) die Versammlungsleitung. (Aufn. D. Friedrich)
V d S N A C H R I C H T E N 125
im Tätigkeitsbericht war das Thema Mahnungen angesprochen worden. Die Zahlungsmoral sinkt und es ist sehr aufwändig, den säumigen Zahlern hinterherzulaufen. Zwar wurde das Mahnverfahren verschärft, Verluste sind aber an der Tagesordnung. Ein Höhepunkt der Veranstaltung war die Verleihung der VdS-Medaile 2005 an Joachim Herrmann. Lesen Sie dazu den nachfolgenden gesonderten Bericht. Abschließend wurde unter ,,Verschiedenes" noch über den Astronomietag diskutiert. Leider war er in diesem Jahr verregnet, was die relativ geringen Besucherzahlen erklärt. Momentan laufen die Planungen für 2006. Die VdS sucht aktiv die Beteiligung wichtiger astronomischer Institutionen. Ein anderes Thema war die VdS-Sternwarte Kirchheim. Hier besteht von Seiten des dortigen Vereins der Wunsch nach einem größeren Teleskop, das die VdS finanzieren soll. Nutzen und Kosten wurden diskutiert. Hierzu wird es eine Fragebogenaktion des Vorstands geben, um den Bedarf zu klären. Die Mitgliederversammlung endete gegen 19:00 Uhr.
Ausklang Für den Abend hatte die Sternwarte Recklinghausen zu einem gemütlichen Treffen geladen. In den dortigen Räumen
Abb. 7: Der neu gewählte Vorstand, v.l.n.r.: Otto Guthier (Vorsitzender), Thomas Keßler (Schatzmeister), Susanne Hoffmann, Wolfgang Steinicke (Schriftführer), Dieter Friedrich, Jost Jahn, Jens Bohle. (Aufn. zur Verfügung gestellt von D. Friedrich)
gab es bei Bier und Würstchen viel Zeit zu Gesprächen. Den Besuchern wurden Planetarium und Teleskope gezeigt. Nach einem sonnigen Tag zeigte sich der Nachthimmel - trotz Vollmond - von seiner besten Seite. Einige fanden auch den Weg zur verdienten Nachsitzung im ,,Boente".
Am Sonntag Morgen fand noch eine Exkursion zur nahe gelegen Halde Hoheward statt. Dort wurde die im Bau befindliche Sonnenuhr besichtigt. Weithin sichtbares Zeichen ist ein riesiger Obelisk. So ging eine erfolgreiche VdS-Tagung zu Ende, die einiges zu bieten hatte und bereits Vorfreude auf 2007 in Stuttgart (?) weckt.
VdS-Medaille 2005 an Joachim Herrmann
von Wolfgang Steinicke
Träger der diesjährigen VdS-Medaille ist Joachim Herrmann, langjähriger Leiter der Westfälischen Volkssternwarte in Recklinghausen. Überreicht wurde der Preis im Rahmen der 27. VdS-Tagung am 18. September 2005 in Recklinghausen (Abb. 1). Er besteht aus Medaille, Urkunde und einem Scheck über 500 . Der Betrag wurde vom Preisträger umgehend der VdS für die Förderung der Amateurastronomie gespendet! Die Laudatio hielt Wolfgang Steinicke. Mit Fug und Recht kann man diese Ehrung als Würdigung des Lebenswerkes von Joachim Herrmann verstehen. Sein astronomisches Wirken ist eng mit der VdS verbunden. Am 27. Dezember 1952 trat er in die gerade gegründete VdS ein und gehörte von Anfang an zur ,,kritischen Masse": Mitgliedsnummer 59, also echtes ,,VdSUrgestein". Seitdem hat er unermüdlich an der Popularisierung der Astronomie gearbeitet, ganz im Sinne unserer Satzung.
Im Herbst 1957 übernahm Joachim Herrmann die Redaktion der VdSNachrichten und war über 10 Jahre in diesem Amt. Unzählige Beiträge über alle Themen der Astronomie tragen seinen Namen. Herrmann, geboren am 19. April 1931
Abb. 1: Der VdSVorsitzende Otto Guthier gratuliert dem neuen Träger der VdS-Medaille, Herrn Joachim Herrmann.
VdS-Journal Nr. 19
126 V d S N A C H R I C H T E N
in Tübingen, war zunächst in Reutlingen, wo er 1956 die neue Sternwarte gründete. Danach wechselte er zur Berliner Wilhelm-Foerster-Sternwarte als deren wissenschaftlicher Leiter. 1962 wurde er Nachfolger von Vinzenz Dahlkamp (1. Vorsitzender der VdS) als Leiter der Recklinghauser Volkssternwarte. Für die nächsten 34 Jahre war dies das Zentrum seines astronomischen Schaffens. Nicht zuletzt durch die Errichtung des Planetariums 1966 gelang ihm der Ausbau der Volkssternwarte zu einem führenden Institut der Erwachsenenbildung. Herrmanns Name ist bekannt durch
fast 30 Bücher aus allen Bereichen der Astronomie, darunter ,,Astronomie - eine moderne Sternkunde", ,,Tabellenbuch für Sternfreunde", ,,Das falsche Weltbild - Astronomie und Aberglaube", ,,Welcher Stern ist das?", ,,DTV-Atlas der Astronomie" oder ,,Das große Lexikon der Astronomie". Sein verständlicher Schreibstil, in Kombination mit solidem astronomischem Wissen, machte ihn zum erfolgreichen Buchautor - ein würdiger Nachfolger von Bürgel und Henseling. Darüber hinaus organisierte Joachim Herrmann zahlreiche Tagungen, darunter die 12. VdS-Tagung vom 2. bis 4. Oktober
1975 - ein Grund, warum die VdS nach 30 Jahren an diesen Ort zurück gekommen ist. ,,Für hervorragende populäre Darstellungen astronomischer Forschungsergebnisse" bekam er 1986 Bruno-H.-Bürgel-Preis der Astronomischen Gesellschaft; 1995 erhielt er den Vestischen Preis. Im April 1996, ging Joachim Herrmann in den verdienten Ruhestand. Nicht nur die Recklinghauser Sternfreunde sondern alle Amateurastronomen - und ganz besonders die VdS - hat ihm für sein engagiertes und überaus erfolgreiches Wirken zur Popularisierung der Astronomie zu danken.
Das Universum im Schlosspark Weikersheim
von Joachim Schröder
Pünktlich zum 3. bundesweiten Astronomietag am 10.9.2005 begann das Wetter im Hohenloher Land von Sommer in den regnerischen Herbst überzugehen. Die Astronomische Vereinigung Weikersheim e.V., die bisher an allen drei bundesweiten Astronomietagen teilnahm, war jedoch auf das launische Wetter bestens vorbereitet. Heuer musste man wegen des Neubaus zweier Observatorien mit integriertem Schulungsraum auf dem Sternwartenareal Karlsberg sowieso auf öffentliche Beobachtungen verzichten, und zudem passte es auch ins Konzept, die Faszination unseres Hobbys Astronomie einem breiten Publikum aus Nah und Fern zu vermitteln, indem man auf die Menschen zugeht. So entschloss man sich zusammen mit der Schlossverwaltung Weikersheim den Astronomietag 2005 im barocken Schlossareal zu veranstalten. Bereits am frühen Nachmittag hatten somit die Besucher die Möglichkeit unter sachkundiger Führung einer Kunsthistorikerin in das Thema ,,Götterstatuen und Planeten" im Schlossgarten einzutauchen. Parallel dazu fanden in herrlichem Ambiente der Orangerie, die einst 7.000 verschiedene Pflanzenarten zum Lustwandeln beherbergte, Fachvorträge der aktiven Mitglieder der Astronomischen Vereinigung statt. Der Eröffnungsvortrag handelte ,,Unseren Nachbarplaneten Mars" ab, in der ,,Akte Neptun" wurde die Entdeckungsgeschichte rekapituliert, und über ,,Die Unendlichkeit" konnte philosophiert werden. Im Einsteinjahr 2005 durfte auch ein Vortrag ,,Auf der Suche nach der Weltformel" und ein Filmbeitrag im Astrokino über
VdS-Journal Nr. 19
,,Einsteins Relativitätstheorie" nicht fehlten. Bewährt hat sich auch wieder der Weikersheimer Raumflugsimulator durch unser Sonnensystem mit dem bekannten Astronomieprogramm Celestia. Neben den Multimedia-Vorträgen nutzen insbesondere die Besucher und Schlosstouristen, die in der gläsernen Orangerie verweilten, die Gelegenheit, sich an Informationsständen über unser Hobby Astronomie zu informieren. Neben kostenlosen Fachzeitschriften, konnte man Meteoritenbruchstücke begutachten oder für den Neubau der Sternwarten am Karlsberg Sternpatenschaften übernehmen. Auch unsere Youngsters im Verein waren stolz darauf, Ihre selbst gebastelten Raketen in einer Regenpause im Obstgarten vor herrlicher Schlosskulisse bis zu 50 m in den bewölkten Himmel zu schießen.
Leider klarte der Himmel nachts nicht auf, sonst hätten die ca. 120 Besucher, die an allen Programmpunkten teilnahmen, mit mobilen Teleskopen die Möglichkeit gehabt, das Weikersheimer Universum zu erkunden. Zusammenfassend war die Teilnahme am dritten Astronomietag für Weikersheim wieder ein Erfolg gewesen. Zwar wurden - bedingt durch das Wetter - nicht so viele Besucher wie die Jahre zuvor gezählt. Man konnte aber das Potenzial erahnen, welches bei klarem Himmel und einem Paradeobjekt als Publikumsmagnet entsteht, um Besucher für die Astronomie zu begeistern. Die Astronomische Vereinigung e.V. wird auf alle Fälle 2006 beim vierten Astronomietag wieder dabei sein. Clear skies!
Abb. 1: Der Astronomietag 2005 im Schlosspark Weikersheim war gut besucht.
V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E 127
Die 29. Sonne-Tagung 5. bis 8. Mai 2005
von Martin Hörenz
Aufgrund des zeitigen HimmelfahrtTermins fand die diesjährige SonneTagung vom 5. bis 8. Mai statt, organisiert von Steffen Fritsche und Michael Delfs. Tagungsort des 29. Fachgruppentreffens war das Ferienhotel Mühlleithen nahe dem sächsischen Klingenthal (Vogtland), welches durch den Arbeitskreis Meteore empfohlen wurde. Eröffnet wurde die Tagung traditionell mit der SONNE-Redaktionskonferenz. Hier wurden einige Beschlüsse getroffen, aus denen sich für die Fachgruppe einige Änderungen ergeben. Um die Kontaktadresse zu entlasten, wechselt das SONNE-Layout von Berlin nach Hamburg, wo Manfred Holl die Hefte zukünftig zusammenstellen wird. Um die in der letzten Zeit aufgetretenen Probleme mit der Kassenführung der FG zu lösen, wird Michael Delfs nun die Kontoführung übernehmen. Auch für SONNE selbst werden sich einige Änderungen ergeben. So wurde eine neue Druckerei gefunden, ebenfalls wechselt die Versandadresse. Auch wenn beides weiterhin in Dresden bleibt, hat sich nun Thomas Wolf bereit erklärt, diese Aufgaben zu übernehmen. Er löst damit Thomas Grünberger ab, der diese Aufgabe seit 2002 neben der Kontoführung inne hatte. Weitere Themen der Redaktionssitzung waren unter anderem die Teilnahme am VEGA-Jugendlager (ASL 2005), die für dieses Jahr geplante Neuauflage der Einführungsschrift sowie die Weiterführung der Internetseiten. Nach dieser dreieinhalbstündigen Sitzung wurde dann die Tagung auch für die übrigen der insgesamt ca. 35 Teilnehmer eröffnet. Michael Delfs berichtete in seinem Abendvortrag über die Perspektiven der Sonnenforschung in Deutschland. Der darauf folgende Freitag begann nach dem Frühstück mit einem Beitrag von Wolfgang Lille. Er berichtete über seine ersten Ergebnisse mit einer digitalen Spiegelreflexkamera (Nikon D70) im Vergleich zu seinen früheren Aufnahmen mit herkömmlichen TP- Film. Anschließend erklärte dann Michael Delfs der Zuhörerschaft, wie man mit einer WebCam und entsprechender Nachbearbeitung Sonnenflecken und Protuberanzen festhalten kann. Ihm folgte ein Beitrag von Joachim Dräger zur Aufzeichnung von Flashspektren zur Sonnenfinsternis 1999.
Nach dem Mittagessen schloss sich dann ein Beitrag aus der Raumfahrt an. Martin Hörenz berichtete, wie man ein Brennstoffzellensystem für zukünftige Marsmissionen einsetzen kann, um dabei Masse einzusparen. Nach einem Videobeitrag stellte dann ebenfalls Martin Hörenz kurz einige mögliche Reiseziele für die nächsten Sonnenfinsternisse vor. Anschließend präsentierten Manfred Heinrich und Anke Hamann mit ihrem Video ,,Unser Sonnejahr 2004" ihre neuesten Aufnahmen von der Sonne in H-alpha und Weißlicht, die stimmungsvoll durch Polarlichtaufnahmen ergänzt wurden. Der Tag fand schließlich beim gemütlichen Beisammensein, das wie immer auch für fachlichen Austausch sorgt, sein Ende. Der Sonnabend Vormittag begann mit einem Einführungskurs. Leider musste die geplante praktische Beobachtung mehr oder weniger ausfallen, da sich meist dicke Regenwolken am Himmel zeigen. Dafür präsentierten sich bis zum Mittagessen die einzelnen Arbeitsgruppen. So wurden dem Zuhörer die neuesten Ergebnisse und Auswertemethoden zur Relativzahl-, Fackel- und Lichtbrückenbeobachtung, der Positionsbestimmung und der Beobachtung der Fleckenzahl mit bloßem Auge nahe gebracht. Am frühen Nachmittag versammelten sich die Tagungsteilnehmer zu einer Exkursion ins nahe gelegene MorgenrötheRautenkranz. Hier, im Geburtsort des ersten deutschen Kosmonauten Sigmund Jähn, befindet sich mit der Deutschen Raumfahrtausstellung ein Museum, wo dem Besucher viele Exponate und Videos
Abb. 1: Das Gelände der Sternwarte Rodewisch
Abb. 2: Inspektion einiger Geräte auf der Beobachtungsplattform
zum bemannten Raumfahrt vorgestellt werden. Anschließend ging es dann weiter nach Rodewisch zur Besichtigung des dortigen Sternwartengeländes. Zunächst führte uns Sternwartenleiter Jochen Engelmann durch das Planetarium, wo nicht nur die Projektionstechniken vorgeführt wurden, sondern der Zuhörer auch Informationen zur Historie mit auf den Weg bekam. Man konnte dabei erfahren, dass von Rodewisch aus, zum ersten Mal von deutschem Boden, ein künstliches Objekt in der Erdumlaufbahn - der sowjetische Sputnik 1 - von einer Schülergruppe beobachtet wurde. Nach der Rückkehr ins Tagungshotel stand dann laut Plan der Grillabend an. Dieser musste jedoch aufgrund des immer noch regnerisch-kalten Wetters ins Hotel verlagert werden. So klang die Tagung bei weiteren Diskussionen rund um die Sonne und dem einen oder anderen Bier langsam aus. Noch einmal für Aufsehen sorgte der Blick aus dem Fenster am folgenden Morgen. Über Nacht war noch einmal Schnee gefallen und die Landschaft zeigte sich in weiß - auf fast 900 m auch im Mai keine Seltenheit. Die Temperaturen lagen mit 5 Grad C aber noch über dem Gefrierpunkt, so dass für die Heimfahrt keine Winterausrüstung nötig war.
VdS-Journal Nr. 19
128 V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E
Die 12. CCD-Tagung in Kirchheim/Thüringen
von Dennis Möller
Vom 7. bis 9. Oktober. 2005 trafen sich rund 20 Hobbyastronomen zur 12. CCD-Tagung in Kirchheim. Gastgeber war die ansässige Volkssternwarte Kirchheim unter Leitung von Jürgen Schulz. Wie gewohnt wurde ein attraktiver Mix von Vorträgen und kleineren Präsentationen von Mitgliedern der VdS-Fachgruppen CCD-Technik, Astrofotografie und Veränderliche für Anfänger wie Profis geboten. Silvia Kowollik (VdS-FG CCDTechnik) startete den Vortragsreigen mit "Videoastronomie mit Watec LCL-902HS und Laptop", wobei sie einen USBFramegrabber in Verbindung mit einer Watec-Videokamera in praxi vorstellte. Im allgemeinen Interesse stand hierbei der Framegrabber, der das Analogsignal der Kamera digitalisierte und über USB in einen Laptop speiste. Desweiteren wurden Anwendungsbereiche anhand von Meteorschauern und Planetenvideos gezeigt. Peter Riepe (VdS-FG Astrofotografie und CCD-Technik) präsentierete Deep Sky Aufnahmen, die er mit Harald Tomsik am 1,12-m-Teleskop der Sternwarte Melle gewinnen konnten. Mit Gegenüberstellungen verschiedenster Profi-Aufnahmen und ihren Bildern wurde die Leistungsfähigkeit ihres Teleskops dargestellt. An Kugelsternhaufen und HIIRegionen in Zwerggalaxien wurde das
seeing-bedingte Auflösungsvermögen und die erreichbare Grenzgröße demonstriert. Konrad Horn (VdS-FG CCD-Technik) präsentierte in Bildern einen Rückblick auf den Kometen Machholz 2, den er über ein Jahr lang verfolgte und seine Entwicklung mit verschiedenem Equipment dokumentierte. In ihrem zweiten Vortrag sprach Silvia Kowollik über das Thema "Die Webcam jenseits von Sonne, Mond und Planeten?". Hier berichtete sie über eine modifizierte Webcam (Philips PCVC 740Pro), mit der Integrationszeiten von 60 Sekunden genutzt wurden. Durch Akkumulieren mehrerer langzeitbelichteter Einzelaufnahmen war es möglich, Spektroskopie von hellen Sternen durchzuführen und die Supernova 2005cs in M 51 samt Galaxie in Farbe aufzunehmen sowie die Zwergnova Varvul05F im äußeren Halo von M 27 auf dem absteigenden Ast bei 17,3 mag zu dokumentieren. Nach der Mittagspause stellte Oliver Schneider (VdS-FG CCD-Technik) dezidiert das Entfernen des IR-Sperrfilters seiner Canon EOS 350D zur Steigerung der Empfindlichkeit bei H-alpha vor. Vergleichsaufnahmen demonstrierten die Verbesserung anschaulich. Anschließend berichteten Bernd Brinkmann und Konrad Horn (beide VdS-FG CCDTechnik) von Beobachtungsergebnissen
der kürzlich stattgefundenen ringförmigen Sonnenfinsternis in Spanien. Dennis Möller (VdS-FG CCD-Technik und Astrofotografie) stellte danach das von den Fachgruppen Astrofotografie, Deep-Sky und CCD-Technik erarbeitete "Projekt Planetarische Nebel" vor, das der Nachfolger des Projektes ,,Zwerggalaxien" ist. Harald Tomsik (VdS-FG Astrofotografie und CCD-Technik) referierte im Anschluss zum Thema "Erste Schritte bei der differentiellen Photometrie mit Starlink-Skripten an der Sternwarte Melle". In übersichtlicher Form wurden die Grundlagen der Photometrie erklärt und anschließend als Resultat Lichtkurven einiger Veränderlicher präsentiert. Manfred Rätz (VdS-FG Veränderliche) berichtete von seiner Arbeit über "Veränderlichenbeobachtung mit der CCDKamera". Er stellte seine Beobachtungsvorbereitungen vor und ging auf den Einsatz seines Instrumentariums ein. Anhand mehrerer Lichtkurven demonstrierte er verschiedene Beobachtungs- und Auswertungsmethoden. Mein besonderer Dank gebührt den Referenten und den Organisatoren der Tagung, insbesondere Jürgen Schulz und seinem Team vor Ort. Die 13. CCDTagung in Kirchheim wird voraussichtlich vom 21.-23. April 2006 stattfinden.
Weiterer Ausbau der VdS-Sternwarte Kirchheim e.V.?
In der letzten Ausgabe unseres VdS- stehen, da die Kirchheimer Sternfreunde in Für die VdS stellt sich natürlich die Frage,
Journal, Nummer 18, erschien ein eben- klaren Nächten auch ihr eigenes Teleskop ob wir den Schritt mit der Anschaffung
so umfassender wie informativer Beitrag nutzen wollen. Ergänzend müssen wir hier eines Instrumentes der 50- bis 60-cm-
von Dr. Jürgen Schulz zum Thema VdS- anfügen, dass dieses Instrument nicht der Klasse an diesem Standort gehen wol-
Sternwarte Kirchheim. In diesem Artikel Volkssternwarte Kirchheim gehört, son- len. Ein solches Projekt würde inklusive
wird u. a. Bilanz gezogen und über eine dern Privateigentum der Kirchheimer Montierung und Schutzbau mindestens
13jährige hervorragende Zusammenarbeit Kollegen ist.
eine Summe von 60.000 bis 80.000 kos-
der Vereinigung der Sternfreunde e.V. In den letzten Jahren entwickelte sich ten. Das ist viel Geld für eine Vereinigung
mit der Volkssternwarte Kirchheimer e.V. eine verstärkte Nachfrage nach die- wie die unsrige. Deshalb möchten wir
berichtet. Viele Mitglieder der VdS konn- sem Instrument auf Grund seiner gro- die Mitglieder um ihr Votum befragen,
ten in den zurückliegenden Jahren die ßen Öffnung. Dr. Jürgen Schulz schreibt das uns sehr wichtig ist und ohne das wir
Einrichtung der Sternwarte nutzen und (Zitat): ,,Als einzigen Ausweg aus die- im Vorstand keine Entscheidung treffen
die Gastfreundschaft der Kirchheimer sem Dilemma sehen wir die zusätzliche wollen. Bitte beantworten Sie den fol-
Sternfreunde genießen. Aus der Sicht unse- Aufstellung eines eigenen VdS-Teleskopes genden Fragebogen und senden ihn per
rer Vereinigung ist diese Zusammenarbeit mit mindestens 50 cm Öffnung. Das Fax oder auf dem Postweg an die VdS-
für beide Seiten von großem Vorteil und Sternwartengelände bietet Platz genug für Geschäftsstelle. Wir danken Ihnen und
erheblichem Interesse.
ein zusätzliches Teleskopgebäude, sei es werden das Ergebnis in einer der nächsten
Der Leiter der Sternwarte, Dr. Jürgen nun eine kleine Kuppel oder eine preiswer- Ausgaben präsentieren.
Schulz, weist u. a. darauf hin, dass mit der Nutzung des 50-cm-Teleskopes durch
te Schutzhütte mit abfahrbarem Dach. Die gesamte Infrastruktur würde wie bisher
Otto Guthier, VdS-Vorstand
VdS-Mitglieder zunehmend Probleme ent- genutzt."
VdS-Journal Nr. 19
Fragebogen an unsere Mitglieder
Thema: VdS-Sternwarte Kirchheim
Der VdS-Vorstand bittet Sie um Ihre Meinung zu der weiteren Entwicklung und dem Ausbau der VdS-Sternwarte in Kirchheim. Senden sie diesen Fragebogen bitte spätestens bis zum 31. Januar 2006 an:
Vereinigung der Sternfreunde e.V. - Geschäftsstelle Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim
Halten Sie eine VdS-Sternwarte für sinnvoll?
r ja
r nein
Fax: 0 62 52 / 78 72 20
Haben Sie die Einrichtung der VdS-Sternwarte Kirchheim bereits genutzt?
r ja
r nein
Wenn ja, wie oft haben Sie die Einrichtung genutzt?
r 1x
r 3x
r mehr als 3x
r für Beobachtungen r für Seminare und andere Veranstaltungen
Wie beurteilen Sie den Standort aus astronomischer Sicht?
r gut
r mäßig
r schlecht
Sind Sie mit der derzeitigen Einrichtung (Instrumente und Zubehör) zufrieden?
r ja
r nein
Wünschen Sie die Anschaffung eines großen Teleskops?
r ja
r nein
Wenn ja, welche Größenklasse wünschen Sie?
r bis 30 cm Öffnung r 30-50 cm Öffnung r über 50 cm Öffnung
Wie würden Sie ein solches Gerät nutzen?
r visuell
r fotografisch/CCD
Wären Sie bereit, einmalig einen finanziellen Beitrag dafür zu leisten?
r ja
r nein
Wenn ja:
r 10
r 20
r 50
r mehr als 50
Haben Sie weitere Vorschläge und Anregungen?
______________________________________________________________________________
______________________________________________________________________________
______________________________________________________________________________
______________________________________________________________________________
______________________________________________________________________________
Vielen Dank für Ihre Rückantwort! Ihre VdS
VdS-Journal Nr. 19
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH Herbert-Wehner-Str. 1 59174 Kamen Tel. +49 (0) 23 07 / 970 -137 & 138 Fax +49 (0) 23 07 / 970 -139 www.osdv.de info@osdv.de
O.S.D.V.
Göttker/Pietsch GmbH
V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E 131
24. Planeten- und Kometentagung in Violau 13. bis 16. Mai 2005
von Hans-Dieter Gera
Vom 13. bis 16. Mai 2005 fand in Violau die inzwischen 24. Planeten- und Kometentagung statt. Somit ist diese Tagung, die vom Arbeitskreis Planetenbeobachter innerhalb der VdS veranstaltet wird, neben der Bochumer Herbsttagung die langlebigste im deutschsprachigen Raum überhaupt. Nachdem sich die Planeten- und Kometenbeobachter von 1982 bis 1984 in Berlin, Hof und Heppenheim getroffen hatten, wurde Violau ab 1985 ständiger Tagungsort. So kann eine der bedeutendsten amateurastronomischen Tagungen Deutschlands inzwischen auf eine fast 25jährige Geschichte zurückblicken. Violau? Wo liegt denn das? Das wird die Frage manch unbedarften Lesers sein. Dieses Dorf mit kaum 100 Seelen gehört zur Gemeinde Altenmünster und liegt im malerischen Naturpark Augsburg Westliche Wälder. Frage: Was also verschlägt die Planeten- und Kometenbeobachter alljährlich in diese dünn besiedelte Gegend, wo doch wohl kaum mit geeigneter Infrastruktur gerechnet werden dürfte? Antwort: Dort befindet sich das BruderKlaus-Heim, ein Schullandheim der DiözeseAugsburg, wo Heimleiter Christoph Mayer und sein Personal eine hervorragende Betreuung der Teilnehmer und deren Familien gewährleistet. Das Gebäude bietet genügend große Hörsäle (Abb. 1) mit einer multimedialen Ausstattung, wie sie sich die Referenten bzw. Workshopleiter nur wünschen. Zudem zeigt Violau einen exzellenten Nachthimmel, sodass viele Tagungsteilnehmer mit eigenen Instrumenten beobachten und fotografieren können. Und wer ohne Teleskop anreist, kann immerhin auf der dem Schullandheim angegliederten Sternwarte einen Blick riskieren, findet sich dort neben vielen anderen Instrumenten doch ein Newton-Teleskop mit 76 (!) Zentimetern Durchmesser. Diese Sternwarte wurde von Christoph Mayers Vater Martin, der bis 1997 auch Heimleiter war, gegründet. So strömten die Planeten- und Kometenfreaks auch dieses Jahr wieder zahlreich nach Violau, um sich Vorträge aus ihren Interessensgebieten anzuhören, sich in Workshops Anregungen für die eigene Praxis zu holen oder ganz einfach Gleichgesinnte zum gegenseitigen Austausch zu treffen.
Fachvorträge Eine besondere Tradition haben in Violau die Fachvorträge. Daniel Fischer, der Astronomiereisende schlechthin, schafft es immer wieder, Forscher namhafter Institute für Violau zu vergattern, die dann aktuellste Ergebnisse präsentieren können. So ging es dieses Jahr bei sogar zwei Fachvorträgen natürlich um Mars und Saturn. Göstar Klingelhöfer (Abb. 2) von der Johannes-Gutenberg-Universität in Mainz erläuterte die Erkundungsfahrten der bisherigen Marsrover Spirit und Opportunity und deren Bedeutung. Er unterstrich die Rolle der ESA bei der Planung, Entwicklung und dem Bau dieser Geräte, weil die NASA nämlich dazu neigt, Derartiges als hauptsächliche Eigenproduktion zu verkaufen. Letztlich wiesen die Rover bestimmte Mineralien wie Olivin und Hämatit nach, was ein absolut sicherer Beweis für das frühere Vorhandensein von Wasser auf Mars ist. Der zweite Fachvortrag von Björn Grieger (Abb. 3) vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Lindau behandelte die Ergebnisse der HuygensSonde, die vom Mutterschiff Cassini aus auf dem größten Saturnsatelliten Titan abgesetzt wurde. Wie aus den Medien bekannt, war die Landung auf dem Satelliten ein voller Erfolg, weil die Sonde länger als eingeplant Daten übertrug. Das MPS war maßgeblich an Huygens beteiligt: Deren Messinstrumente wiesen z. B. nach, dass sich die organischen Moleküle und Schwebeteilchen der Atmosphäre des Titan anders verteilen als vorherige Modellrechnungen verlangt hatten. Im Übrigen zeigte die Huygens-Sonde, dass die Oberfläche des Titan überraschend erdähnlich ist: So geht dort die durch
Abb. 1: Im ,,Schwäbischen Himmelreich", dem Vortragsraum des Bruder-KlausHeimes
Abb. 2: Göstar Klingelhöfer vermittelt Wissenswertes über die Marsrover der NASA und der ESA.
Flüssigkeit bedingte Erosion recht stark zu Werke.
Venustransit Das herausragende Ereignis des Jahres 2004 war natürlich der Venustransit. Hier wurden hervorragende Ergebnisse in Form von Videostreams und Fotografien gezeigt. Bernd Gährken, der die MintronVideokamera für die Astronomie salonfähig machte, zeigte Derartiges. Wichtig ist bei Venustransiten auch die Bestimmung der Parallaxe, die dann genaue Rückschlüsse auf die genaue Länge der Astronomischen Einheit (AE), also der Entfernung Erde - Sonne, zulässt: Und hier hatte Bernd unglaubliches Glück: Von einer seiner Aufnahmen gab es ein exakt zeitgleiches Gegenstück eines 8000 km entfernten chinesischen Beobachters, sodass er eine Parallaxe von 28 Bogensekunden ermitteln konnte, womit dann aufgrund des Strahlensatzes die Länge der AE recht genau bestimmt werden konnte. Durch Daniel Fischers Beobachtungen in
VdS-Journal Nr. 19
132 V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E
Bestimmung der
Abweichung von
der berechneten
und beobachteten
Phase oder auch die
Vergleiche zwischen
Beobachtungen von
Profi-Astronomen
und Amateuren.
Detlev lieferte u.
a. auch einen Rück-
blick mit Ergeb-
nissen früherer
Beobachtungspro-
gramme und schloss
mit einem interes-
santen Experiment,
Abb. 3:
indem er geneigten
Björn Grieger berichtet von der Cassini-Huygens-Mission.
Teilnehmern aus
dem Auditorium
Südafrika konnte dieses Ergebnis bestätigt Venusfotografien und -Videos zeigte mit
werden.
der Aufgabe, die beobachteten Phasen
Uwe Schmidtmann und Detlev Niechoy möglichst genau abzuzeichnen. Das
dokumentierten den Transit von ihrer Ergebnis war dergestalt, dass die wenigs-
Heimatstadt Göttingen aus in Form von ten die Phase genau getroffen hatten.
mit der Mintron aufgenommenen Videos Damit sollte gezeigt werden, dass eben
und Fotografien. Georg Dittie zeigte den viele Beobachtungen nötig sind, will man
so genannten ,,Lomonossov-Bogen" auf möglichst genaue Ergebnisse erzielen.
einem bei mäßigem Seeing aufgenomme-
nen Mintron-Video. Dieses Phänomen, das Komet Machholz
sich als leuchtender Rand der Venusscheibe Ziemlich überraschend erschien im
manifestiert, tritt beim ersten und letzten Spätjahr 2004 der mittelhelle Komet
Kontakt der Venusscheibe mit der Sonne Machholz im Blickfeld des mitteleuro-
auf und ist nichts anderes als ein Streueffekt päischen Beobachters. Zunächst tief im
der Venusatmosphäre im Sonnenlicht.
Süden stehend und kaum auffällig, beweg-
Silvia Kowollik zeigte schöne Videostreams te er sich steil nach Norden und war
des Transits und bestätigte die erfreuliche im Januar 2005 bereits ein freisichtiges
Tendenz, dass sich weibliche Amateure Objekt 4. Größe, das Anfang Januar nur
jetzt verstärkt in der Szene etablieren.
ein paar Grad südlich an den Plejaden
vorbeizog. Konrad Horn, Silvia Kowollik
Workshops
und Uwe Schmidtmann zeigten gelungene
Traditioneller Bestandteil der Violauer Aufnahmen des Kometen, wobei Uwe
Tagung sind natürlich die Workshops. die Canon EOS 300D benutzte. Diese
Hier zeigte Georg Dittie, wie mit seinem Kamera ist wohl die im Moment geeig-
Bildverarbeitungsprogramm GIOTTO, netste Digicam für Astrofotografie jedwe-
das ursprünglich für die Bearbeitung von der Art.
Videostream-Bildern gedacht war, auch
Kometenaufnahmen, die vermeintlich Die Planeten
misslungen sind, noch gerettet werden Die Kanareninsel Teneriffa ist ein von
können. Als Beispiel diente ein Foto des Amateurastronomen stark frequentiertes
Kometen Machholz (von dem wird weiter Ziel, stehen die Gestirne dort sehr viel höher
unten noch die Rede sein), das Georg vom als in Mitteleuropa. Zumal man in den hoch
lichtverschmutzten Bonn aus aufgenom- gelegenen Bereichen der Nationalparks
men hatte. Es handelte sich bei diesem exzellente Beobachtungsbedingungen vor-
Programm bereits um die neue Version von findet. So zog es auch Silvia Kowollik
GIOTTO 2.0, die downgeloadet werden in die Tropen Mitteleuropas, wo sie mit
kann - natürlich kostenlos.
WebCam und 6-Zoll-Newton gelungene
Detlev Niechoy betreut seit nunmehr 20 Bilder und Videos von Jupiter und seinen
Jahren die Venusbeobachtungen innerhalb Monden Io und Ganymed vorführte.
des Arbeitskreises der Planetenbeobachter. Kurt Hübner dokumentierte u. a. das
Deren Aufgaben liegen z. B. in der Abschmelzen der Südpolarkappe des
VdS-Journal Nr. 19
Mars, was 2003 aufgrund der großen Erdnähe des Planeten besonders deutlich sichtbar war. Auch gab es einen Ausblick auf die Nachfolgeopposition vom November 2005, die zwar kein ganz so großes Marsscheibchen, aber dafür eine sehr große Höhe über dem Horizont bietet.
Von Perseiden, hörbar gemachtem Kosmos und... und... und... Paul Hombach ist in Violau bekannt für seine Sonifikationen (Vertonungen) von aktuellen astronomischen Ereignissen. Waren es in der letzten Zeit die Transite von Merkur und Venus, so mussten es dieses Jahr natürlich Marsoppositionen sein. Die Ergebnisse ließen sich hören, was nicht Wunder nimmt, ist Paul doch hauptberuflich Musiker. Bernd Brinkmann und Bernd Gährken nahmen sich der Perseiden des Jahres 2004 an. Bernd Brinkmann zeigte eine Zeitrafferanimation der gesamten Nacht. Daniel Fischer zog es nach Mallorca, und zwar auch zum legendären Ballermann, aber nicht hauptsächlich: Vielmehr beobachtete er dort eine Sternbedeckung durch einen Kleinplaneten. In einem Video zeigte er auch, dass Mallorca durchaus auch von astronomischem Interesse ist, findet sich dort doch ein Planetarium und eine professionelle Sternwarte. Petra Mayer erläuterte, wie auf recht einfache Weise die Größe von Sonnenflecken anhand selbst aufgenommener Fotografien bestimmt werden kann. Man braucht bloß ein paar Hilfsmittel und einige Berechnungsformeln. Petra Mayer und Hans-Dieter Gera berichteten von ihren astronomisch geprägten Gruppenreisen nach Namibia und Chile. Neben Beobachtungen des exzellenten Sternhimmels standen natürlich auch Exkursionen zu den Naturschönheiten an, von denen beide Länder eine Menge bieten. Highlights waren natürlich auch die Besuche der großen Sternwarten der ESO in Chile. Tradition haben innerhalb der Tagung auch die Exkursionen, die von Christoph Mayers Vater Martin durchgeführt werden. Diesmal ging es zum wunderschön im Alpenvorland gelegenen Schloss Linderhof, dem ,,Ruhesitz" des legendären Bayernkönigs Ludwig II. So konnten die Teilnehmer am Abend des Pfingstmontags wieder auf eine gelungene Tagung zurückblicken.
V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E 133
Über die Rumpelstrasse zu neuem Asteroidenwissen
- 8. Jahrestagung der VdS-Fachgruppe ,,Kleinplaneten"
von Markus Griesser
Prächtiges Wetter, ein sehr abwechslungsreiches Tagungsprogramm, eine Rekordzahl von 66 Teilnehmern aus den Ländern Deutschland, Österreich, Holland, Luxemburg, Russland und der Schweiz, dazu die überaus herzliche Gastlichkeit der lokalen Sternfreunde: Die Jahrestagung 2005 der Fachgruppe Kleinplaneten war rundum ein Genuss.
,,Asteroiden haben Vorrang!" Den Tagungsauftakt machte mit Erwin Schwab, einer der Pioniere der gastgebenden Starkenburg-Sternwarte. In seiner mit vielen persönlichen Reminiszenzen durchsetzten Rückblende in die Anfänge des Observatoriums erinnerte er an den Leitsatz des Sternwarte-Mitbegründers Alfred Sturm: ,,Kleinplanetenbeobachter haben auf unserer Sternwarte Vorrang!" Getreu diesem Grundsatz versuchte klein-Erwin schon 1981 erste Positionsbestimmungen an einem fotografisch erfassten Asteroiden. Mitte der neunziger Jahre gab's dann die erste CCD-Kamera. Rasch stiessen die Heppenheimer Asteroiden-Jäger in die Profi-Liga vor.
wertlos. Ärgerlich zwar, aber eben nicht mehr zu ändern. Sehr gewundert haben sich dann die Bedeckungsspezialisten über die Beobachtung eines spanischen Astronomen auf der Zentrallinie, der überhaupt keine Verfinsterung wahrnahm. Bredner dazu lakonisch: ,,Wahrscheinlich hat der den falschen Stern erwischt!"
,,So was gibt's jetzt auch in Holland!" Mit Harrie Rutten, dem quirligen und immer fröhlichen Sternfreund aus Arcen, Holland, hat die ständig wachsende Fachgruppe eine besondere Bereicherung erfahren. ,,So was brauchen wir auch in
Recheninstitut in Heidelberg noch immer aktiv.
Zur Beobachtung nach Spanien Im Mai weilten Matthias Busch, Mike Kretlow und Felix Hormuth zum fünften Mal auf dem 2.165 Meter hohen Calar Alto in Südspanien. Dem Team stand dank persönlicher Beziehungen erneut das spanische 1,52 Meter-Teleskop mit 12 Metern Brennweite für fünf Nächte zur Verfügung. Eine sorgfältig vorbereitete Arbeitsliste sah verschiedene astrometrische und photometrische Beobachtungen vor.
Zur Sternfinsternis nach Mallorca Am 24. November 2004 bedeckte der Asteroid (308) Polyxo den Stern 6. Grösse HIP 57629. Die Zentrallinie lief dabei über die Insel Mallorca. ,,Fliegen wir mal dahin", sagte sich unser Referent Eberhard Bredner und nahm für dieses äußerst kurze Abenteuer gleich auch noch den Sternfreund Daniel Fischer mit. Dritter im Bund war eine möglichst leicht gehaltene Ausrüstung für die Beobachtung dieser Sternbedeckung, bestehend aus der Video-Kamera samt Optik, einem kleinen Refraktor und natürlich dem Zeitgeber samt Video-Rekorder.
Daniel Fischer bezog seinen Standort im noch etwas nördlicher gelegenen Inselteil. Doch leider wurde es ,,keine schöne Beobachtung", wie sich Eberhard Bredner ausdrückte: Eine erhebliche Zeitdifferenz beim Beginn und Ende der Verfinsterung lag zwischen den beiden Beobachtungen und machte sie so gut wie
Abb. 1: Die Teilnehmer an der 8. Kleinplanetentagung in Heppenheim
Holland!", hat er am Schluss der letztjährigen Tagung angekündigt. Und so berichtete er nun konsequenterweise über das erste Meeting von Sternfreunden in Holland, die sich zur Gründung der ,,Dutch Minor Planet Association" (DMPA) am 26. Februar 2005 getroffen haben.
Ein Leben für und mit den Asteroiden Ein besonderes Ereignis war das freie und ohne irgendwelche Hilfsmittel gehaltene und auch schon deshalb ungemein eindrückliche Referat von Professor Dr. Joachim Schubart, der über sein erlebnisreiches Berufsleben berichtete. Auch mit mittlerweile 76 Jahren ist dieser bekannte Fachmann am Astronomischen
Live in Hawaii Einer der Höhepunkte dieser Tagung war zweifellos die geschickt eingeplante halbstündige Live-Session am 2-Meter-FaulkesTelekop North, das auf der Insel Maui (Hawaii) in der Nähe einer amerikanischen Armee-Einrichtung steht. Das von einem reichen Engländer für Schulprojekte finanzierte Teleskop steht in beschränktem Maß auch den beiden Fachgruppenmitgliedern und wissenschaftlichen Mitarbeitern am Faulkes-Teleskop Lothar Kurtze und Felix Hormuth zur Verfügung. Aus der Fachgruppe heraus konnten die Mitglieder drei Beobachtungsvorschläge einreichen, die dann ,,live" abgearbeitet wurden.
VdS-Journal Nr. 19
134 V D S V O R O R T > T A G U N G S B E R I C H T E
,,Frühstücks"-Astronomie Von guten Erfahrungen mit einem kommerziellen Remote-Teleskop wusste auch Rolf Apitsch zu berichten. Zur Verifikation seines ersten entdeckten Kleinplaneten mutierte er, wie er launig anmerkte, wegen der Zeitverschiebung zwar nicht gerade zum ,,Pyjama-, aber wenigstens zum ,,Frühstücks"-Astronomen.
Kleinplanetenarbeit in der Statistik Dass unser Fachgruppenleiter Gerhard Lehmann ein ausgewiesener Statistik-Fan ist, wissen mittlerweile sogar Neulinge in unserer Fachgruppe. Und so überraschte er uns auch an dieser Tagung wieder mit einem eigenhändig geschriebenen Programm, mit dem sich die beim MPC abgegebenen Beobachtungsdaten statistisch aufarbeiten lassen. Interessant waren einige fertig erstellte Grafiken, welche die Arbeit der gesamten Kleinplanetengruppe dokumentieren. Darüber berichtete er dann am Sonntagmorgen in einem zweiten Kurzreferat.
Digitale Rettung der Palomar-LeidenPlatten In den sechziger und siebziger Jahren hat das Ehepaar Cornelis Johannes und Ingrid van Houten-Groenefeld in Zusammenarbeit mit Tom Gehrels den berühmten PalomarLeiden-Survey durchgeführt. Dr. Lutz D. Schmadel berichtet in seinem Referat von den bereits fortgeschrittenen Plänen, die damals belichteten Platten zu digitalisieren und deren Informationsgehalt vor dem Verfall zu retten.
Massenbestimmungen Wie Mike Kretlow in seinem anspruchsvollen Referat darlegte, hat er sich in den letzten Wochen wieder mal mit dem Thema der Massenbestimmung von Asteroiden beschäftigt. Interessant sind solche Bestimmungen eben auch, weil sich daraus das Volumen und somit die Massendichte ableiten lassen. Anhand von hochgenauen Ephemeriden zeigen sich bei der Annäherung von zwei Asteroiden gravitative Interaktionen, die sich dann für eine Massenbestimmung ausnutzen lassen.
Ehrung von Dr. Freimut Börngen Momentan seien 508 Tautenburger Kleinplaneten nummeriert und rund 400 tragen inzwischen einen Namen, berichtete Dr. Freimut Börngen in seinem Referat, in dem er auf die Systematik bei seinen vielen Namensgebungen verwies. Schwerpunkte
VdS-Journal Nr. 19
in den Benennungen liegen unverkennbar in den Gruppen Musik, Geografie, NSOpponenten, Wissenschaft sowie Kunst und Kultur. Gerhard Lehmann bereitet dem verdienten Astronomen, der bis dahin an keiner Fachtagung gefehlt hat, eine gelungene Überraschung: In einer gehaltvollen Laudatio zeichnete der FG-Vorsitzende Gerhard Lehmann das bewegte Berufsleben von Freimut Börngen nach. Er verwies auf die Probleme, die der liberal denkende Astronom während der DDR-Zeit hatte und gab seinem Respekt Ausdruck, mit welcher Konsequenz und Beharrlichkeit Börngen die Kleinplanetenforschung neben seiner eigentlichen Berufsarbeit betrieben hat. Doch auch dem Menschen und Freund vieler Amateurastronomen widmete Gerhard Lehmann einige dicke Kränzchen, bevor er ihm dann im Namen der Fachgruppe einen schön präparierten Eisenmeteoriten überreichte.
Eine Pre- und Re-Covery mit schalem Nachgeschmack Erich Meyer aus Linz hatte es übernommen, mit seinem ersten Referat am Sonntag auf eine sehr spannende Geschichte rund um das Transneptun-Objekt 2003 UZ117 hinzuweisen. Es war wieder mal der aufmerksame Reiner Stoss aus der Fachgruppe, der im Frühherbst 2004 bemerkte, dass es mit einem Bogen von gerade mal 29 Tagen wieder in Opposition geriet. Seine Nachrechung ergab allerdings eine inzwischen auf plus/minus 3,2 Grad aufgelaufene Unsicherheit in der Position. Für eine Re-Covery mit Amateurmitteln bei nur gerade 21. Grössenklasse nicht gerade einladend. Doch er fand drei weitere damals unbemerkte Beobachtungen der Station 644 Palomar Mountain/NEAT aus dem Jahr 2002 und verlängerte damit den Bahnbogen auf stolze 345 Tage. So sank dadurch der Unsicherheitsbogen auf 0,3 Grad. Am 18. September 2004 gelang Erich Meyer problemlos mit seinem prächtigen 60-cm-Teleskop der erhoffte Volltreffer und damit die Wiederentdeckung. Die drei sauber vermessenen Positionen gingen dann gemeinsam mit den zuvor ermittelten Precoveries ans MPC. Doch merkwürdigerweise erschien das damit sofort fällige MPEC erst am übernächsten Tag und zwar mit einer zusätzlichen Beobachtungsstaffel von 246 Klett vom Vorabend. ,,Daran hatten wir überhaupt keine Freude", kommentierte Erich Meyer mit diplomatischen Worten diese unerwartete ,,Ergänzung" aus Tschechien.
Software aus Russland Oleg Bykov aus St. Petersburg in Russland stellte zwei an seinem Institut neu entwickelte Computer-Programme kurz vor. IZCCD ist ein Programm, mit dem die Qualität von astrometrischen Messungen beurteilt werden kann. EPOS, das zweite Programm, ist der Nachfolger von CERES. Es dient der Ephemeriden-Rechnung.
Auf Plutos Spuren In einem sorgfältig recherchierten wissenschaftshistorischen Vortrag erinnerte Jens Kandler, der designierte Leiter der Sternwarte Drebach, an die Pluto-Entdeckung vor 75 Jahren. Pluto ist der kleinste Planet und zugleich auch jener Sonnentrabant mit dem vergleichsweise grössten Mond - eigentlich ein Doppelplanet. Auch seine starke Bahnneigung und die Exzentrizität liessen in den letzten Jahren die Vermutung aufkeimen, Pluto sei möglicherweise nur ein etwas spezieller Kleinplanet. Doch eben: Wo liegen eigentlich die Grenzen zwischen einem Planeten und einem Kleinplaneten?
Tüchtige Praktiker Mit Joachim Lorenz aus Hormersdorf in Sachsen berichtete ein erfahrener Praktiker über seine Erfahrungen mit einer CCD-Kamera ST-9XE von SBIG. Lorenz setzt die Kamera an seinem 300mm-f/6-Newton ein. Die Reichweite liegt bei einer 5minütigen Belichtungszeit bei 19,5 mag. Im Jahre 2004 wurden mit dieser Kamera 1.333 Positionen vermessen. Acht Neuentdeckung sowie drei Wiederentdeckungen runden die schöne Bilanz ab. Mit Wolfgang Ries aus Altschwendt in Österreich bestritt ein weiterer Praktiker den letzten Vortrag dieser Tagung. Seine Station A44 entstand auf seinem Bauernhof im Eigenbauverfahren. Unter einer AluKuppel steht ein 12-Zoll-Newton (f/6), der mit einer SXV-H9-Kamera von Starlight Express bestückt ist. Eine kleine Zusatzkamera übernimmt im Off-AxisVerfahren die Nachführung. Mit einem bunten Bogen ganz besonders schöner Astro-Aufnahmen setzte Wolfgang Ries den sehr passenden Schlusspunkt zu einer tollen Tagung.
Im nächsten Jahr wird die 9.Kleinplanetentagung am 10./11.Juni 2006 in Drebach/ Erzgebirge stattfinden. Wir laden alle recht herzlich ein.
V D S V O R O R T > P O R T R A I T 135
VdS on Tour - Danke, Herbert!
Zum Hintergrund der kurzen Geschichte: Die VdS besitzt einen Präsentationsstand mit Posterwand, den Fachgruppen-Postern, Tischen und natürlich Präsentations- und Infomaterial. Dieser VdS-Stand oder nur Teile davon kann von den Mitgliedern ausgeliehen werden, um auf Tagungen, Messen, Ausstellungen präsentiert zu werden - zur Präsentation der VdS und Mitgliederwerbung. Auch Herbert Zellhuber, der höchst aktive Referent der VdS-Fachgruppe ,,Amateurteleskope/Selbstbau" macht hiervon fleißig Gebrauch, wenn er z. B. zu den großen Teleskoptreffen fährt... Es folgt ein Auszug aus dem E-MailSchriftwechsel zwischen Otto Guthier und Herbert Zellhuber: ,,Hallo Otto, schade, dass der Karton zu spät ankam. Vielleicht kannst Du einige Kartons deponieren, dann hast Du immer etwas vorrätig..." ,,Hallo, Herbert, ist kein Problem mit dem Deponieren der restlichen Kartons. Prima, dass Du dich so einsetzt!..." ,,Hallo Otto, Ich mache auch keinen besonderen Aufwand (s. Bild). Das Poster fand
übrigens große Beachtung. Es ist auch nicht nässeempfindlich, so ein kleiner Regenschauer macht ihm nichts aus... Viele Grüße, Herbert"
Kommentar der VdS-Redaktion: Herbert (Bildmitte) scheint die Nässe auch nichts auszumachen... Danke, Herbert!
Kleine astronomische Lebensgeschichte
von Gertraud Eifert
Abb. 1: Zeichnung der Sonnenflecken am Fernglas 750 mit Astrosolarfolie, am 18.8.2005 um 17:25 MESZ, Ort: Dirlammen.
Astronomie hat mich schon seit meiner Kindheit interessiert. Seit fast 10 Jahren beobachte ich auch. Die ersten vier Jahre mit einem Bresser-Refraktor (Öffnung 70 mm). Dies war eine wackelige Angelegenheit. Für Mond, Sonne, Planeten und bestimmte offene Sternhaufen war es gut. Durch dieses Teleskop sah ich zum ersten Mal den Saturn. Seit 1999 beobach-
te ich mit einem Meade SchmidtCassegrain 8-ZollTeleskop, was für ein Unterschied! Seit 2000 bin ich Mitglied im Verein Astronomie Feldatal e.V.. Im selben Jahr war ich auch zum ersten Mal beim ITV in Stumpertenrod. Da sagte ein Sternfreund zu mir: ,,Gertraud, du bist eine Rarität". Ich habe erst einmal nachgefragt, wie er das meint. Die Erklärung: Es war als Kompliment gedacht, als eine der wenigen Frauen, die mit dem eigenen
Abb. 2: Zeichnung der Sonnenflecken am Schmidt-CassegrainTeleskop Meade LX10, Durchmesser 8 Zoll, f/10, GlasSonnenfilter, Vergrößerung 77, am 14.9.2005 um 16:00 MESZ, Ort: Dirlammen.
VdS-Journal Nr. 19
136 V D S V O R O R T > P O R T R A I T
Abb. 3: Zeichnung des Merkurdurchgangs mit Sonnenflecken am Schmidt-Cassegrain-Teleskop Meade LX10, Durchmesser 8 Zoll, f/10, Glas-Sonnenfilter, Vergrößerung 77, am 7.5.2003 um 9:00 MESZ, Ort: Dirlammen. Der Pfeil deutet auf den Planeten Merkur.
Abb. 4: Zeichnungen der Stellungen der Jupitermonde, am SchmidtCassegrain-Teleskop Meade LX10, Durchmesser 8 Zoll, f/10, Okularbrennweite 26 mm, am 12.5.2005 von 22:15 bis 23:15 MESZ und am 8.7.2005 um 22:45 MESZ, Ort: Dirlammen. Die Darstellung ist seitenverkehrt.
Teleskop anwesend waren und Ahnung von der Materie (Astronomie) haben. Zum Thema Ahnung von der Materie: Ich lerne heute noch dazu und ich denke es geht jedem(r) Astronom(in) so. Wo ich ganz neu anfangen müsste wäre CCDTechnik oder Astrofotografie. Aber das Zeichnen kommt eher meiner Natur entgegen. Ehrlich gesagt, wäre ich lieber keine Rarität. Mir wäre es viel lieber, dass sich Mädchen und Frauen, die sich für Astronomie interessieren, auch die Möglichkeiten z. B. im Verein nutzen. Heute haben wir die Möglichkeit, früher mussten die Frauen darum kämpfen. Seit 2000/2001 leite ich das Projekt Astronomie in der Lautertalschule (Grundschule) in Lautertal-Engelrod. Ein Projekt dauert sechs Wochen, pro Woche zwei Schulstunden Astronomie. Sonnenbeobachtung, Mondbeobachtung, Planetensteckbrief und vieles mehr. Hier freue ich mich darüber, dass sich gleichermaßen Jungen und Mädchen ins Zeug legen. Ein Höhepunkt in der Schule war letztes Jahr natürlich der Venustransit. Dies habe ich nicht alleine durchgeführt, sondern hatte Unterstützung von einem Schüler, Marc Andre Herbst aus LautertalEngelrod. Er hatte sich unter meiner Anleitung ein Sonnenfilter (Astrosolarfolie) für sein Teleskop gebastelt. So konnten wir beide am 8.6.2004 den Schülern und
VdS-Journal Nr. 19
dem Lehrpersonal (das uns auch schwer unter- Abb. 5: stützte) und ande- Zeichnung des Kometen C/2004 Q2 (Machholz), am Schmidtren Interessierten Cassegrain-Teleskop Meade LX10, Durchmesser 8 Zoll, f/10, den Venustransit Vergrößerung 36, am 6.1.2005 um 20:00 Uhr, Ort: Dirlammen. zeigen. Selbstverständlich durften die Kinder die Venus und Sonnenflecken in einem vorgefertigten und kopierten Blatt einzeichnen. Meine Vereinskollegen und -kolleginnen von Astronomie Feldatal e.V. waren an diesem Tag in Alsfeld und Homberg/ Ohm in Aktion. Nebenbei begleitet unser Verein seit 2003 Ferienspiele in Feldatal/ Stumpertenrod.
Was das Zeichnen betrifft habe ich 2002 damit angefangen. Seit kurzem bin ich Mitglied der VdS. Mir persönlich gefällt, dass dort Fotos und Zeichnungen den gleichen Stellenwert besitzen.
Abb. 6: Zeichnung des Ringnebels in der Leier, M 57, am Schmidt-Cassegrain-Teleskop Meade LX10, Durchmesser 8 Zoll, f/10, Vergrößerung 36, am 17.9.2004 um 22:00 Uhr, Ort: Dirlammen. Das Original wurde gescannt und invertiert.
7ISSENAUSERSTER(AND
*%4:4)--).)!"/4%34%.
.URBEIUNSlNDEN3IEDAS7ISSENDER%XPERTENKOMPETENTAUTHENTISCHVERSTËNDLICH 5NSERE!UTORENSINDAUSGESUCHTEUNDNAMHAFTE%XPERTENDARUNTERZAHLREICHE.OBEL PREISTRËGERDIESELBSTàBERIHRE&ORSCHUNGSARBEITENUND%RGEBNISSESCHREIBEN 5NSERE4HEMENDECKENDASGESAMTE3PEKTRUMDER7ISSENSCHAFTAB
5NSER+ENNENLERNANGEBOT4ESTEN3IEDREIAKTUELLE !USGABENVON3PEKTRUMDER7ISSENSCHAFTIM-INIABO FàRNURANSTATTIM%INZELKAUF !LS$ANKESCHÚNSCHENKENWIR)HNEN DAS4ASCHENWERKZEUGw2ALLYiVON6ICTORINOX
3ENDENODERFAXENAN 3PEKTRUM DER 7ISSENSCHAFT 6ERLAGSGESELLSCHAFT MB( CO:ENIT0RESSEVERTRIEB'MB( 0OSTFACH $ 3TUTTGART &AX
*A ICH MÚCHTE 3PEKTRUM DER 7ISSENSCHAFT DREI
!USGABEN IM -INIABONNEMENT FàR NUR STATT IM%INZELKAUF TESTEN&ALLSICHNICHTZWEI7OCHEN NACH %RHALT DER DRITTEN !USGABE DEN WEITEREN "EZUG ABBESTELLE ERHALTE ICH 3PEKTRUM DER 7ISSENSCHAFT IM *AHRESABONNEMENT!USGABEN FàRERMËIGTER 0REISAUF.ACHWEIS INKL0ORTO)NLANDUND-W3T )CH KANN MEIN !BONNEMENT JEDERZEIT BEENDEN ZU VIEL BEZAHLTES 'ELD ERHALTE ICH ZURàCK !LS $ANK FàR MEINE "ESTELLUNG ERHALTE ICH DAS 4ASCHENWERKZEUG w2ALLYi GRATIS 7IDERRUFSRECHT)CHHABEDAS2ECHTDIESE"ESTELLUNGINNERHALBVON 4AGEN SCHRIFTLICH BEI DER 3PEKTRUM DER 7ISSENSCHAFT 6ERLAGSGE SELLSCHAFT MB( CO :ENIT 0RESSEVERTRIEB 'MB( 0OSTFACH $ 3TUTTGARTZUWIDERRUFEN:UR&RISTWAHRUNGGENàGTDIERECHT ZEITIGE!BSENDUNG
.AME6ORNAME
3TRAE.R
WWWSPEKTRUMDE
3PEKTRUMDER7ISSENSCHAFT6ERLAGSGESELLSCHAFTMB(\3LEVOGTSTRn\$ (EIDELBERG\4ELEFON \4ELEFAX \WWWSPEKTRUMDE\'ESCHËFTSFàHRER-ARKUS"OSSLE 4HOMAS"LECK\!MTSGERICHT(EIDELBERG\(2"\!BONNEMENTSVERWALTUNG:ENIT0RESSEVERTRIEB'MB(\*ULIUS (ÚLDER 3TR\$ 3TUTTGART\6ERTRETUNGSBERECHTIGTER5WE"RONN
0,:7OHNORT $ATUM5NTERSCHRIFT
138 R E Z E N S I O N
Kosmos HimmelsPraxis 2006
- Anleitungen zur Sternbeobachtung Monat für Monat
Von Werner E. Celnik, Franckh-Kosmos-Verlag Stuttgart 2005, 120 Seiten, mit 108 Farb- und 13 S/W-Bildern, kartoniert, Format 16 cm 21 cm, 9,95 , ISBN 3-440-10268-8
Seit nunmehr drei Jahren erscheint das Jahrbuch ,,HimmelsPraxis" von Werner E. Celnik, herausgegeben von der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) im KosmosVerlag. Die Fachgruppen der VdS geben dem Autor Hinweise und Informationen und helfen ihm somit bei der Erstellung des Buches. Aha, ein weiteres Jahrbuch von Kosmos, möchte man denken. Dies ist aber so nicht richtig. Der Autor folgt allerdings dem Jahreslauf, jedoch zeigt er, wie wir noch sehen werden, teilweise mehr und andere Dinge als ein herkömmliches Jahrbuch. Das Herzstück der ,,HimmelsPraxis" bilden die Beobachtungsanleitungen, welche Monat für Monat umfassend, allgemeinverständlich und in Schritt-fürSchritt-Anleitungen über bestimmte Erscheinungen, Beobachtungsweisen und Astronomiesparten informieren. Dadurch
ist das Buch in jeder Hinsicht beginnertauglich und in der Praxis (wie der Name ,,HimmelsPraxis" schon verrät) mit einfachen Mitteln umsetzbar. Schlägt man das Buch auf, blickt man auf ein erfreulich übersichtliches Inhaltsverzeichnis. Die Seiten sind allesamt freundlich gehalten, nicht zuletzt mittels einer durch das ganze Buch ziehende Farbleiste in den oberen Seitenbereichen und farbigen Unterlegungen von Tabellen oder Textteilen. Nach einer kurzen Einführung folgen direkt die Monatsabschnitte. Jeder Monat beginnt mit einer Sternhimmelübersicht auf der einen und dem Mondlauf auf der gegenüberliegenden Seite. Gleichzeitig informiert eine kurze Orientierung über den Planetenlauf in diesem Monat (,,traditionsgemäß" beinhaltet der Februar eine ausführliche Übersicht zu den Planetenläufen im ganzen Jahr). ,,Quartalsmäßig", also im Januar, April, Juli und Oktober, gibt es einen Überblick zu den Sternbildern der betreffenden Jahreszeit mit Informationen und anschaulichen Bildern zu ausgewählten leichten, aber doch für Jedermann interessanten Blickfängen am Sternenhimmel. Dann folgen in jedem Monat die schon oben erwähnten Beobachtungs- und Praxisanleitungen, welche den Leser wirklich Schritt für Schritt an das oder
die Objekt(e) heranführen und neben den Praxistipps auch allgemeinverständlich Hintergrundinformationen vermitteln. Die Auswahl der Themen richtet sich nach den in speziell diesem Monat stattfindenden Ereignissen (z. B. im Januar ,,Saturn ganz groß im Blick" oder im März ,,Totale Sonnenfinsternis am 29. März") oder sind einfach jahreszeitgerecht gestreut. Sie beinhalten unter anderem übersichtliche Aufsuchkarten, informative Tabellen, Bilder und Diagramme. Der Erzähl- und Erklärstil des Autors ist freundlich und herzlich, der Leser lernt die Objekte oder Vorhaben ,,von der Pike auf" kennen (und mögen) und wird behutsam aber trotzdem zügig ans Thema herangeführt. Gleichwohl für den Beginner wie den Fortgeschrittenen geeignet ist dieses Buch wirkliche ,,Himmels - Praxis", mit dem roten Faden eines Jahrbuches gepaart. Meiner Meinung nach ist diese Mischung aus praktischen Beobachtungsanleitungen und Jahrbuch für den Beginn einer Reise ins Weltall im Jahreslauf bestens geeignet. Auch Leser anderer Jahrbücher werden mit diesem Buch auf jeden Fall noch zusätzliche Informationen und vor allem Anregungen erhalten.
Dietmar Bannuscher
Faszination Weltall!
Alles über Astronomie und Raumfahrt!
Preiswerte Literatur, Farbdiaserien, DVD/CD-ROM`s, Globen, Meteorite, Poster, Kalender, Raumfahrtzeugmodelle, u.v.m.
Gratisunterlagen anfordern!
Jetzt 10% Rabatt ie Listenpreise für a a ll u e f V d dS-Mitglieder!
Weltraum-Versand Stefan Böhle . Connollystr. 29/2 . 80809 München Telefon 01 62 / 5 91 03 55 . www.weltraum-versand.de
VdS-Journal Nr. 19
V O R S C H A U 139
Astronomische Ereignisse
zusammengestellt von Werner E. Celnik (alle Angaben ohne Gewähr!)
Alle Angaben ohne Gewähr!
Zeitangaben für Ort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br.,
Farbcode: Mondphasen, Finsternisse, Konjunktionen, andere
Ereignisse
Januar 2006
3. 19 Uhr MEZ (ca.) Maximum Quadrantiden, Meteor-
schauer, ca. 20/Std.
5. 6:20 MEZ Kleinplanet (532) Herculina (10,8 mag)
6,3' östl. des Sterns 50 Librae (5,5 mag)
ganze Nacht Kleinplanet (4) Vesta (6,2 mag) in
Opposition zur Sonne, Sternbild
Zwillinge
6. 19:56 MEZ Erstes Viertel
8. 20:08 MEZ Mond 34' nördl. Mars (-0,3 mag)
10.
4:21 MEZ Mond am Südrand der Plejaden (M45),
Sternbild Stier
13.
6:15 MEZ Jupiter (-1,8 mag) 0,7 Grad nördl. des
Doppelsterns Alpha Librae (2,7 mag),
Sternbild Waage
14:34 MEZ Venus (-4,0 mag) in unterer Konjunktion
zur Sonne, Winkeldurchm. 63,6'',
Abstand 5,5 Grad nördl.
14.
10:48 MEZ Vollmond
15.
6:00 MEZ Kleinplanet (2) Pallas (10,2 mag) 5'
nordwestl. des Sterns Sigma Ophiuchi
(4,3 mag), Sternbild Schlangenträger
16.
3:11 MEZ Saturn (-0,1 mag) 35' nördl. des Sterns
Delta Cancri (3,9 mag), Sternbild Krebs
17.
6:30 MEZ Mond 2,9 Grad nordwestl. Regulus (Alpha
Leonis), Sternbild Löwe
21.
Abendhimmel Mars (0,0 mag) Frühlingsanfang,
Scheibchen 89,7% beleuchtet,
Winkeldurchm. 9,8'', Sternbild Widder
22.
1:30 MEZ Mond 1,6 Grad östl. Spica (Alpha Virginis),
Sternbild Jungfrau
16:14 MEZ Letztes Viertel
25.
19:50 MEZ bis 21:50, Saturn (-0,2 mag) bedeckt den
Stern BY Cancri (= PPM125631 =
SAO98054, 7,9 mag)
26.
6:00 MEZ Kleinplanet (532) Herculina (10,8 mag)
49' nördl. des Sterns Zeta Ophiuchi (2,5
mag), Sternbild Schlangenträger
27.
5:00 MEZ Kleinplanet (2) Pallas (10,2 mag) 27'
nördl. des Sterns Beta Ophiuchi (2,7
mag), Sternbild Schlangenträger
ganze Nacht Saturn (-0,2 mag) in Opposition zur
Sonne (Winkeldurchm. 20,5'',
Ringdurchm. 44,1''), Blick auf
Südhalbkugel
29.
15:15 MEZ Neumond
19:00 MEZ Kleinplanet (4) Vesta (6,8 mag) 44' südl.
des Sterns Epsilon Geminorum (3,0
mag), Sternbild Zwillinge
30.
5:00 MEZ Kleinplanet (2) Pallas (10,2 mag) am
Südrand des Offenen Sternhaufens IC
4665 (4,2 mag), Sternbild
Schlangenträger
Februar 2006
2. ganze Nacht Saturn (-0,2 mag) im Off. Sternhaufen
M44 (Praesaepe, 3,1 mag), Sternbild
Krebs
5. 07:29 MEZ Erstes Viertel
23:18 MEZ Mond 1,4 Grad nördl. Mars (0,3 mag)
13.
05:44 MEZ Vollmond
19:00 MEZ Mond 2,6 Grad nordöstl. Regulus (Alpha
Leonis), Sternbild Löwe
15.
3:38 MEZ Kleinplanet (532) Herculina (10,7 mag)
19'' nördl. des Sterns SAO 160324
(=PPM 232685, 5,4 mag), Sternbild
Schlangenträger
18.
1:00 MEZ Mars (0,5 mag) 2,3 Grad südl. der Plejaden
(M45), Sternbild Stier
5:59 MEZ Mond 16 Bogenminuten südöstl. Spica
(Alpha Virginis), Sternbild Jungfrau
21.
08:17 MEZ Letztes Viertel
24.
ca. 19 Uhr MEZ Merkur (-0,3 mag) in größter östl.
Elongation (18 Grad )
25.
20:00 MEZ bis 5:00, Kleinplanet (9) Metis (9,2 mag)
zieht südwestl. am Stern Theta Leonis
(3,3 mag) vorbei, Abstand um 20 Uhr
3,2', Sternbild Löwe
28.
1:31 MEZ Neumond
März 2006
5.
20:00 MEZ
6.
21:16 MEZ
9.
20:41 MEZ
13.
0:13 MEZ
15.
00:35 MEZ
22:21 MEZ
20.
19:26 MEZ
21.
2:53 MEZ
22.
1:00 MEZ
20:11 MEZ
25.
5:15 MEZ
29.
11:15 MEZ
Mond 1,5 Grad östl. der Plejaden (M45), Sternbild Stier Erstes Viertel Mond 1,9 Grad südöstl. Pollux (Beta Geminorum), Sternbild Zwillinge Mond 1,8 Grad nordöstl. Regulus (Alpha Leonis), Sternbild Löwe Vollmond bis 3:13, HalbschattenMondfinsternis (Größe 1,056) Frühlingsanfang Mond 48' südl. Antares (Alpha Scorpii), Sternbild Skorpion Kleinplanet (4) Vesta (7,7 mag) 41' nördl. des Sterns Epsilon Geminorum (3,0 mag), Sternbild Zwillinge Letztes Viertel Venus (-4,3 mag) in größter westl. Elongation (47 Grad ) Neumond
VdS-Journal Nr. 19
140 V O R S C H A U
vormittags
Totale Sonnenfinsternis (Nordafrika, Türkei, Kasachstan, Russland), in Deutschland partiell
April 2006
1.
22:30 MEZ
3.
22:15 MEZ
5.
13:01 MEZ
6.
3:00 MEZ
7.
3:27 MEZ
9.
3:30 MEZ
13.
17:40 MEZ
20:00 MEZ
17.
22:00 MEZ
Mond 1,8 Grad westl. der Plejaden (M45), Sternbild Stier Mond 2,8 Grad nördl. Mars (1,2 mag) Erstes Viertel Mond 2,5 Grad südwestl. Pollux (Beta Geminorum), Sternbild Zwillinge Mond 2,8 Grad nordöstl. Saturn (0,1 mag) Mond 2,1 Grad nördl. Regulus (Alpha Leonis), Sternbild Löwe Vollmond Mond 1,5 Grad südöstl. Spica (Alpha Virginis), Sternbild Jungfrau Mars (1,3 mag) 0,7 Grad nördl. des Sternhaufens M35 (5,1 mag), Sternbild Zwillinge
21.
4:28 MEZ Letztes Viertel
25.
2:30 MEZ Jupiter (-2,4 mag) 1,0 Grad nördl. des
Doppelsterns Alpha Librae (2,7 mag),
Sternbild Waage
26.
21:45 MEZ Kleinplanet (4) Vesta (8,1 mag) 17'
nordöstl. des Sterns 75 Geminorum (5,0
mag), Sternbild Zwillinge
27.
20:44 MEZ Neumond
Mai 2006 4. ganze Nacht
5. 6:13 MEZ
10.
22:30 MEZ
Jupiter in Opposition zur Sonne, -2,5 mag, Winkeldurchm. 44,7'', Sternbild Waage Erstes Viertel Kleinplanet (4) Vesta (8,2 mag) 18' nördl. des Sterns Kappa Geminorum (3,6 mag), Sternbild Zwillinge
Astronomische Veranstaltungen
gesammelt von Werner E. Celnik (alle Angaben ohne Gewähr!)
So, 22. - Sa, 28.1.2006
6. AAG-Seminar: Praktische Astrono-
mie für Einsteiger, Einführung in die
Technik und Methodik der astronomi-
schen Beobachtung
Ort:
Kulm-Hotel, Gornergrat,
Zermatt, Schweiz
Veranstalter: Astronomische Arbeits-
gemeinschaft Gornergrat
(www.gornergrat.de)
Seminarleiter: Dr. Werner E. Celnik,
Otto Guthier
Info und W. E. Celnik,
Anmeldung: Graudenzer Weg 5,
D-47495 Rheinberg,
Fax: +49(0)2843-990332,
E-Mail: werner.e.celnik@
astrographic.de
Fr, 24. - So, 26.2.2006
25. AKM Frühjahrsseminar
Ort:
Bildungshaus Reimlingen
(www.bildungshaus-
reimlingen.de)
Veranstalter: Arbeitskreis Meteore e.V.
(VdS-Fachgruppe
Meteore) und VdS-Fach-
gruppe Atmosphärische
Erscheinungen)
Inhalte:
Beiträge aus allen Teilbe-
reichen des AKM: Meteore,
Halos, Polarlichter, leuch-
Information: Anmeldung:
tende Nachtwolken, u. a. www.meteoros.de/akm/ seminar06.html Ina Rendtel, Mehlbeerenweg 5, D-14469 Potsdam, Tel. 0331-520707, ina-rendtel@meteoros.de
Sa, 22.4.2006
4. Praktischer astronomischer Samstag
(PaS)
Ort:
Sternwarte Neuenhaus
Veranstalter: Astronomischer Verein der
Fragfschaft Bentheim e.V.
und NightSky e.V.
Information: www.avgb.de, http://pas.
nightsky-online.de
Kontakt: Christoph Lohuis,
E-Mail: Lohuis@T-Online.de
Tel.: 05941-990904
Fr, 12. - So, 14.5.2006
Jahrestagung der VdS-Fachgruppe
,,Spektroskopie"
Ort:
Sternwarte Sonneberg,
Thüringen
Information: www.pollmann.ernst.org
Anmeldung: Ernst.Pollmann@aol.com
Do, 25. - So, 28.5.2006 SONNE-Tagung
Ort:
Germerode (geplant, kann
sich noch verändern)
Information: www.sonnetagung.de
Fr, 2. - Mo, 5.6.2006
25. Planeten- und Kometentagung
Ort:
Bruder-Klaus-Heim,
Violau, Nähe Augsburg
Info und http://violau.istcool.de
Anmeldung: oder bei Wolfgang Meyer,
Martinstr. 1, 12167 Berlin,
fg-planeten@vds-astro.de
Sa, 10. - So, 11.6.2006
9. Kleinplanetentagung der Fachgruppe
,,Kleine Planeten"
Ort
Volkssternwarte und Zeiss-
Planetarium Drebach
Information: www.kleinplanetenseite.de
bzw. Gerhard Lehmann,
Persterstr.6h,
09430 Drebach
Fr, 25. - So, 27.8.2006
ESOP XXV
Ort:
Leiden, Niederlande
Veranstalter: IOTA / ES, Fachgruppe
Sternbedeckungen
Information: www.doa-site.nl und
www.IOTA-ES.de
die Seiten werden laufend aktualisiert
VdS-Journal Nr. 19
V O R S C H A U 141
VdS-Journal Nr. 19
142 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" 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 faxen uns. Wenn Sie Zeitschriften im Abonnement über die VdS beziehen, geben Sie die Anschriftenänderung bitte ausschließlich an uns! Wir informieren dann automatisch die Verlage.
Sie haben uns eine Einzugsermächtigung erteilt und Ihre Bankverbindung hat sich geändert? Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte auch mit folgendem Coupon schriftlich. Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf unser Konto 11745 bei der Sparkasse Starkenburg, 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" über die VdS zu ermäßigten Abo-Preisen beziehen? Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar nicht im Abonnement beziehen, genügt es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das Abo über uns beginnen soll (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 AbonnementVertrag 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" kündigen? Eine Kündigung ist zum 30.6. und zum 31.12. eines jeden Jahres möglich. Bitte teilen Sie uns dies jedoch schriftlich bis spätestens 15.5. 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 reduzierten Beitrag nur dann gewähren, wenn uns von Ihnen eine Immatrikulations-, Schul- oder Ausbildungsbescheinigung vorliegt. Diese Bescheinigung benötigen wir auch für den Nachweis gegenüber den Verlagen beim reduzierten Bezug von Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute. Für die korrekte Rechnungserstellung muss uns Ihre Bescheinigung unaufgefordert bis spätestens 15.10. eines jeden Jahres für das Folgejahr vorliegen. Eine nachträgliche Rechnungsänderung im Frühjahr erfordert einen enormen Zeitund Kostenaufwand, sowohl bei uns als auch beim Verlag und ist nicht mehr möglich! Sollten wir Ihre Bescheinigung zum genannten Termin nicht haben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglieder reichen uns die Bescheinigung bitte zum Beginn der Mitgliedschaft ein.
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle/Vorsitzender Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim vds-astro@t-online.de E-Mail Geschäftsstelle: service@vds-astro.de Tel.: 0 62 52 / 78 71 54, Fax: 78 72 20
Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank! Ruth Lulay
Von der Mitgliederversammlung wurde am 17. September 2005 in Recklinghausen eine neue Beitragsordnung beschlossen. Danach bleibt der Mitgliedsbeitrag in den Jahren 2006 und 2007 für Mitglieder mit Anschrift im Inland oder in übrigen Mitgliedstaaten der Europäischen Gemeinschaft unverändert. Für Mitglieder im Ausland -mit Ausnahme der Mitgliedstaaten der EG- erhöht sich der jährliche Beitrag um 5,00 .
Gibt es Neuigkeiten? Sagen Sie es uns!
Hat sich Ihre Anschrift geändert, oder haben Sie die Bank gewechselt? Bitte informieren Sie uns
über Änderungen. Vielen Dank! Schicken Sie einfach den ausgefüllten Coupon per Post oder per
Fax an: 0 62 52 / 78 72 20.
Antwort Vereinigung der Sternfreunde e. V. Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim
Mitglieds-Nr.
Name
Vorname
Neue Anschrift: Straße, Hausnummer
PLZ, Ort
r Meine Bankverbindung hat sich wie folgt geändert. r Ich möchte die Mitgliedsbeiträge und mein Abonnement ,,SuW" bequem per Banklastschrift-
verfahren bezahlen!
Bankinstitut, Name und Ort
Kontonummer
BLZ
Ich ermächtige die Vereinigung der Sternfreunde widerruflich, fällige Mitgliedsbeiträge und Abonnementbeträge für SuW von o. g. Konto oder einem anderen Konto, das ich zukünftig benennen werde, im Lastschriftverfahren abzubuchen. Der Kontoinhaber ist mit dem o.g. Mitglied identisch.
Datum, Unterschrift
H I N W E I S E 143
Hinweise für unsere Autoren
Die Redaktion bittet sehr um freundliche Beachtung
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 10.000 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 Text- oder Bild-Beitrag (auch nicht in Teilen oder veränderter Form) noch nicht anderweitig veröffentlicht oder zur Veröffentlichung eingereicht ist. Bei mehreren eingereichten Beiträgen bitte je Beitrag einen Datenträger verwenden.
Text Möglichst als MS-Word-Datei (Format: *.doc oder *.rtf). Notfalls ASCII-Datei (Format: *.txt), einspaltig, ohne jedes Layout, auf CD-ROM oder 31/2 Zoll-Diskette. Bitte dem Datenträger immer einen sauberen Ausdruck beilegen.
Tabellen Tabellen müssen so angelegt sein, dass Spalten ausschließlich durch ein (!) Tabulator-Zeichen getrennt werden. Auf keinen Fall dürfen die Spalten durch das
Eintippen von Leerzeichen gebildet werden. Die Tabellenfunktionen der Textvera rbeitungssoftware bitte nicht verwenden, diese Tabellen müssen ohnehin aufgelöst werden (arbeitsintensiv!). Auch Tabellen als Ausdruck in der gewünschten Form beifügen.
Zeichnungen und Fotos Aufnahmen als S/W- oder Farbabzüge bitte nicht größer als DIN A4-Format, Fotoabzüge nur auf Hochglanz-Fotopapier, nicht als selbst vom Abzug gescannte Datei einschicken! Aufnahmen und Zeichnungen müssen auf der Rückseite mit der Bildunterschrift und dem Namen des Autors versehen sein. Die zugehörigen Bildunterschriften für alle Abbildungen zusätzlich bitte auf eine eigene Seite bzw. in eine eigene Datei schreiben und ausdrucken.
Bilddateien, CCD-Bilder Nur als *.tif oder gering komprimiertes *.jpg-Format in ausreichender Bildgröße einsenden. Die Druckauflösung beträgt 300 dpi. Die optimale Dateigröße für ein unkomprimiertes RGB-Farbbild der Druckgröße 100 mm 100 mm beträgt demnach 4,0 MByte, für ein S/W-Bild 1,2 MByte.
Grafiken und Diagramme Mit mindestens 600 dpi als Ausdruck (max. Abdruckgröße 1:1, ohne Raster) mit nicht zu dünnen Linien, nur als *.tif- oder *.jpg-
Datei, oder als Ausdruck. Postscript- oder CorelDraw-Dateien können nicht gelesen werden.
Datenträger Bevorzugt ist die CD-ROM, zur Not auch 31/2-Zoll-Diskette (sehr häufige Defekte!), wegen der problematischen Verwaltung möglichst keine E-Mail!
Versand der Unterlagen Jeder einzelne Beitrag sollte in einer gelochten Klarsichthülle zusammengefasst sein und Folgendes enthalten: Namen, Anschriften und Telefonnummern, Aufsichtsvorlagen (Fotos, Ausdrucke), Kontrollausdruck des gesamten Textes, inkl. Bildunterschriften und Tabellentiteln (die Redaktion kann nicht alle Beiträge selbst ausdrucken!) Zuordnung, zu welcher Rubrik der Beitrag gehört (z. B. ,,Sonne"). Durchnummerierte Liste aller beigelegten Teile (mit entsprechenden Nummer auf den einzelnen Teilen), Datenträger mit allen Text- und Bilddateien sowie Angaben zu den Dateien (verwendetes Programm mit Versionsnummer), je Beitrag 1 Datenträger. Ein Deckblatt für diese Angaben kann unter www.vds-astro.de heruntergeladen werden Versandadresse: Vereinigung der Sternfreunde e.V. Geschäftsstelle Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim
Der Kugelsternhaufen M 3, aufgenommen von Bernd Koch am 14.4.2004 mit einer Digitalkamera Canon 10D (Chipgröße 15,1 mm 22,7 mm), Aufnahme im Raw-Modus, ISO 800, Aufnahmeoptik war ein Celestron 14, f/6,2, Effektivbrennweite 2,2 m. Das Bild ist der Mittelwert
aus 7 Einzelbildern zu je 120 s Belichtungszeit. Einige Details zur Bildbearbeitung: Von jedem Einzelbild wurde vor der Mittelwertbildung ein gemitteltes Dunkelbild subtrahiert. Kalibrierung und Mittelwertbildung mit der Software ImagesPlus 1.72.
Glättung des Hintergrundes Mit NeatImage 1.17.
VdS-Journal Nr. 19
144 H I N W E I S E
Anschriften der VdS-Fachgruppen-Referenten
Fachgruppe
Name
Vorname Straße
Amateurteleskope/Selbstbau Zellhuber Herbert
Kreuzeckstr. 1
Astrofotografie
Riepe
Peter
Lortzingstr. 5
Atmosph. Erscheinungen Hinz
Wolfgang Bräuhausgasse 12
CCD-Technik
Möller
Dennis
Aßmayergasse 5-7/1/4
Computerastronomie
Garrelts
Heiko
Kellnerweg 12, App. 05
Dark Sky
Hänel
Dr. Andreas Am Sportplatz 7
Geschichte
Steinicke Wolfgang Gottenheimer Str. 18
Jugendarbeit VEGA e.V.
c/o Susanne Hoffmann, Archenhold-Sternwarte,
Alt-Treptow 1,
Kleinplaneten
Lehmann Gerhard
Persterstr. 6h
Kometen
Meyer
Maik
Johann-Strauß-Str. 26
Meteore
Molau
Sirko
Abenstalstr. 13 b
Planeten
Meyer
Wolfgang Martinstr. 1
Populäre Grenzgebiete
Wunder
Edgar
Heidelberger Str. 16
Sonne
Janke
Steffen
An der Wuhlheide 197
Spektroskopie
Pollmann Ernst
Emil-Nolde-Str. 12
Sternbedeckungen/IOTA-ES Bode
Hans-Joachim Bartold-Knaust-Str. 8
VdS-Volkssternwarte
Schulz
Dr. Jürgen Arnstädter Str. 49
Veränderliche / BAV
Braune
Werner
Münchener Str. 26
Visuelle Deep-Sky Beob. Bohle
Jens
Frankenstr. 6
PLZ 82380 44789 83098 A-1220 37077 49124 79244
Ort Peißenberg Bochum Brannenburg Wien Göttingen Georgsmarienhütte Umkirch
12435 09430 65779 84072 12167 69207 12459 51375 30459 99334 10825 32120
Berlin Drebach Kelkheim Seysdorf Berlin Sandhausen Berlin Leverkusen Hannover Kirchheim Berlin Hiddenhausen
E-Mail Redaktion fg-selbstbau@vds-astro.de fg-astrofotografie@vds-astro.de fg-atmosphaere@vds-astro.de fg-ccd-technik@vds-astro.de fg-computerastronomie@vds-astro.de fg-darksky@vds-astro.de fg-geschichte@vds-astro.de
fg-jugendarbeit@vds-astro.de fg-kleine-planeten@vds-astro.de fg-kometen@vds-astro.de fg-meteore@vds-astro.de fg-planeten@vds-astro.de fg-grenzgebiete@vds-astro.de fg-sonne@vds-astro.de fg-spektroskopie@vds-astro.de fg-sternbedeckungen@vds-astro.de juergen.schulz@vds-astro.de fg-veraenderliche@vds-astro.de fg-deepsky@vds-astro.de
Kontaktadressen Materialzentrale Radioastronomie
Heising Riese
Thomas Jobst-Peter
Clara-Zetkin-Str. 59 Vor der Pforte 12
39387 Oschersleben 63303 Dreieich
jobst-peter.riese@t-online.de
Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Vorsitzender Homepage
Am Tonwerk 6 Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim 64646 Heppenheim
service@vds-astro.de vds-astro@t-online.de www.vds-astro.de
Liste der VdS-Fachgruppen-Redakteure
Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des zuständigen FG-
Redakteurs senden:
Bereich bzw.Fachgruppe Name
Vorname Straße
PLZ Ort
E-Mail Redaktion
Amateurteleskope
Schäfer
Frank
Röderstr. 23
01454 Radeberg
redaktion-amateurteleskope@vds-astro.de
Selbstbau
Zellhuber Herbert
Kreuzeckstr. 1
82380 Peißenberg
redaktion-selbstbau@vds-astro.de
Astrofotografie
Riepe
Peter
Lortzingstr. 5
44789 Bochum
redaktion-astrofotografie@vds-astro.de
Computerastronomie
Jahns
Helmut
Glimmerweg 21
30455 Hannover
redaktion-computerastronomie@vds-astro.de
CCD-Technik
Langenbach Dirk
Goethestr. 6
58089 Hagen
redaktion-ccd-technik@vds-astro.de
Dark Sky
Hänel
Dr. Andreas Am Sportplatz 7
49124 Georgsmarienhütte redaktion-darksky@vds-astro.de
Geschichte
Steinicke Wolfgang Gottenheimerstr. 18
79224 Umkirch
redaktion-geschichte@vds-astro.de
Jugendarbeit VEGA e.V.
c/o Susanne Hoffmann, Archenhold-Sternwarte,
Alt-Treptow 1
12435 Berlin
redaktion-jugendarbeit@vds-astro.de
Kleine Planeten
Lehmann Gerhard
Persterstr. 6h
09430 Drebach
redaktion-kleine-planeten@vds-astro.de
Kometen
Kerner
Heinz
Gerdehaus 11
29328 Fassberg
redaktion-kometen@vds-astro.de
Meteore/atm.Ersch.
Sperberg Ulrich
Südbockhorn 59
29410 Salzwedel
redaktion-meteore@vds-astro.de
Planeten
Wohlfeil Arnold
Stierstr. 7
12159 Berlin
redaktion-planeten@vds-astro.de
Populäre Grenzgebiete Wunder Edgar
Heidelberger Str. 16
69207 Sandhausen
redaktion-grenzgebiete@vds-astro.de
Sonne
Hörenz
Martin
Mosczinskystr. 12, WE1310 01069 Dresden
redaktion-sonne@vds-astro.de
Spektroskopie
Hunger
Thomas
Hagenstr. 22
59581 Warstein
redaktion-spektroskopie@vds-astro.de
Sternbedeckungen
Bredner Dr. Eberhard Ginsterweg 14
59229 Ahlen-Dolberg redaktion-sternbedeckungen@vds-astro.de
VdS-Volkssternwarte
Schulz
Dr. Jürgen Arnstädter Str. 49
99334 Kirchheim
juergen.schulz@vds-astro.de
Veränderliche/BAV
Bannuscher Dietmar
Burgstr. 10
56249 Herschbach
redaktion-veraenderliche@vds-astro.de
Visuelle Deep-Sky Beob. Steinicke Wolfgang Gottenheimerstr. 18
79224 Umkirch
redaktion-deepsky@vds-astro.de
Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Vorsitzender Homepage
VdS-Journal Nr. 19
Am Tonwerk 6 Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim 64646 Heppenheim
service@vds-astro.de vds-astro@t-online.de www.vds-astro.de
Name Allmacher Banik Bannuscher Beck Bode Bohle Bopp Bücke Celnik Dammermann Denner Dylus Eckl Eder Eifert Eisenbeins Emrich Fenn Freitag Frommert Gera Götte Griesser Guthier Güths Hammel Hänel Hanisch Hanswald Heesen Hinz Höbel Hoffmann Hoppe Hörenz Jahn Jäger Kafalis Kandler Prof. Dr. Keller Kerner Kersten Klein Knöfel Kowollik Kräling Krause Küttner Leu Loewa Lohnis Marquard Meyer Meyer Molau Möckel Mönch Möller Mrozek Mündlein Neubert Nickel Niechoy Noack Nürnberger Paech Rapp Rhemann Riepe Röhrig Salinger Schabacher Schurr Schröder Sommer Steinicke Unbehaun Uffrecht Ueberschaer Ulrichs Unterguggenberger Walther Weis Wenzel Witt Wolf Wohlfeil Zellhuber Ziegenhein
Vorname Erik Gundbert Dietmar Stefan Hans-Joachim Jens Matthias Roland Werner E. Wilhelm Thomas Stefan Caroline Klaus Gertraud Gerhard Georg Christian Uwe Hartmut Hans-Dieter Armin Markus Otto Torsten Stefan Andreas Bernd Frank Volker Claudia Peter Susanne Angelika und Michael Martin Jost Michael Stathis Jens Hans-Ulrich Heinz Peter Karl-Hermann Andre Silvia Winfried Carola Marius Christian Heinz Christoph Bernd Erich Maik Sirko Sebastian Rüdiger Dennis Norbert Ralf Andre Otmar Detlev Steffen Reinhard Wolfgang Walter Gerald Peter Andreas Susanne Markus Chris Joachim Alfred Wolfgang Doris Ullrich Stefan Ralf Stefanie Gerhart Christian Klaus Volker Manfred Arnold Herbert Frank und Peter
Straße Am Spatzentriesch 17 Hintere Bergstraße 12 Burgstr. 10 Eschelbachstr. 17 Barthold-Knaust-Str. 8 Frankenstr. 6 Kirchstr. 8 Anna-von-Gierke-Ring 147 Graudenzer Weg 5 Brombeerweg 23 An der Beek 67 Schwarzer Grundweg 22
Am Weißenacker 8 Am Sportplatz 7
Am Rod 40 Brahmstraße 12 Josef-Führer-Str. 48 Wattenscheider Str. 78 Kuckucksweg 6 Breitenstraße 2 Am Tonwerk 6 Am Pfahlgraben 45 Bordenbergweg 14 Am Sportplatz 7 Am Bahnhof 8a Emil-Nolde-Straße 33 Kreuzstr. 5 Bräuhausgasse 10 Im Föhrenwald 35 Geschwister-Scholl-Str. 7 Im Mittenfeld 14 Mosczinkystr. 12 Bahnhofstr. 12 Seibererstr. 225 Krumpterstr. 6 Straße der Jugend 26 Mittlerer Schloßgarten Gerdehaus 11 Habichtweg 4 Regengasse 37 Am Observatorium 2 Adolf-Gesswein-Str. 6 Minksweg 4 Grimmestr. 6 Schützenbogen 34 Goebelstraße 56 Haardter Str. 6 Jahnstr. 3 Rumpenweg 22 Ferd.-Markl-Str. 1/62 Johann-Strauß-Str. 26 Abenstalstr. 13 b
Görlitzer Str 30a Aßmayergasse 5-7/1/4 Rodersiepen 11 Oberer Buchs 9 Am Flutgraben zum Schollberg 11 Bertheaustr. 26
Martin-Wilhelm-Str. 69 Wiesenstraße 13 Zollernstr. 13 Linzerstraße 372/1/6 Lortzingstr. 5 Bahnhofstr. 16 Meierottostr.5 Holthauser Heide 16 Hölderlin Str. 50 Bahnhofstr. 7 Jägerweg 41 Gottenheimerstr. 18 Fabrikstraße 75 Braunschweiger 4 Ruhrstr. 21 Birkenweg 22
Steinstr. 3 Höhenweg 11 Hamoirstr. 8 Ganghoferstr. 5 Sägenberg 8 Stierstr. 7 Kreuzeckstr. 1 Magdeburger Tor 90
PLZ 34626 97270 56249 71088 30459 32120 74243 21035 47495 38112 41372 87509
Ort Neukirchen Kist Herschbach Holzgerlingen Hannover Hiddenhausen Langenbrettach Hamburg Rheinberg Braunschweig Niederkrüchten/Elmpt Immenstadt
36369 49124
Lautertal-Dirlammen Georgsmarienhütte
97762 23556 80997 44793 49124 Ch 64646 61239 64367 49124 15326 48455 44787 83098 91054 14471 42859 01069 29525 A-3610 81543 09430 70173 29328 71287 50171 15848 71636 35043 44803 02997 13627 67433 49828 41542 A-4040 65779 84072
Hammelburg Lübeck München Bochum Georgsmarienhütte Wiesendangen Heppenheim Ober-Mörlen/Langenhain Mühltal Georgsmarienhütte Lebus Bad-Bentheim Bochum Brannenburg Erlangen-Buckenhof Potsdam Remscheid Dresden Uelzen Weissenkirchen München Drebach Stuttgart Fassberg Weissach Kerpen Lindenberg Ludwigsburg Marburg Bochum Wittichenau Berlin Neustadt Neuenhaus Dormagen Linz Kelkheim Au/Seysdorf
02957 A-1120 58135 97236 51145 55129 37075
Krauschwitz Wien Hagen Lindelbach Köln Mainz Göttingen
97204 30989 78056 A-1140 44789 65599 10719 42327 71336 97996 29328 79224 66539 21614 40699 26548
Höchberg Gehrden Villingen-Schwenningen Wien Bochum Dornburg-Wilsenroth Berlin Wuppertal Waiblingen Niederstetten Faßberg Umkirch Neunkirchen Buxtehude Erkrath-Hochdahl Norderney
64367 74858 63762 82178 87742 12159 82380 39249
Mühltal Aglasterhausen Großostheim Puchheim Köngetried Berlin Peissenberg Barby
e-mail
Dietmar.Bannuscher@t-online.de stefan_beck@cometchaser.de H.-J.B@ONLINE.de mail@jens-bohle.de DD1US@AMSAT.ORG rb@buecke.de werner.e.celnik@astrographic.de Tk.denner@freenet.de Dylus@weltallkunde.de
Ahaenel@uos.de
uwefreitag@gmx.net spider@seds.org Prometheus9263@aol.com Griessen@spektraueb.de vds-astro@t-online.de torstengueths@ipfb.net StefanHammel@web.de ahaenel@uos.de bernd.hanisch1@gmx.de Frank.hauswald@gmx.net heesen@astro.ruhr-uni-bochum-de hinz@glorie.de susanne@vds-astro-jugend.de astrohoppe@aol.com Martin-hoerenz@gmx.de vds@jostjahn.de info@stathis-firstlight.de
h.kerner@t-online.de
aknoefel@astroamateur.de
carkra@gmx.de marius.kuettner@t-online.de
Lohnis@t-online.de berndm@gosky.de erich.meyer@ooenet.at Maik@comethunter.de sirko@molau.de
Moeller-d@gmx.de
Otmar.Nickel@web.de
pri@bfw-dortmund.de s.salinger@gmx.net
joachim.schroeder@12move.de steinicke-zehnle@t-online.de
ueberschaer@astrofoto.de SternwarteNey@AOL.com
VolkerWitt@t-online.de
zellix@t-online.de FrankZiegenhein@gmx.de
PARAMOUNT Kompromisslose Montierung - robotisch, internetfähig,
höchste Präzision und Tragkraft.
nserer Internetseite unter: ur PARAMOUNT ME auf u gen/mont-start.htm#bisque
e Infos z
ntierun
http: W // e w i w te w r .baader-planetarium.de/mo
Oberes Kabelanschlußpaneel. Alle Kabel werden durch die Montierung geführt und die Anschlüsse für CCD, Guider sowie Daten und Strom stehen direkt am Teleskop zur Verfügung
Paramount ME
im Lieferumfang sind enthalten: - Achsenkreuz - Multifunktions-Instrumententräger - 2 Edelstahl-Gegengewichte
und V2A-Gegengewichtsstange - Joystick - komplettes Softwarepaket für
den robotischen Betrieb via Internet:
TheSkyTM Professional T-PointTM CCD-SoftTM OrchestrateTM IA-ServerTM IA-ClientTM
Preis: 13.750,-
ink. 16% MwSt.
Auch wenn Sie Ihren Traum von einer fernsteuerbaren Sternwarte erst viel später verwirklichen können - die Paramount ME bildet bereits jetzt eine solide Basis für alle derartigen Pläne. Sie veraltet nicht dank updatefähiger Software und upgradefähiger Hardware
Sternwarte in Hannover, mit drei verschiedenen Teleskopen werden engbandige CCDAufnahmen mitten aus der Großstadt gefertigt, die Montierung läuft völlig selbstständig über Stunden mit absoluter Präzision.
PA R A M O U N T
ROBOTIC TELESCOPE MOUNT
Die Steuersoftware TheSkyTM
Sternwarte auf Wangerooge - die Instrumenlast beträgt 62 kg. Die gesamte Anlage inkl. Kuppel wird über das Internet aus Wilhelmshaven gesteuert.
Neu konzipierte Höhen- und Azimuteinstellungen garantieren eine wesentlich präzisere Aufstellung als herkömmliche Montierungen
Unteres Kabelanschlußpaneel mit fertig durch die Montierung verlegten Kabeln für alle wichtigen Zusatzinstrumente (CCD-Kamera, Motorfocus usw.)
Die angegebenen Preise enthalten 16% MwSt. Irrtum, Preis und technische Änderungen ausdrücklich vorbehalten.
Celestron C-14" SC mit Hauptspiegelarretierung, SBIG ST-10, Zeiss-APQ 150, Zeiss AS 80/840, Solar-Spectrum Ha-Filter sowie Fernrohrlafette als Sonderanfertigung? - Kein Problem!
Nivellierbarer Paramount Flanschkopf ( 425,-)
Schwere, konische Stahlsäule mit Kabeldurchführung, individuell gefertigte Höhen ( 1.650,-)
Die Softwarekomponenten
TheSky ProfessionalTM
Die Datenbank der Paramount ME. TheSkyTM ist mit das weltweit meist verbereitete Teleskopsteuerprogramm.
T-PointTM
ist eine Software welche auch an professionellen Großteleskopen eingesetzt wird, um die Positionier- und Nachführgenauigkeit zu perfektionieren. Ebenso sind Routinen enthalten, die Ihnen helfen die Montierung schnell und zuverlässig aufzustellen (das Einscheinern entfällt).
OrchestrateTM
Mit dieser Software lassen sich komplexe, vollautomatische Beobachtungsabläufe zusammenstellen. Von der Teleskoppositionierung über den kompletten Funktionsumfang der CCD-Bildgewinnung, einschließlich der motorisierten Fokussierung.
CCDSOFTTM
Steuersoftware für alle gängigen CCD-Kameras einschließlich Zubehör. SBIG-Kameras, Filterräder, adaptive Optiken und Spektrographen werden von CCD-SoftTM perfekt verwaltet. Inklusive aller digitalen Motorfokussierungen von JMI, Optec, Robofocus, FLI usw..
IAServerTM und IAClientTM
Paßwortgeschützte Zugangs-Software, um die Paramount ME verschiedenen Nutzern kontrolliert zugänglich machen zu können - für den Fall, daß Sie Ihre Sternwarte vermieten möchten !
Die Paramount ME ist eine komplett robotische und internetfähige Montierung. Warum bestrafen Sie sich selbst und kaufen eine Montierung, die Sie nicht fernsteuern können? Vernetzten Computern und Geräten gehört die Zukunft - die Paramount ME ist ein Teil davon! Ihre wertvolle Freizeit müssen Sie nicht mehr mit dem Aufbauen Ihrer Ausrüstung, dem Einnorden der Montierung und der Kalibrierung sämtlicher Geräte verschwenden.
Jeder der eine robotische Sternwarte plant, oder der sie an einem fernen Beobachtungsort aufstellen möchte, ob in Namibia, Chile, Wangerooge oder in den Alpen, hat jetzt die Chance die wertvollen Geräte nicht nur 50 Nächte im Jahr, sondern viel öfter, nämlich per Internet-Fernsteuerung von zu Hause aus zu nutzen! In Amerika sind so bereits ganze Teleskopparks entstanden, alle mit Paramount Montierungen.
Die Paramount ME wird komplett über die weltweit bekannte Software TheSkyTM-Professional betrieben. Alle für den InternetBetrieb notwendige Software wie: T-PointTM, OrchestrateTM, CCD-SOFTTM, IA-CLIENTTM und IA-SERVERTM ist bereits im Preis enthalten!. Es ist so einfach: Abends wird noch schnell ein Beobachtungsplan in ,,Orchestrate" geschrieben - dazu genügen 20 Befehle - und anschließend zum Computer zur Sternwarte geschickt, egal ob im eigenen Garten oder in Namibia. Danach kann man sich beruhigt schlafen legen und morgens die Fotos ansehen, abends folgt die Auswertung. Sie meinen, das sei keine Amateurastronomie mehr? Wir meinen, gerade hier fängt die Amateurastronomie an interessant zu werden! Damit haben Sie die Chance, wissenschaftlich wertvolle Beobachtungsprogramme durchzuführen, wie z.B. die automatisierte Suche nach Supernovae, Veränderlichenüberwachung, Kometen- und Kleinplanetensuche. Sogar die Suche nach Planeten um andere Sonnen ist mit einem automatisierten, durchdachten Beobachtungsprogramm mit Amateurgeräten durchaus möglich! Endlich können Sie mit Ihrem Teleskop wirklich arbeiten! Mit der Paramount ME sind diese Beobachtungsprogramme in einer Effizienz durchzuführen, von der Amateure bislang nicht zu träumen wagten!
Weitere Vorteile: Alle externen Anschlusskabel (CCD, Fokuser, Guider, Stromanschlüsse) laufen durch die Montierung. Betriebsstörungen durch Kabelabriss sind unmöglich. Enorme Stabilität und Tragfähigkeit bis 60 kg. Extreme Positioniergenauigkeit durch selbstlernende Software (T-PointTM und ProTrackTM). Durch Precision-PECTM (optionale Software zur Analyse und Korrektur des periodischen Fehlers), läßt sich dieser fast vollständig eliminieren. ,,Homing"-Funktion d.h. die Montierung kennt ihre Start-Position - auch nach dem Ausschalten. ,,Park"-Position parkt das Teleskop an einem definierten Punkt, Servo-Motoren für blitzschnelle Schwenks über den gesamten Himmel mit höchster Präzision, ,,Slew"-Limits - erlaubt die Definition von ,,verbotenen" Bereichen in die das Teleskop nicht fahren soll. Hardware-Stopps verhindern Beschädigungen. Maximale Steifigkeit durch Finite-Elemente(FE)-Analyse aller Bauteile der Montierung.
Baader 2,6 m Kuppel mit Paramount ME, Celestron C-11", 5,5" TEC-APO und 5" BORG-ED Astrograph
Technische Daten Paramount ME:
Herstellung:
CNC gefertigt
Instrumentenlast:
max. 60 kg
RA-Schneckenrad:
29 cm, 576 Zähne
DE-Schneckenrad:
18,9 cm, 375 Zähne
Periodischer Schneckenfehler (ohne PEC)
Kleiner 5"
Periodischer Schneckenfehler mit PEC:
annähernd = 0
Polhöhenstellbereich
von 15º bis 58º
Azimuteinstellung:
über Lagerring
mit 28 cm zur präzisen Azimuteinstellung der Polachse
Antrieb:
bürstenlose
Gleichstrom-Servomotore mit einer garantierten
Lebensdauer von 100.000 Stunden unter normalen
Betriebsbedingungen
Positioniergeschwindigkeit RA: DE:
max. 5 Grad pro sek max. 7 Grad pro sek
Nachführung:
Sonne, Mond,
Stern, Planetoid, Komet, NEO, LEO-Satelliten und jede
andere beliebige Nachführgeschwindigkeit in RA und DEC
Spiel in den Antrieben:
typisch ca. 2"
Anschlüsse:
RS 232, USB, bluetoothfähig
www.baader-planetarium.de · service@baader-planetarium.de · www.celestron.de · www.sbig.de