Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 20
BEITRAG
4 Zum Tode von Hans Oberndorfer (Guthier Otto)
4 Kleinplanet (112233) Kammerer (Meyer Maik)
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0 Fotowettbewerb der VdS zur Sonnenfinsternis 29.3.06 (Beitrag)
BEITRAG
5 Seit 1997 (Lehmann Gerhard)
5 Astrometrie von Kleinplaneten (Meyer Erich)
8 Fotometrie von Kleinplaneten (Schirmer Jörg)
15 Sternbedeckungen durch Kleinplaneten im Alltag des Amateurs (Bredner Eberhard)
17 Tipps zur Kleinplanetenbeobachtung (Lehmann Gerhard)
20 Kleinplaneten mit der Webcam (Konrad Manfred, Stökler Rolf)
22 Von der Astrofotografie zur Astrometrie (Ries Wolfgang)
27 Das Asteroidenprojekt am Faulkes Telescope North (Kurtze Lothar, Hormuth Felix, Sonnenberg Karin)
30 Astrometrica - wie alles begann (Raab Herbert)
33 Die Beobachtung von 2003 UB313 (Diederich H.-G.)
34 Wie kommt ein Asteroid zu einem Namen? (Knöfel Andre)
37 Nomen est omen - Geschichte und Geschichten rund um die Namen von Asteroiden 1 (Griesser Markus)
40 Fachgruppe Kleine Planeten der VdS (Lehmann Gerhard)
41 Mythen und Legenden: Staub auf der Optik (Kafalis Stathis)
42 Erfahrungen mit dem Sonnenteleskop Coronado PST (Gera Hans-Dieter)
44 Wiedergeburt eines Refraktors (Meier Michael)
46 Drei südliche Zwerggalaxien (Riepe Peter)
50 Ein Supernovarest am Winterhimmel (Slotosch Frank, Slotosch Sarah)
51 Der beschwerliche Weg zu Simeiz 22 (Ueberschaer Stefan)
52 CCD-Langzeitaufnahmen - kurz belichtet (Kersten Peter)
54 Der ESO-3D-Atlas des Universums (Pfleger Thomas)
58 Ein Essay über die Lichtverschmutzung aus der Feder eines Beobachters (Wielsch Sven)
59 Praktische Beispiele zum Schutz der Vögel (Hänel Andreas)
60 Eine Tagung zur ökologischen Straßenbeleuchtung (Hänel Andreas)
60 Lichtverschmutzung als Agenda 21-Thema (Linder Jürgen)
61 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 20 (Steinicke Wolfgang)
62 2. Tagung der FG Geschichte der Astronomie in Sonneberg (Steinicke Wolfgang)
65 Eine kleine Geschichte der Messung der Lichtgeschwindigkeit (Weis Christian)
67 VEGA live (Hoffmann Susanne)
67 Die AG Alltagschemie (Suppes Jenny, Heidrich Steffen)
68 Astronomie für Kinder und Jugendliche - Erfahrungsbericht II (Hoffmann Susanne)
70 Vor 30 Jahren: Der große Komet West (Kerner Heinz, Meyer Maik, Kammerer Andreas)
74 Ein Erlebnisbericht (Guthier Otto)
75 Roter Herbst 2005 (Flach-Wilken Bernd)
76 Mars in der Opposition des Jahres 2005 (Liebig Horst)
78 Mars zur Opposition 2005 - Aufnahme u Bildbearbeitung (Kohlhauf Franz Xaver, Hohmann Klaus)
79 Mars 2005 - Krater, Berge und Wolken im Amateurfernrohr (Hofner Ralf)
82 "Unser" Mars 2005 (Ackermann Gabriele, Ackermann Jörg)
83 Planetenkartografie mit "IRIS" (Gährken Bernd)
88 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 05 (Bulling Andreas)
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0 Neues aus der Fachgruppe Sonne (Beitrag)
BEITRAG
89 Im siebten H-alpha Himmel (Petkow Evelyn)
90 Sonne am 14. September 2005 (Klein Karl-Hermann)
91 Entwurf, Bau und erste Tests eines klassischen Spektrographen zur Sternbeobachtung (Schanne Lothar)
95 Bestimmung des Zeitpunktes von Sternbedeckungen mit "Scenalyzer LIVE" (Schaffer Frank)
97 UV Ceti - Sterne (Schabacher Markus)
99 VarVul05 - Entdeckung eines neuen kataklysmischen Veränderlichen bei M 27 (Hanisch Jörg)
101 Bericht über die 2. Veränderlichen-Beobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim (Flechsig Gerd-Uwe)
103 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 20 (Bohle Jens)
104 Deep-Sky-Paare (Petkow Evelyn)
104 Ergebnisse des Projekts "Zwerggalaxien" 4 (Steinicke Wolfgang)
106 Vier kristallklare Nächte unter Alpenhimmel 1 (Glahn Uwe)
108 Wie sieht das Objekt im Fernrohr aus? (Lohuis Christoph, Hauswald Frank)
110 Licht mit einem anderen Auge sehen (Wölz Frank, Riese J.-Peter)
112 M wie Messier Journal 20: M 5, M 10, M 12 (Güths Torsten)
115 Ein Fernrohr unter dem Weihnachtsbaum (Kemmerer Jürgen)
116 Absichtslos (Deutschmann Manfred)
116 Auszug aus meinem Sterntagebuch zum Thema Mars (Neubert Andre)
117 Leserbrief (Holl Manfred)
118 Perlen am Himmel - ringförmige Sofi am 3.10.2005 (Melchert Sven)
122 Die ringförmige Sofi am 3.10.2005 - Sichelspektrum und Temperatur (Hänel Andreas)
123 Das Mondrandprofil bei der ringförmigen Sofi am 3.10.05 (Koch Bernd, Sparenberg Rainer, Binnewies Stefan)
126 Die Sonnenfinsternis vom 3.10.2005 in Madrid (Hörenz Martin)
127 Der unbekannte Begleiter von NGC 7223 (Wenzel Klaus)
129 20 Ausgaben "VdS-Journal für Astronomie" (Guthier Otto)
130 Jubiläen 2006 (Vorstand)
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0 Leserbriefe an die GS (Beitrag)
BEITRAG
131 Rückblick auf die Astronomietage 2003, 2004 und 2005 (Jahn Jost)
132 Astronomietag 2005 in Zörbig (Ihle Wolfgang)
132 Astronomietag 2005 in Bad Tölz (Kohlhauf Franz Xaver)
132 Astronomietag 2005 in Jüterbog (Puhlmann Matthias)
133 4. Astronomietag am 16. September 2006 (Guthier Otto)
134 Buchbesprechung "Astronomische Reiseziele" (Steinicke Wolfgang)
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0 Original und Fälschung - Suchbild (Beitrag)
BEITRAG
137 Gedanken zu großen Öffnungen (Riepe Peter, Tomsik Harald)
139 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 20 (Celnik Werner E.)
140 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 20 (Celnik Werner E.)
142 BAV - Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung wieder 2006 (Braune Werner)
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0 Einladung zur 25. Planeten- und Kometentagung in Violau (Beitrag)
BEITRAG
0 Editorial Journal 20 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 20
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3. Astronomietag 2005 Seite 133
Impressionen Seite 135
VdS-Journal Nr. 20
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Kleinplanet (112233) Kammerer
Am 23.02.2006 wurde in den Minor Planet Circulars der Kleinplanet (112233) 2002 KC15 auf den Namen ,,Kammerer" getauft. Mit dieser Namensgebung soll die fast 20 Jahre währende Arbeit des vorherigen Leiters der Fachgruppe geehrt und der unter Kometenfreunden auch international bekannte Name am Himmel verewigt werden. Entdeckt wurde der Kleinplanet durch den Autor in Archivdaten des NEATÜberwachungsprogramms vom 16.05. bis 19.07.2002. Bald konnten dem Objekt Aufnahmen aus den Jahren 1995 und 1998 durch das SpacewatchProgramm zugeordnet werden. 2003 und schließlich 2005 gelangen weitere Beobachtungen durch die Spacewatchund LINEAR-Suchprogramme, so dass die Bahnunsicherheit so gering geworden war, dass der Kleinplanet nummeriert werden konnte. Mit dieser auch sehr einprägsamen
Nummerierung hatte ich nun als Entdecker das Recht, einen Namen zu vergeben. Der Kleinplanet ist übrigens ein Objekt des Hauptgürtels und schätzungsweise 2 km groß. Seine Maximalhelligkeit ist nicht größer als 19m.
Die übersetzte Namensbeschreibung lautet: ,,Andreas Kammerer (...),Amateurastronom und Physiker, der fast 19 Jahre die deutsche VdS-Fachgruppe Kometen leitete. Er ist insbesondere anerkannt für seine Lichtkurvenanalysen von Kometen und Schweiflängenvorhersagen."
Eine Liste mit Kleinplaneten, die Amateurnamen tragen findet sich auf http://www.kleinplanetenseite.de/Versch/ kphimmel.htm
Maik Meyer FG Kometen
Zum Tode von
Hans Oberndorfer
Im Alter von 80 Jahren verstarb am 10. März 2006 der bekannte Astronom, Buchautor und langjährige Leiter der Bayrischen Volkssternwarte München, Hans Oberndorfer.
Am 25. Juli 1925 in München geboren, kam er im Frühjahr 1947 aus russischer Kriegsgefangenschaft zurück und wirkte bei der Gründung der Bayrischen Volkssternwarte entscheidend mit. Mit großem Idealismus brachte er sich in den jungen, aufstrebenden Verein ein. Er verstand es, viele Menschen durch seine ureigene Art für die Astronomie zu begeistern. In vielen Vorträgen konnte er eine Vielzahl von Menschen in die Geheimnisse der Astronomie einführen. Auch als Sachbuchhautor machte sich Hans Oberndorfer einen Namen. 1964 erschien im Verlag ,,Sterne und Weltraum" erstmals sein Buch ,,Fernrohr-Selbstbau" und ein Jahr später der Titel ,, Refraktor-Selbstbau", dem noch weitere Bücher folgen sollten. Sein Erzählstil und seine fachkundigen Beiträge machten ihn über die Grenzen der Stadt München hinaus bekannt. Im Jahre 1965 wurde er zum ersten hauptamtlichen Leiter der Bayrischen Volkstternwarte berufen, ein Amt, das er bis zum Jahre 1990 mit viel Geschick und Können ausübte. Zu seinem 60ten Geburtstag wurde Hans Oberndorfer von der IAU in besonderer Weise geehrt: Sie taufte den Planetoiden 3275 auf seinen Namen.
Im Jahre 1952 gehörte Hans Oberndorfer zu den Gründungsmitgliedern unserer
Vereinigung und trat am 18.12.1952 mit der Mitgliedsnummer 55 in die VdS ein. Im Jahre 1967 wurde er erstmals in den Vorstand gewählt und übte von 1967 bis 1977 mit einer kurzen Unterbrechung das Amt des Geschäftsführers unserer Vereinigung aus. Die von ihm gegründete VdS-Fachgruppe ,,Fernrohre und Zubehör" leitete er bis 1995. Die VdS ehrte Hans Oberndorfer und seinen astronomischen Lebensweg auf der 23. VdS-Tagung 1997 in München mit der Ernennung zum Ehrenmitglied. Als engagierter AmateurAstronom in der VdS widmete er sich der Sonnenbeobachtung und insbesondere der Planetenbeobachtung.
Hans Oberndorfer, der am 10. März 2006 im Kreise seiner Familie nach langer, schwerer Krankheit verstarb, konnte auf ein erfülltes Leben als Mensch und Astronom zurückblicken. Vielen Menschen hat er den Weg zu den Sternen gewiesen oder geebnet. Die VdS verliert mit Hans Oberndorfer einen ihrer Mitbegründer und engagierten AmateurAstronomen. Die vielen Sternfreunde, die ihm begegneten, werden ihn in bester Erinnerung behalten.
Otto Guthier, VdS-Vorstand
VdS-Journal Nr. 20
Fotowettbewerb der VdS zur
Sonnenfinsternis am
29. März 2006
Die Vereinigung der Sternfreunde (VdS) schreibt zur Sonnenfinsternis am 29. März 2006 einen Fotowettbewerb aus. Teilnahmeberechtigt sind alle VdS-Mitglieder (man kann natürlich noch Mitglied werden) mit Ausnahme der Jury-Mitglieder.
Es gibt drei Kategorien: 1. Totalität 2. Partielle Phase 3. ,,Drumherum" In jeder Kategorie kann jeder Teilnehmer jeweils ein Bild einsenden. Die Bilder müssen aus Gründen der Einheitlichkeit auf Fotopapier oder als Dia eingeschickt werden.
In jeder Kategorie gibt es drei Preise! Der erste Preis beträgt 60, der zweite 40 und dritte Preis 40 Euro. Aus allen neun Preisbildern wird ein passendes Bild für das Titelbild des VdS-Journals ausgewählt. Alle neun und weitere gute Bilder werden einmalig im Journal abgedruckt.
Einsendeschluss ist der 27. Mai 2006
Näheres zum Wettbewerb finden Sie auf der Webseite ,,HYPERLINK ,,http://www.sofi-wettbewerb.de/" www.sofi-wettbewerb.de"
Der Vorstand
KLEINE PLANETEN 5
Seit 1997 erscheint das ,,VdS-
Journal für Astronomie" als Zeitschrift für alle Mitglieder der VdS. Um die Attraktivität zu verbessern, gibt es seit der 4. Ausgabe, also dem Heft I / 2000, so genannte Schwerpunktthemen. Im aktuellen Heft mit der Nr. 20 sind die Kleinplaneten der Schwerpunkt.
Sie werden Asteroiden, Planetoiden oder Kleinplaneten genannt. Das sind kleine feste Himmelskörper aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems. Viele Sternfreunde beachten sie nicht, es sei denn, einer ,,stört" bei der Beobachtung eines anderen, vermeintlich schöneren
Himmelsobjektes. Spätestens dann wird man auf sie aufmerksam. Diese Ausgabe unseres VdS-Journals soll auch auf sie aufmerksam machen! Die Mitglieder der FG Kleine Planeten wollen Ihnen zeigen, wie und zu welchem Zweck man sie beobachten kann. Die Astrometrie und die Fotometrie stehen ganz oben. Aber auch die so seltenen und deshalb schwer beobachtbaren hellen Sternbedeckungen kommen nicht zu kurz. Dass man die weit verbreitete Deep-Sky-Beobachtung mit den Kleinplaneten verbinden kann, wird mit schönen Aufnahmen belegt. Es muß nicht immer eine Highend-
Ausrüstung sein. Eine digitale Spiegelreflexkamera, ja sogar eine WebCam genügen, um sie nachzuweisen. Manche Kleinplanetenfreunde jagen sie sogar in digitalen Archiven und können dabei hervorragende Ergebnisse erzielen. Die Sternfreunde der FG Kleine Planeten würden sich freuen, wenn Sie die Artikel dieses Schwerpunktthemas anregen, selbst Kleinplaneten zu beobachten. Glauben Sie uns, es macht Spaß, diese kleinen Himmelskörper zu jagen.
Gerhard Lehmann Fachgruppe Kleine Planeten der VdS
Astrometrie von Kleinplaneten
von Erich Meyer
Auch 205 Jahre nach der Entdeckung des ersten Kleinplaneten, (1) Ceres, ist das Interesse an der Beobachtung dieser Kleinkörper, z. B. der Astrometrie oder der Fotometrie, ungebrochen groß. Gerade die Astrometrie erlebt in den letzten 10 - 15 Jahren einen stürmischen Wandel hinsichtlich der Techniken. Es wurde die klassische Arbeit mit dem Film und dem Koordinatenmessgerät durch digitale Techniken abgelöst. Der analoge Film wurde durch den digitalen CCD-Chip und das Koordinatenmessgerät durch die reine digitale Auswertung direkt am PC ersetzt. Gerade die heute auch für Sternfreunde erschwingliche Digitaltechnik erweitert unser Betätigungsfeld enorm und definiert laufend neue Grenzen, sowohl hinsichtlich der erreichbaren Grenzgröße als auch der erreichbaren Positionsgenauigkeit. Mit diesem Bericht möchte ich Sternfreunde zur Astrometrie ermuntern.
Gründe für die ,,Lust" an der Astrometrie Unwillkürlich fragt sich der Sternfreund, warum er in sternenklaren Nächten seine kostbare Zeit der Astrometrie von Kleinplaneten widmen soll. Aus meiner nun schon über 25 Jahre währenden ,,Liebe" zu den Kleinplaneten sind die wahrscheinlichen Gründe schnell aufgezählt: 1. Man hat die Möglichkeit, einen ,,eige-
nen Himmelskörper" im Sonnensystem zu entdecken und zu benennen. 2. Die Bahn der Asteroiden kann durch sorgfältige Positionsbestimmungen abgesichert werden und zwar für MBA's (Main Belt Asteroids), NEO's (Near Earth Objects), PHA's (Potentially Hazardous Asteroids) oder für TNO's (Trans Neptun Objects). 3. Durch eine ,,Recovery" eines NEO's, PHA's oder TNO's kann man ein eigenes MPEC (Minor Planet Electronical Circular) erwirken. 4. Bei den PHA's ist die Wahrscheinlichkeit des Zusammenstoßes mit der Erde das Ziel der Beobachtung. 5. Für Sternbedeckung durch einen Asteroiden mit exakten Positionen kann der Grad der Unsicherheit für deren Vorhersage reduziert werden, d. h. die Vorausberechnungen für diese Sternbedeckungen werden dadurch verbessert.
Der praktische Ablauf der Astrometrie In diesem Bericht möchte ich nicht jeden einzelnen Arbeitsschritt in aller Ausführlichkeit erläutern. Vielmehr geht es mir darum, schwierige Themen und eventuelle Stolpersteine aus meiner langjährigen Praxis aufzeigen. Eine allgemeine Übersicht bieten [1], [2] und [3].
Referenzsternkataloge Die heute wohl gebräuchlichste Methode der Positionsbestimmung ist nicht etwa,
die Position am Himmel nach absoluten Verfahren zu bestimmen (z. B. mit einem Passageinstrument oder mit einem Theodoliten), sondern nach dem Relativverfahren mit Referenzsternen, deren exakte Positionen in Sternkatalogen dokumentiert sind. Heute sind zwei Katalogsysteme mit genügend genauen Sternen in Gebrauch, nämlich der USNOA2.0 [4] und der UCAC [4]. Der erste umfasst ca. 526 Millionen Referenzsterne und deckt ohne Berücksichtigung der Sterneneigenbewegung den ganzen Himmel ab. Nur ca. 48 Millionen Sterne enthält der UCAC, aber er berücksichtigt die Eigenbewegungen und ist daher der genauere. Allerdings reicht er derzeit nur von -90 Grad bis ca. +40 Grad Deklination, ausgewählte Felder erreichen +52 Grad . Mit diesem UCAC liegen bei mir die Restfehler der Referenzsterne bei etwa 0,05'' je Koordinate. Dagegen liefert der USNO einen Restfehler von ca. 0,25'' je Koordinate. Es mangelt also weder an der Quantität noch an der Qualität bei Referenzsternen.
Pixelgröße versus Brennweite Für die Astrometrie hat sich eine Pixelauflösung von ca. 2'' pro Pixel als optimal erwiesen. Mit diesem Wert kann abhängig von der Teleskopbrennweite die optimale Pixelgröße für den CCD-Chip abgeschätzt werden. Bei beispielsweise 1.500 mm Brennweite ergibt sich daraus eine optimale Pixelgröße
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6 KLEINE PLANETEN
von ungefähr 15m. Die günstigste Pixelgröße kann bei modernen CCDKameras leicht mit dem ,,binnig-mode" eingestellt werden. Bei wesentlich zu großen Pixeln spricht man vom ,,undersampling". Wegen zu grober Quantisierung wird die Positionsgenauigkeit geringer. Bei zu kleinen Pixeln spricht man vom ,,oversampling". Wegen einer zu feinen Digitalisierung wird man im Allgemeinen einiges an Empfindlichkeit einbüßen.
Objektauswahl und Belichtungszeit Generell muss man sich bei der Auswahl eines Kleinplaneten von drei folgenden Parametern leiten lassen.
Die Objekthelligkeit Allgemein ist festzustellen, dass die helleren Asteroiden viel zu oft astrometriert werden und die zusätzlichen Positionen für die Bahnverbesserungsrechnungen keinen nennenswerten Gewinn darstellen. Völlig anders ist die Situation bei lichtschwachen Kleinplaneten jenseits der +20 mag. Hier gehen Kleinplaneten oft nach ihrer Entdeckung wieder verloren, ein wohl reiches Betätigungsfeld für uns Sternfreunde. Dabei ist generell ein SNR (Signal Noise Ratio) von > 6 anzustreben, um eine gute Messgenauigkeit zu erreichen. Für hellere Objekte relativ leicht realisierbar. Aber für lichtschwache Objekte sind schon ordentliche Belichtungszeiten nötig. Um z. B. ein um eine Größenklasse lichtschwächeres Objekt mit gleichem SNR zu belichten, ist die 6-fache Belichtung erforderlich! Es ist geradezu unglaublich, wie sich die zu vermessenden Objekthelligkeiten seit dem Umstieg von Film auf das digitale Aufnahmemedium verschoben haben. Engagierte Sternfreunde erreichen bei einem optimalen Zusammenspiel von Teleskop + CCD-Kamera + atmosphärischen Bedingungen + sorgfältige Scharfstellung + sorgfältiger Nachführung mit einem 35-cm-Spiegel Objekte mit ca. +21 mag! Nicht als Grenzgröße wohlgemerkt, sondern als gut zu vermessendes Objekt mit ausgezeichneten Messresultaten. Bei uns Sternfreunden liegen die Restfehler der Positionen durchwegs um 1'' und darunter.
Die Objekteigenbewegung Kleinplaneten weisen extrem große Unterschiede in ihrer Eigenbewegung auf. Sie geht von praktisch keiner Eigenbewegung in ihren stationären Punkten bis hin zu rasenden Eigenbewegungen, wenn sie an der Erde
VdS-Journal Nr. 20
vorbeifliegen. Für die Ausmessung muss selbstverständlich der Asteroid auf den Aufnahmen punktförmig abgebildet sein. Seine Bewegung begrenzt daher die Belichtungszeit zum Teil erheblich. Diese Restriktion ist aber leicht zu umgehen, indem man die notwendige Belichtungszeit für ein Bild von z. B. 15 min in 5 Teilbelichtungen zu je 3 min teilt. Später werden sie wieder zusammengesetzt. Diese Anforderung ist auf zwei unterschiedlichen Wegen realisierbar:
a) Das Teleskop wird auf klassische Weise dem Sternenhimmel nachgeführt. Die maximale Belichtungszeit DtB der Einzelaufnahme ist durch die folgende Regel limitiert:
DtB = 2 . Pixelauflösung [''] Eigenbewegung [''/min]
Zum Beispiel benötigt ein Asteroid mit einer scheinbaren Eigenbewegung von 2''/min aufgrund seiner Helligkeit eine Belichtungszeit von 10 min. Wenn die Kombination aus der Brennweite des Teleskops und der Pixelgröße der CCDKamera eine Auflösung von 2''/Pixel ergibt, müssen 5 Aufnahmen zu je 2 min angefertigt werden. Nun stelle man sich einen NEO vor, welcher im geringen Abstand mit einer scheinbaren Eigenbewegung von 20''/min an der Erde vorbeisaust. Wenn er aufgrund seiner Helligkeit eine Belichtungszeit von 2 min benötigt, müssen mit der gleichen
Kombination aus Teleskop und CCDKamera 10 Aufnahmen zu je 12 s angefertigt werden.
b) Das Teleskop wird, um die Eigenbewegung zu kompensieren, auf den Kleinplaneten nachgeführt. Hier gelten die gleichen Bedingungen, wie zuvor in a) angeführt, nur gilt diesmal die Restriktion für die Referenzsterne. Warum? Die Vermessungssoftware ,,Astrometrica" modelliert beispielsweise die Helligkeit der jeweiligen Referenzsterne nach einer Gaußkurve. Da sind längliche Sternenstriche sehr hinderlich und lassen die Messgenauigkeit sinken. Trotzdem hat diese Methode den Vorteil, dass der Asteroid auf jeder Aufnahme punktförmig ist, was einen leichten Zugewinn für die Grenzgröße ergibt. Die Zusammenführung der Einzelaufnahmen zu einer messbaren Gesamtaufnahme kann leicht und elegant z. B. mit der Software ,,Astrometrica" [5] bewerkstelligt werden. Die Stückelung der Gesamtbelichtung hat auch noch den Vorteil, dass Einzelaufnahmen, welche z. B. durch Flugzeugspuren unbrauchbar sind, für die Bildaddition einfach nicht benutzt werden. Der weitere Vorteil ist, dass die Bilder für einen anderen lichtschwachen Kleinplaneten, der sich im Bildfeld befindet, in einer zweiten Bildaddition erneut nach seinen Bewegungskriterien für seine Vermessung zusammengesetzt werden können.
Abb. 1: Der nur 21,5 mag helle Near Earth Asteroid (NEA) 2002 XN40 an einem 6,2 mag hellen Stern. Die Sollposition ist mit einem Rechteck und die Istposition mit zwei Linien markiert. Aufnahme vom 25. September 2005 um 18,31728 UT. Aufgenommen mit einer CCD-Kamera SBIG ST-6 an einem Reflektor 0,6 m (f/3,3) der Privatsternwarte Meyer/Obermair in Davidschlag. Norden oben und Osten rechts.
KLEINE PLANETEN 7
Die Objektauswahl Diese Frage ist nicht so einfach zu beantworten, weil sie von vielen Faktoren abhängig ist. Generell sind dann neue Positionen von einem Kleinplaneten sinnvoll, wenn die Unsicherheit eines Ephemeridenortes ein gewisses Maß übersteigt. Die Unsicherheit wird von der Güte der bisherigen Positionen und deren Verteilung auf der vermessenen Bahn beeinflusst. Sehr hilfreich für die Auswahl von NEA's (Near Earth Asteroids) ist die WWWSeite ,,NEA Observation Planning Aid" [6]. Ungewöhnlichen Asteroiden mit wichtigen Zusatzdaten finden sich auf der WWW-Seite ,,Dates Of Last Observation Of Unusual Minor Planets" [7] und schließlich liefert die WWW-Seite ,,Near Earth Objects - Dynamic Site" [8] weitere interessante Informationen. Auf alle Fälle reichen 3, maximal 5 Positionen aus einer Nacht.
Arbeiten in der Sternwarte Die Vorbereitungsarbeiten Ich kann es nicht oft genug festhalten: Eine gute Vorbereitung vor der Beobachtung steigert die Effizienz der Arbeit am Teleskop ungemein und baut zudem der Fehlervermeidung vor. Zu den Vorbereitungen vor der Fahrt zur Sternwarte gehört die Objektauswahl, das Festlegen der Gesamtbelichtungszeit, eventuell auch der Einzelbelichtungen auf Grund der Objekteigenbewegung, die Dokumentation des betreffenden
Himmelsausschnitts zur Orientierung bzw. Feineinstellung des Teleskops, z. B. mit Guide [9] oder EasySky [10]. Weitere Fragen sind zu klären. Wann steht das Objekt wo und wie hoch? Sind irdische Objekte wie Bäume im Weg? Wie weit ist der Mond vom Objekt weg? Im Falle der Beobachtung lichtschwacher Objekte ist die Kenntnis einer eventuellen störend hohen Sternendichte am Ephemeridenort von Bedeutung, hier bietet die Internetseite [11] wertvolle Dienste.
Die Arbeit am Teleskop Zwei Kriterien sind es wert, erwähnt zu werden. Sie sind trivial! 1) Zum einen ist die Dokumentation der
exakten Belichtungszeiten wichtig. Sie geschieht am besten mit einer Funkuhr, welche die PC-Systemzeit laufend synchronisiert. Wenn händisch vorgenommen, ist die Zeit mindestens auf die Sekunde genau festzuhalten. Bei extrem hohen Objekteigenbewegungen ist die Zeitnahme auf wenige Sekundenbruchteile genau erforderlich. Ein Objekt bewegt sich z. B. mit 60''/min, also mit 1''/s. D. h., bei nur sekundengenauer Zeitnahme hat man sich schon einen Positionsfehler von 1'' eingehandelt. Dann ist diese Position wegen weiter Restfehler, z. B. durch die Vermessung, schon unbrauchbar! Positionen mit einem Restfehler von >2" je Koordinate werden für die Bahnverbesserung nicht berücksichtigt.
Abb. 2: Ein naher Vorbeiflug des nur 21 mag hellen Apollo-Asteroiden 2004 HG12. Aufnahme vom 4. Mai 2004 um 20,21688 UT. Aufgenommen mit einer CCDKamera SBIG ST-6 an einem Reflektor 0,6 m (f/3,3) der Privatsternwarte Meyer/ Obermair in Davidschlag. Norden oben und Osten rechts.
2) Zum anderen ist die Fokussierung sehr sorgfältig durchzuführen. Hier kann man viel gewinnen aber auch einiges an erreichbarer Helligkeit ,,verspielen". Nehmen Sie sich also immer genug Zeit für die sorgfältige Scharfstellung.
Die Auswertung Ich verwende generell die ausgezeichnete und preiswerte Auswertesoftware von Herbert Raab, Astrometrica [5]. Es wird einem nicht nur die mühsame Identifikation der Referenzsterne abgenommen, sondern auch die Vermessung ist sehr einfach. Zudem realisiert Astrometrica in genialer Weise das ,,Stacking", also die die Objekteigenbewegung berücksichtigende Addition der Einzelbilder zu einem Gesamtbild. Auch können alle bekannten Objekte vom aufgenommenen Bildfeld angezeigt werden. Die Messergebnisse können dann direkt aus Astrometrica via Internet versandt werden. Ich vermesse die Aufnahmen immer unmittelbar nach der Aufnahmeprozedur. Das hat den Vorteil, dass eventuelle Fehler (falscher Himmelsausschnitt fotografiert, Objekt hinter Sternen versteckt, Belichtung zu kurz, ...) sofort auffallen und unmittelbar korrigiert werden können. Erst nach zufrieden stellenden Messergebnissen wende ich mich dem nächsten Kleinplaneten zu. Noch ein Tipp zur Identifikation eines Asteroiden. Mit Astrometrica ,,verrät" sich das bewegte Objekt dadurch, indem mehrere Aufnahmen abwechselnd dargestellt werden. Dabei ,,hüpft" das bewegte Objekt in der dargestellten Bilderserie. Ein ausreichendes ,,Hüpfen" ist natürlich nur dann möglich, wenn zwischen der ersten und letzten Aufnahme in Abhängigkeit der Objekteigenbewegung ausreichend Zeit DtH verstrichen ist. Erfahrungsgemäß gilt:
DtH = 3 . Pixelauflösung [''] Eigenbewegung [''/min]
Bei einer Auflösung von 2''/Pixel und einer Eigenbewegung des Asteroiden von 0,1''/min muss die Zeitdifferenz zwischen der ersten und der letzten Aufnahme mindestens 60 min betragen.
Rückblick Im analogen Zeitalter war die Prozedur viel aufwändiger. Um Größenordnungen längere Belichtungszeiten, zeitraubende Filmentwicklung einschließlich der Trocknung, Asteroidensuche im Blinkkomperator, Identifikation der Referenzsterne, Vermessung mit einem Koordinatenmessgerät, händische Eingabe
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aller Werte in den Tischrechner und die Auswertung. Hatte man einen programmierbaren Taschenrechner war man einen ganzen Vormittag für die Vermessung von 4 Aufnahmen beschäftigt. Im heutigen digitalen Zeitalter ist die Vermessung mit Astrometrica in 1 bis 2 min erledigt. Vielleicht konnte ich den einen oder anderen Leser für das spannende Thema Astrometrie überreden. Auf alle Fälle können Sie bei den Mitgliedern der sehr aktiven Fachgruppe ,,Kleine Planeten" jederzeit Beratung einholen.
Literaturhinweise und Internet-Links
[1] Guide to Minor-Body Astrometry: http:7/ cfa-www.havard.edu/cfa/ps/info/astrometry.html
[2] G. Roth, 1998: ,,Planeten beobachten", Spektrum Akademischer Verlag
[3] B. G. Marsden, 1988: "What Amateurs Should be Doing", Sky & Telescope 76 (11/1988), 462
[4] http://www.astrometrica.at/catalogs.html [5] http://www.astrometrica.at/ [6] http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/
NEAObs.COM [7] http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/
LastUnusual.html [8] http://newton.dm.unipi.it/cgi-bin/neodys/
neoibo [9] http://www.projectpluto.com/guide8.htm [10] http://www.easysky.de/ [11] http://archive.stsci.edu/cgi-bin/dss_plate_
finder
Fotometrie von Kleinplaneten
von Jörg Schirmer
Neben der Astrometrie der Kleinplaneten führt die Fotometrie dieser Objekte in Amateurkreisen eher ein Schattendasein. In diesem Artikel will ich eine Darstellung dieses Arbeitsbereiches vermitteln und so vielleicht den einen oder anderen Amateur dazu verleiten, einmal gewohnte Pfade zu verlassen und Neuland zu betreten.
Es stellt sich natürlich die Frage, warum man überhaupt Lichtkurven von Planetoiden erstellen sollte. Ein Grund für den Amateur ist der persönliche Erkenntnisgewinn und der Drang, astronomische Arbeitsweisen nachzuvollziehen. So haben sicherlich eine ganze Reihe von Amateuren aus reinem Erkenntnisinteresse schon einmal Kleinplaneten oder Veränderliche Sterne fotometrisch beobachtet und sich am Ergebnis erfreut. Wer dann aber bei der Sache bleibt, möchte seine Ergebnisse veröffentlichen. Die Profis bekommen oft nicht ausreichend Instrumentenzeit, um Langzeitbeobachtungen machen zu können. Damit sind wir dann auch bei ganz neuen Gründen, warum fotometrische Beobachtungen von Kleinplaneten durch Amateure sinnvoll sind: · um Lücken in der Statistik über
Rotationsperioden zu schließen, · für die Verbesserung der Datenbasis
zur Korrelation von Rotationsperiode, Größe, Typ und Lage im Asteroidengürtel, · aber auch, um absolute Helligkeit, Rotationsachse, Größe und Gestalt eines Asteroiden berechnen zu können, · auf besondere Aufforderung gleichzeitige Beobachtungen während der Radaraufnahmen eines Planetoiden.
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So läuft an der Universität Genf unter der Leitung von Raoul Behrend ein Projekt zur Erfassung von Lichtkurven von Kleinplaneten und Kometen [1]. Dort kann man seine gesammelten Daten hinschicken, die dann auf der Internetseite veröffentlicht werden. Ebenso wird man an der Universität von Helsinki [2] über gut reduzierte Daten erfreut sein. Hier leitet Miko Kaasalainen ein interessantes Projekt, auf das ich weiter unten noch eingehen werde. Diejenigen Amateure, die sich auf dieses spannende Abenteuer einlassen wollen, müssen eine ganze Reihe von Regeln bei der Datenerfassung und Auswertung beachten, damit ihre Beobachtungen mit den Daten anderer Amateure vergleichbar und für die Profis verwertbar sind.
Hinweise zur Fotometrie von Kleinplaneten Die bei der Astrometrie anfallenden Helligkeitswerte werden von den Astrometrikern gleich mit an das MPC gemeldet. So wird natürlich nur eine Momentaufnahme des Kleinplaneten erreicht. Will man ihn fotometrisch überwachen, braucht es zur Gewinnung einer genauen Lichtkurve oftmals die gesamte Beobachtungszeit einer Nacht oder mehrerer. Bei helleren Kleinplaneten kann es pas-
sieren, dass sich nicht immer passende Vergleichssterne im kleinen Bildfeld der CCD-Kamera finden, besonders dann, wenn man ihn bei längerer Rotationsperiode über mehrere Nächte verfolgen muss. Da der Trend aber zu größeren Sensoren geht, dürfte dieser Punkt bald nicht mehr einschränkend sein. Warum ist es so wichtig, in der Helligkeit und möglichst auch in der Farbe passende Vergleichssterne zu haben? Die Qualität der Daten hängt direkt vom SignalRausch-Verhältnis (SNR) der zu vermessenden Objekte ab. Hat man einen hellen Kleinplaneten, so kann man nur kurz belichten, weil das Signal zur fotometrischen Auswertung weder in den nichtlinearen Bereich, noch in die Sättigung laufen darf. Die schwachen Vergleichssterne werden in diesem Fall auch nur ein schwaches Nutzsignal hinterlassen. Grundsätzlich sind alle aufgenommenen Daten zu sichern, um bei späteren Nachfragen wieder als Quelle dienen zu können. Außerdem sollte man sich von Anfang an darüber klar werden, ob man in einem speziellen Farbbereich arbeiten oder ungefilterte Aufnahmen machen möchte. Gefilterte Aufnahmen sind im Allgemeinen vorzuziehen. Da die CCD-Kameras ihr Empfindlichkeitsmaximum zumeist im Roten bzw. im nahen Infrarot haben und auch noch im Grünen recht empfindlich
0 (nm) d (nm)
U
B
V
R
I
360 440
550 700
900
70
100
90
220
240
Rc
Ic
650
800
100
150
Tab. 1: Schwerpunktwellenlänge und Halbwertsbreite der fotometrischen Bänder, Index ,,c" nach Kron/Cousins.
10 K L E I N E P L A N E T E N
sind, sollte man sich für diese Farbbereiche entscheiden. Filterkombinationen, die den Farbbereichen von Johnson bzw. Kron/ Cousins entsprechen, sind im Fachhandel erhältlich. Dabei wird man im Roten und nahen Infrarot dem System von Kron/ Cousins den Vorzug geben, weil es in diesen Bereichen besser an die CCDEmpfindlichkeit angepasst ist. Wer nicht über ein fernsteuerbares Filterrad verfügt, wird sich für nur einen Farbbereich entscheiden. Nun kann man aber nicht einfach den Filter einschrauben und mit der fotometrischen Aufnahme beginnen. Dies würde unweigerlich zu fehlerhaften Werten führen. Das System aus Fernrohr, Filter und CCD-Kamera muss zunächst an geeigneten fotometrischen Standardfeldern [3, 4] kalibriert werden. Wie lange soll man belichten? Sehr viele Parameter haben Einfluss auf diesen Wert. Einen ersten Hinweis habe ich schon weiter oben im Zusammenhang mit dem SNR gegeben. Problematisch wird die Angelegenheit bei Verwendung einer Kamera mit Antiblooming-Chip. Diese Chips sind laut Kodak um rund 30 % unempfindlicher und ihr linearer Bereich ist wesentlich kleiner. Bei den Kleinplaneten, die etwas schneller unterwegs sind, wird die Belichtungsgrenze erreicht, wenn das Abbild zu einem kurzen Strich wird, denn Strichspuren liefern ungenauere fotometrische Messwerte. Letztendlich muss man die Länge der Belichtungszeit mit einigen Probeaufnahmen ausprobieren. Auf jeden Fall tut man gut daran, gerade bei wenig untersuchten Kleinplaneten eine Reserve nach oben einzukalkulieren, falls es zu plötzlichen Helligkeitsspitzen kommen sollte. Kleinplaneten unterhalb 20 Grad Horizonthöhe sollte man nicht aufnehmen, weil die daraus errechneten Helligkeiten zu ungenau sind. Zusätzlich macht sich die spektrale Aufspaltung des Lichtes durch die dichtere Atmosphäre bemerkbar. Selbst der Höhenbereich zwischen 20 Grad und 30 Grad ist nicht ganz unkritisch. Dann lieber auf eine günstigere Sichtbarkeitsperiode des Kleinplaneten warten und sich einem anderen zuwenden.
Fotometrie von (216) Kleopatra Als CCD-Kamera benutze ich die AlphaMaxi von OES mit dem KAF401EChip. Durch die Reduzierung der Brennweite des verwendeten Teleskops (C9,25) auf 1.233 mm erhalte ich ein Bildfeld von 19,3' x 12,8'. Es werden 4 Pixel auf dem Chip miteinander gebinnt.
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Mit dem eben beschriebenen Setup habe ich im Jahre 2003 in mehreren Nächten von Juli bis September den Kleinplaneten (216) Kleopatra ungefiltert aufgenommen. An einer Aufnahmeserie will ich im Folgenden den Ablauf von der Aufnahme bis zu den fertigen Daten darstellen. Dieser bemerkenswerte Kleinplanet, der durch eine kurze Rotationsperiode (5,385 h) und eine beachtliche Helligkeitsamplitude (max. 1,18 mag) auf sich aufmerksam machte, war mir bei der Zusammenstellung von Beobachtungsvorschlägen für meine damalige Astro-Gruppe in Buxtehude aufgefallen. Ebenso auffällig soll auch seine Gestalt sein, die an einen kräftigen Rinderschinkenknochen erinnert. Die Gestalt erklärt man sich derart, dass (216) Kleopatra das Produkt einer äußerst heftigen Kollision zweier Asteroiden ist, die durch vorherige Zusammenstöße bereits große Trümmerhaufen waren. Unter dem Einfluss der Gravitation bildeten sie anschließend diesen 217 km langen und an der mächtigsten Stelle 94 km durchmessenden Körper. Eine andere Theorie geht davon aus, dass der Kleinplanet ursprünglich aus zwei Körpern bestand, die sich umkreisten. Durch Kollisionen wurden sie mehr und mehr zerrüttet. Die dabei entstandenen Trümmer fielen auf sie zurück und füllten nach und nach den Zwischenraum auf. In jedem Fall zeigen die Radarechos ganz klar, dass (216) Kleopatra kein durchgehend fester Körper sein kann. Die Radarbeobachtungen wurden von Dr. Steven Ostro und seinem Team mit der 305-m-Antenne in Arecibo durchgeführt, als der Planetoid der Erde bis auf 171 Millionen Kilometer nahe kam. Die Teilbilder (Abb. 1) zeigen jeweils von oben
Abb. 1: Radaraufnahmen und Modell von (216) Kleopatra. Abbildung mit freundlicher Genehmigung von Dr. Steve Ostro.
nach unten das Rohbild, das bearbeitete Bild und das zugehörige Modell, das allerdings in einem anderen Koordinatensystem dargestellt ist (Norden ist oben) als die Bilder vom ,,delay-Doppler radar". Bei den Radarbildern nimmt die Verzögerung nach unten hin und die Dopplerfrequenz nach rechts zu. Der Asteroid rotiert demnach gegen den Uhrzeigersinn (JPL-Mitteilung vom 4.5.2000). Bei meiner Aufnahmeserie vom 5./6.8.2003 machte ich zunächst 213 Aufnahmen zu je 40 s, musste aber wegen der immer geringer werdenden Höhe des Kleinplaneten die restlichen 170 Aufnahmen 50 s lang belichten. Ohne das angrenzende Hausdach hätte ich sicher eine volle Rotationsperiode aufnehmen können. Allerdings stand (216) Kleopatra zum Ende der Beobachtung mit 23,2 Grad Höhe schon bedenklich tief. Am nächsten Tag habe ich diejenigen Rohaufnahmen entfernt, auf denen es zu Strichspuren gekommen war, Cosmics zu nahe am Objekt lagen oder auf denen die Kleopatra-Pixel gesättigt waren. Die Kontrolle auf Sättigung muss vor der Dunkelstromkorrektur erfolgen. Dunkelstromkorrektur und Flatfieldkorrektur sind die einzigen Korrekturen, die bei der fotometrischen Verwendung am Bildinhalt gemacht werden dürfen. Nach diesen Prozeduren stand der fotometrischen Untersuchung nichts mehr im Wege. Hierzu verwendete ich das zur Kamera gehörige Fotometrieprogramm. Es arbeitet mit konzentrischen, quadratischen Blenden, von denen die Äußere den Himmelshintergrund ausmisst. Ein Blendenpaar wird auf den Kleinplaneten zentriert, das andere Paar auf den
K L E I N E P L A N E T E N 11
Vergleichsstern. Vorteilhafterweise folgt die einmal eingestellte Blende dem Kleinplaneten und bleibt auf ihn zentriert, solange die Ortsänderung nicht über einen eingestellten Wert hinausgeht. Mittels der Automatikfunktion wurden die Bilder ohne weiteres Zutun nacheinander abgearbeitet. Danach folgten weitere Durchgänge mit dem anderen Vergleichsstern und zum Schluss ein Durchgang, bei dem die Vergleichssterne untereinander verglichen wurden. Dies diente der Kontrolle, ob einer der Vergleichssterne vielleicht veränderlich sein könnte. Die Daten dieses Arbeitsabschnittes lagen danach als Textdatei vor und konnten problemlos in ein Tabellenkalkulationsprogramm übernommen werden. Für die weitere Auswertung waren nur die Daten, welche die Aufnahmezeit als Julianisches Datum und das Intensitätsverhältnis der gesammelten Strahlung enthalten, von Belang. Mittels EXCEL extrahierte ich diese und konnte anschließend die Zeitkorrekturen anbringen. Ich schaute in meinem Beobachtungsbuch nach, ob ich eine Anmerkung zu einem Zeitfehler zwischen Computerzeit und MEZ gemacht hatte. Diesen hätte ich als Erstes korrigie-
ren müssen. Nachdem die Computerzeit ohne Fehler war, musste ich als Nächstes die Lichtlaufzeit (LLZ) ausgleichen. Die Korrektur der LLZ ist notwendig, um die durch die Bahnbewegung der Erde und des Kleinplaneten veränderliche Signallaufzeit auszugleichen. Diesen Arbeitsschritt darf man auf keinen Fall auslassen, wenn man Daten aus verschiedenen Nächten vergleichen will. Bezugspunkt ist dabei der Zeitpunkt, zu dem das Licht von der Oberfläche des Asteroiden abgestrahlt wird. Hierzu muss die Entfernung des Kleinplaneten von der Erde zum Beobachtungszeitpunkt bekannt sein. Mit Hilfe eines Planetariumsprogramms ist das schnell festgestellt. Aus diesem Wert und der Lichtgeschwindigkeit errechnet sich die Lichtlaufzeitkorrektur, die dann vom geozentrischen Julianischen Datum des Beobachtungszeitpunktes abgezogen wird:
JDLLZK = JDGeoz - (rE-KPL / c)
(1)
Der in Klammern stehende Term wird in Tagesbruchteilen errechnet, um in der gleichen Größe vorzuliegen wie das Julianische Datum. Als Beobachtungszeitpunkt wird
die Mitte des Beobachtungszeitraumes angenommen. Anschließend habe ich die Helligkeit des Kleinplaneten aus den Intensitätsverhältnissen der Strahlung von Kleinplanet zu Vergleichsstern nach der Formel 2 berechnet:
mKPL = -2,5 . lg (IKPL/IStern) + mStern
(2)
Einen Ausschnitt aus dem EXCELArbeitsblatt zeigt die Abbildung 2. Die Helligkeiten der Vergleichssterne sind aus Guide 8 entnommen und damit entweder GSC-Helligkeiten oder TYCHOHelligkeiten. Sie liegen als V-Helligkeiten vor. Dadurch wurden die von mir ermittelten Helligkeiten natürlich nicht automatisch auch zu V-Helligkeiten. Das würde nur dann passieren, wenn ich V-gefilterte Aufnahmen angefertigt hätte und anschließend die ermittelten Helligkeiten mit den Korrekturwerten der Filterkalibrierung reduziert hätte. Im Diagramm habe ich meine Helligkeiten deshalb mit magCCD benannt. Somit ist klar, dass sie nur in meinem System Gültigkeit haben. Eine andere Möglichkeit besteht darin, an Stelle der eigenen Helligkeitswerte
Abb. 2: Ausschnitt aus dem Excel Arbeitsblatt zur Helligkeitsberechnung. Die LLZK wurde auf einem zugehörigen Tabellenblatt der Arbeitsmappe berechnet. Ikpl/Iv = Verhältnis der Intensitäten von Kleinplanet und Vergleichsstern. H.v = Helligkeit des Vergleichssterns. H.KPL(v) = Helligkeit des Kleinplaneten vom Vergleichsstern v abgeleitet, usw.
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12 K L E I N E P L A N E T E N
Helligkeitsdifferenzen anzugeben und so nen und schließlich in einem Diagramm Kurvenform über die Beobachtungssaison
die Amplitude ebenfalls korrekt darzustel- darstellen, dem Phasendiagramm (Abb. 4). hinweg nicht gut zu erkennen ist. Außer
len. Diese Methode ist unter Amateuren Den Rechengang zeigt die Formel 3a/b:
bei einem Phasenwinkel von 8,92 Grad habe
am weitesten verbreitet.
ich keinen weiteren annähernd vollständi-
Auf Grund der Tatsache, dass sich Zyklus = (Beobachtungszeitpunkt -
gen Kurvenzug beobachten können.
die Vergleichssterne gemeinsam mit
Epoche) / Periode
(3a)
dem Kleinplaneten im relativ kleinen Phase = Zyklus - Ganzzahl
Modellierung von Kleinplaneten
Gesichtsfeld befanden, brauchte ich auch
(Zyklus)
(3b)
Die Zahl der vorliegenden Lichtkurven
keine Ausgleichung der Helligkeitswerte
verleitete mich dazu, darüber nachzu-
denken, ob ich daraus nicht die Gestalt
des Asteroiden ermitteln könnte. Diesen
arbeits- und rechenintensiven Prozess
nennt man Lichtkurveninversion. Eine
Aufgabe, die, wie ich schnell merkte, weit
über meinen mathematischen Fähigkeiten
lag. Außerdem braucht es dazu mehr
als nur die paar Lichtkurven aus einer
Opposition.
Profimäßig beschäftigen sich damit
Mikko Kaasalainen und seine Mitarbeiter
an der Universität Helsinki. Mit moder-
nen mathematischen Methoden ver-
sucht man hier hauptsächlich aus foto-
metrischen Daten, angereichert mit
Radarbeobachtungen, Weltraumteles-
kopbeobachtungen, Sternbedeckungsdaten
und Aufnahmen mit adaptiven Optiken
die Gestalt, Oberflächendetails und den
Rotationszustand der Kleinplaneten zu
Abb. 3:
rekonstruieren. Dabei sind in den letz-
Lichtkurve von (216) Kleopatra vom 5./6.8.2003. Die Kurve ist aus den Werten der
ten Jahren enorme Fortschritte gemacht
drei Vergleichssterne berechnet.
worden. Für fast 100 Kleinplaneten lie-
gen Ergebnisse in der Qualität nahe an
wegen unterschiedlich dicker Luftmassen Wie das Phasendiagramm zeigt, kann (216) jenen von Radaraufnahmen vor, wie
vorzunehmen. Gerade in niedrigen Höhen Kleopatra auch einigermaßen eintönige Raumsondenaufnahmen in einigen Fällen
ist das dringend notwendig, wenn Objekt Lichtkurven produzieren. Die Anzahl der bestätigt haben, und umfassen sowohl
und Vergleichssterne in unterschiedlicher Lichtkurven ist noch recht klein und die nahe Asteroiden als auch Hauptgürtel-
Höhe stehen. Mehr zu diesem Thema steht zeitlichen Abstände sind teilweise ziem- Asteroiden. Die Lichtkurveninversion
in [3] und [4].
lich groß, so dass eine Entwicklung der mit ihren ersten Ansätzen in den 70er
Mit den ermittelten Werten konnte ich
in EXCEL ein Diagramm des Hellig-
keitsverlaufes erstellen, welches in
Abbildung 3 wiedergegeben ist. Eine recht
spektakuläre Kurve, die irgendwie zu die-
sem Kleinplaneten passt.
Nachdem ich im Verlauf der Beobacht-
ungssaison mehrere Kurvenzüge aufge-
nommen hatte, wollte ich sie auch mit-
einander vergleichen. Dazu musste ich
herausfinden, welche Teile denn zuein-
ander passten. Hierfür wählte ich das
Minimum der ersten Beobachtungsserie
als Fixpunkt aus. Diesen Fixpunkt nennt
man Epoche. Ich hätte ihn auch auf
ein markantes Maximum einer anderen
Beobachtungsserie legen können, oder
gemeinsam mit anderen Beobachtern verab-
reden können. Mit der Epoche, den weiteren
Beobachtungszeitpunkten und der bekann- Abb. 4:
ten Periodenlänge konnte ich die Phase Phasendiagramm der Aufnahmen von (216) Kleopatra. PhW bedeutet
eines jeden Beobachtungspunktes berech- Phasenwinkel.
VdS-Journal Nr. 20
K L E I N E P L A N E T E N 13
Jahren hat sich zu einer erfolgreichen
Multidateninversion entwickelt.
Ich näherte mich dem Problem auf einem
Weg, den man ebenfalls in den 70er Jahren
des letzten Jahrhunderts eingeschlagen hatte
[5]. Damals erstellte man Modelle unter-
schiedlichster Gestalt, Oberflächenstruktur
und Färbung, vom Quader bis zur vermu-
teten Asteroidengestalt, und erstellte davon
Lichtkurven. Durch Vergleich mit bekann-
ten Lichtkurven bekam man Hinweise
darauf, wie ein Kleinplanet wohl in der
Realität aussehen könnte. Ebenso konnte
man Erkenntnisse über den Einfluss von Abb. 5:
Kratern und Albedostrukturen gewinnen. Aufbau zur Gewinnung der
Durch Satellitenaufnahmen weiß man Modelllichtkurve. Die Pappröhre
heute, dass ein Kleinplanet im Allgemeinen im Vordergrund beherbergt die
eine recht einheitliche Oberflächenfarbe Lichtquelle. Die CCD-Kamera befindet
aufweist und die Eigenarten der Lichtkurve sich in Verlängerung des gerade noch
ihre Ursache hauptsächlich in der Gestalt sichtbaren weißen Fadens, der rechts
des Asteroiden haben.
aus dem Bild läuft.
Zum Nachvollzug dieser Versuche habe ich
mir einen Planetoidenkörper aus Plastilin
geformt und ihn vor einem schwarzen stumpfen und einem spitzen Ende (Abb.
Hintergrund drehbar neben einen kugel- 5). Während sich der Modellplanetoid
förmigen Vergleichskörper montiert. Als drehte, habe ich ihn in bewährter Manier
Form wählte ich ein Ellipsoid mit einem mit der CCD-Kamera aufgenommen
Anzeige0000 13.03.2006 16:45 Uhr Seite 1
und anschließend fotometriert. Durch Änderung der Beleuchtungsrichtung bei gleicher Kameraposition konnte ich einen veränderlichen Phasenwinkel simulieren. Der Phasenwinkel ist nicht zu verwechseln mit der oben erwähnten Phase im Phasendiagramm und der Beleuchtungsphase. Der Phasenwinkel bezeichnet den Winkel, den Sonne und Erde vom Kleinplaneten aus gesehen bilden. Die Beleuchtungsphase gibt ähnlich der Mondphase an, wie viel Prozent der Hemisphäre des Kleinplaneten von der Erde aus gesehen beleuchtet sind. Im weiteren Verlauf der Messungen habe ich dem Modell auf der einen Längsseite einen kräftigen Krater als Oberflächenstruktur und auf der gegenüberliegenden Längsseite einen schwarzen Fleck als Albedostruktur appliziert. Eine Beispiellichtkurve zeigt die Abbildung 6. Die Helligkeitswerte sind in eigenen Einheiten angegeben, haben aber einen Schönheitsfehler. Dadurch, dass auch der Vergleichskörper unter verändertem Winkel angeleuchtet wurde, hat sich aus dem Blickwinkel der Kamera
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auch dessen Helligkeit verändert. Diese Veränderung der Helligkeit habe ich nicht in die Rechnung mit einbezogen, weil ich vergessen hatte sie zu messen. Damit sind die Helligkeitswerte der Extremwerte bei sich veränderndem Beleuchtungswinkel nicht verlässlich. Dennoch lassen sich einige Aussagen ableiten: · Ein ellipsoider Körper ohne weitere
Abweichungen liefert zwei Maxima und zwei Minima (Sinuskurve). · Am stumpferen Ende ergibt sich ein flacheres Minimum als am spitzen Ende. · Grobe Oberflächenstrukturen machen sich durch Abweichung von der Sinusform bemerkbar. · Bei großen Phasenwinkeln werden diese Abweichungen markanter. · Bei sich änderndem Phasenwinkel in der Rotationsebene verschieben sich die Minima und Maxima von ihren Plätzen bei 0 Grad , 90 Grad , 180 Grad und 270 Grad . · Albedostrukturen mit geringem Rückstrahlungsvermögen führen zu Helligkeitsminderungen in der Lichtkurve. Die Realität hat aber gezeigt, dass Asteroiden farblich eher eintönig sind. Bei genauer durchdachtem Gesamtablauf wären die Ergebnisse besser abgesichert gewesen. So wäre es für den Erkenntnisgewinn richtiger gewesen, von einem kugelförmigen Körper über einen Ellipsoid zu einem verformten Ellipsoid voranzuschreiten, statt gleich mit dem
Abb. 6: Modelllichtkurve. Was zeigt gerade zur Kamera? 0 Grad (360 Grad ) Längsseite mit Krater, 90 Grad stumpfes Ende, 180 Grad Längsseite mit schwarzem Fleck, 270 Grad spitzes Ende. Die Verschiebung der Extremwerte bei zunehmendem Phasenwinkel ist deutlich sichtbar.
Endpunkt zu beginnen. Außerdem sollte kein von der gleichen Lichtquelle beleuchteter Vergleichskörper genommen werden, sondern stattdessen eine eigene Lichtquelle, die im gleichen Stromkreis liegen muss. Mein Interesse an der Modellierung ist ungebrochen, so dass ich im Laufe der Zeit bestimmt neue Versuche mit verbesserter Planung und verbessertem Versuchsaufbau unternehmen werde.
Literaturhinweise [1] http://obswww.unige.ch/~behrend/page_
lis.html. Hier findet sich auch die E-Mail-
Adresse [2] http://www.rni.helsinki.fi/~mjk/index.html.
Hier findet sich auch die E-Mail-Adresse [3] B. D. Warner, 2003: "A Practical Guide
to Lightcurve Photometry and Analysis", BdW Publishing, 213 [4] W. Quester, 1999: ,,UBV(RI)c-Fotometrie und Standardfelder", BAV-Blätter 15, erhältlich bei BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin. [5] C. J. Cunningham, 1988: "Introduction to Asteroids", Willman-Bell, 63f, 79
IMPRESSUM
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Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 21 ist der 27.05.06, für die Ausgabe Nr. 22 der 16.09.2006.
Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Das Copyright
obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Sternbedeckungen durch Kleinplaneten im Alltag des Amateurs
oder: na und!?
von Eberhard H. R. Bredner
Wenn ,,Kleinplaneten-Beobachtung" als Schwerpunktthema für dieses Journal gewählt worden ist, so soll hier auch von Beobachtungen berichtet werden, die vor 20 Jahren noch nahezu undenkbar waren. Wer sich etwas ausführlicher mit der beobachtenden Astronomie beschäftigt hat, ist irgendwann auch auf die verschlungenen Bahnen der Kleinplaneten gestoßen. Tabellen helfen diese zu finden, wenn sie nahe an helleren, einfacher zu findenden Himmelsobjekten vorbeiziehen. Und natürlich bedecken sie dabei gelegentlich auch Sterne. Mit verbesserten Sternkoordinaten aus Satellitenmessungen und genaueren Bahndaten der Kleinplaneten ist es in den letzten Jahren gelungen, solche Bedeckungen auch mit einer relativ hohen Genauigkeit vorherzusagen.
Mit IRIS - RHODOPE - HERMIONE möchte ich drei Ereignisse aus dem Jahre 2005 hier vorstellen.
Jedes Ereignis hat seine besondere Bedeutung, alle waren etwa ein Jahr vorher als in Europa beobachtbar vorausgesagt worden. Aber Europa ist groß und das Beobachtungsgebiet oft weit entfernt.
Abb. 1: Geplante Verteilung der Beobachter in Nordfrankreich anlässlich der IRIS Bedeckung, Grafik nach einer Veröffentlichung von Oliver Klös bei PLANOCCULT.
Kann man nach eingehender Prüfung eine Beobachtung einrichten, so wartet man ungeduldig auf das ,,update" - eine präzisere Berechnung mit letzten Bahndaten - für das Ereignis.
(7) Iris und HIP 83097, 22.5.2005 Am 22. Mai 2005 war eine Bedeckung
des Sterns HIP 83097 mit einer Helligkeit von 8,3 mag durch den Kleinplaneten (7) Iris mit 9,6 mag vorhergesagt worden. Die Bedeckungsdauer sollte maximal 20,5 Sekunden betragen, ein selten großer Wert. Der Stern würde zu dieser Zeit nur etwa 10 Grad über dem Horizont stehen und man musste in Richtung Nord-Frankreich fahren. Mögliche Beobachter wurden in ein Schema von Oliver Kloes eingetragen (Abb. 1). Ich hatte mir einen Beobachtungsort nördlich der Zentrallinie ausgesucht. In Frankreich musste ich aber dann wegen der günstigeren Wetterprognose weiter in Richtung Westen bis Provins fahren. Alles wurde sorgfältig eingerichtet (Abb. 2). Siehe dazu auch meinen Beitrag ,,Lichtschwache Sterne sicher finden" im VdS-Journal Nr. 18, S. 102. Leider hat eine aufziehende Wolke die Beobachtung im letzten Augenblick verhindert.
Abb. 2: Nächtlicher Aufbau von 100 kg Ausrüstung in der Nähe von Provins/Frankreich.
(166) Rhodope und Regulus, 19.10.2005 Manchmal kommt es hart: Nach der ringförmigen Sonnenfinsternis am 3. Oktober 2005 sollte ebenfalls in Spanien am 19. Oktober als ein im ,,Leben einmaliges Ereignis" der Hauptstern im Löwen, Regulus mit 1,3 mag, durch den Kleinplaneten (166) Rhodope bedeckt
VdS-Journal Nr. 20
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werden. Eine vergleichbare Bedeckung wäre erst wieder am 20. März 2014 in Nordamerika beobachtbar. Um es hier ganz deutlich herauszustellen: Sonnenfinsternisse sind selten, aber einige dieser Bedeckungen durch Kleinplaneten sind noch viel seltener und deshalb wohl auch einen erhöhten Aufwand wert! Obwohl die Bedeckung nur maximal 1,5 Sekunden dauern würde, bereitete sich doch eine größere Gruppe von Beobachtern auf das Ereignis vor. Diese verteilten sich auf verschiedene Regionen, um auch bei widrigen Wetterbedingungen noch Ergebnisse zu erzielen. Es gab Gruppen im Bereich der spanischen Mittelmeerküste, in ZentralSpanien, im Grenzgebiet zu Portugal und in Portugal selbst (Abb. 3). Bei einer so kurzen Bedeckungsdauer wie in diesem Fall musste besondere Aufmerksamkeit auf die Zeiterfassung gelegt werden. Dazu nutzen wir so genannte ,,time inserter" [1] nach Professor Cuno, die das Signal des Zeitzeichensenders
Abb. 5: Eingenebelter Beobachtungsaufbau zum RHODOPE/Regulus-Ereignis. Die Watec-Video-Kamera einschließlich Optik sitzt oben auf dem Fotostativ.
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 3: Beobachtungsbereich Iberische Halbinsel nach einer Grafik von Jean Schwaenen, EAON. Im dunklen Streifen ist eine Bedeckung mit hoher Wahrscheinlichkeit zu beobachten.
DCF 77 in das Videosignal einer analogen Kamera einblenden. Weil unsere Beobachtungen im Grenzbereich des Senders sein würden, bauten wir zunächst mit Hilfe von Professor Cuno verbesserte Empfangs-Antennen für das DCF Signal. Dann musste die Ausrüstung auf den Flugzeugtransport reduziert werden (Abb. 4). Kurz vor dem Abflug eine Schreckensnachricht: In Spanien regnete es seit drei Tagen, aber die Regenfront sollte recht-
Abb. 4: Beobachtungs-Ausrüstung für den Flugzeugtransport ,,abgemagert". Die Beschränkung auf eine kleine Optik war wegen der großen Helligkeit von Regulus möglich.
zeitig abziehen. Mit gemischten Gefühlen bin ich deshalb nach Alicante geflogen und von dort mit einem Mietwagen ins Landesinnere aufgebrochen. Im Zeitalter der Mobiltelefone war es mir dann möglich, ständigen Kontakt mit meiner Basisstation ,,Alfons Gabel" in Mainz zu halten. Er hatte sich bereit erklärt, die neuesten Wetterberichte jeweils kritisch aus-
zuwerten und mich so mit Informationen zu unterstützen. Nach kurzem Schlaf habe ich meinen Beobachtungspunkt aufgesucht. Alles konnte dort unter einem kristallklaren Himmel ab 4 Uhr morgens aufgebaut werden. Südlich der Ortschaft Almuradiel bildete sich mit der Gruppe um Otto Farago aus Stuttgart eine Beobachterkette. Völlig überraschend für alle kam dann etwa eine halbe Stunde vor dem Ereignis im südlichen Bereich Nebel auf. Ich wurde voll getroffen (Abb. 5). Selbst der Mond war nach einiger Zeit im Fernglas nicht mehr zu sehen! Aber meine hochempfindliche Watec 120N Video-Kamera ,,sah" Regulus noch immer, allerdings nur bei einer Belichtungszeit bzw. Integrationszeit von 2,56 Sekunden. Eine ,,Messung" des zeitlichen Verlaufs war unter diesen Umständen unmöglich - auch die spätere mehrmalige kritische Betrachtung des Videobandes zeigte keinen Helligkeitsabfall. Beim anschließenden Frühstück im Gasthaus tauschten wir unsere Erfahrungen aus (Abb. 6). Immerhin konnte das Ehepaar Farago jeweils eine positive Beobachtung präsentieren.
(121) Hermione und TYC 4974-010691, 12.12.2005 Zum Schluss soll noch von der Sternbedeckung durch (121) Hermione berichtet werden. Das Ereignis war für den 12. Dezember berechnet worden, bedeckt werden würde der Stern TYC 4974-01069-1 mit 10,5 mag. Hermione hat in der letzten Zeit das gesteigerte Interesse der Fachastronomen hervorgerufen. Zum einen gibt seine Form Rätsel auf: Entweder ist er länglich (erdnussförmig) oder er besteht aus einem Doppelkörper (binärer Kleinplanet), wobei zwischen den Körpern nur ein geringer Abstand sein kann. Sorgfältigste CCD - Aufnahmen mit adaptiver Optik (!) am 10-Meter-KeckTeleskop (!) haben keine Antwort geben können. Zusätzlich hat Hermione einen ,,Mond", der den Kleinplaneten auf einer Bahn mit 800 km Durchmesser umrundet. Das ist ein wirklich interessantes Objekt! Diese Beobachtung war nun wieder alle Anstrengung wert. Wäre es mir doch möglich, bei einer sorgfältigen Beobachtung mit meinem alten C8 (20 cm Öffnung) eine eindeutige Antwort auf die durch das 10-Meter-Keck nicht lösbare Frage zu geben. Während der Vorbereitungszeit haben uns besonders die Fachastronomen des IMCCE in Paris [2] sehr unterstützt.
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Die Bedeckung im Bereich Nordfrankreich/ Belgien - Süddeutschland sollte morgens gegen 7 Uhr stattfinden. Nach einem nochmaligen Blick auf die Wettervorhersage fuhr ich gegen Mitternacht mit aller Ausrüstung in mein vorgesehenes Beobachtungsgebiet in der südlichen Eifel. Für dort war ein ,,klarer" Himmel vorhergesagt. Falsch: Der Himmel war dort völlig bedeckt. Ich bin dann nachts über Luxemburg nach Belgien gefahren, immer auf der Suche nach einem Himmel ohne Wolken im Bereich des Beobachtungsgebietes (Abb. 7). Vergebens, kurz vor Brüssel habe ich 20 Minuten vor dem Ereignis meine Suche abbrechen müssen. Ohne Ergebnis kam ich nach 722 km Fahrtstrecke wieder zu Hause an. Was war geschehen? Warum hatten die Satellitenbilder einen so falschen Eindruck vermittelt? Als beste Erklärung gilt folgender Zusammenhang: Der Erdboden war in der Nacht vom 11. auf den 12. Dezember noch sehr kalt, die Wolken darüber wärmer. Die Infrarot-Kameras interpretierten das Geschehen falsch, weil ,,normalerweise" Wolken in der Nacht immer kälter als der Erdboden sind! Das hatte keiner voraussehen können. Vielleicht wäre dieser Bericht für den Leser interessanter ausgefallen, wenn ich jedes
Mal ein positives Ergebnis erreicht hätte. Ich wollte aber aufzeigen, wie spannend die Beobachtung von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten sein kann. Ein norwegischer Beobachter hat nach über 50 (!) Versuchen sein erstes positives Ergebnis erzielt. Es kommen jedes Jahr neue Herausforderungen auf uns zu. Da kann man bei drei negativen Ausgängen doch nur weitermachen und sagen - na und!?
Internet-Links [1] http://www.astronik.de/ [2] http://www.imcce.fr/
Abb. 6: Frühstück ,,danach", von links Otto Farago (+), Astrid Farago (+), Andreas Eberle (-), fotografiert vom Autor (-).
Abb. 7: Satelliten Aufnahme des Beobachtungsbereichs Hermione zur Zeit der Bedeckung. ,,Rote" Beobachter unter Wolken, ,,grüne" Beobachter unter freiem Himmel, eine Bedeckung wurde von Beobachtern mit dem grünem Kreuz gemeldet. Grafik nach Jean Lecacheux, EAON.
Tipps zur Kleinplanetenbeobachtung
von Gerhard Lehmann
Für den, der Kleinplaneten beobachten möchte, sind die folgenden Tipps bzw. Hinweise gedacht. Ich erhebe mit diesen Zeilen nicht den Anspruch auf Vollständigkeit, auch ist es nicht möglich, auf jede Software für die Beobachtung von Kleinplaneten einzugehen. Aber alle Hinweise entstammen der langjährigen Praxis.
Hardware Wenn man die Kleinplaneten beobachten möchte, dann wird man dazu heutzutage eine digitale Kamera benutzen. Dass man dies erfolgreich mit einer Webcam oder auch einer digitalen Spiegelreflexkamera tun kann, wird in diesem Journal gezeigt. Wenn man aber astrometrieren oder fotometrieren möchte, kommt man um eine gekühlte CCD-Kamera nicht herum. Hier gibt es verschiedene Modelle auf dem Markt. Es kann aber nicht auf jede eingegangen werden. An das Teleskop sind ähnliche Ansprüche
zu stellen, wie bei der Deep-SkyFotografie auch. Schwierig ist die Aussage zur Öffnung und zur Brennweite. Je mehr Öffnung, um so höher auch die Reichweite, d. h. die Anzahl der noch nachweisbaren Kleinplaneten. Ist aber die Brennweite zu hoch, wird das nutzbare Bildfeld zu klein und das Finden der Kleinplaneten erschwert. Es kommt immer darauf an, was man erreichen möchte. Zum Nachweis genügt eine kleine Brennweite, zur Astrometrie sollte es schon mehr sein. Ich verweise an dieser Stelle auf den Artikel ,,Astrometrie von Kleinplaneten" von Erich Meyer in diesem Journal. Der am Teleskop bzw. an der CCDKamera angeschlossene PC benötigt eine genaue Uhrzeit. Entweder man benutzt eine kontrollierte Funkuhr, in Deutschland eine DCF-77-Uhr, oder man schließt gleich ein Funkuhrenmodul an den PC an. Verfügt der Rechner über einen permanenten Internetzugang, kann man auch diverse Programme zur Aktualisierung
der Rechnerzeit nutzen. Es hat sich aber bewährt, den PC mit Weltzeit, also mit UT, zu betreiben. Letztlich werden eventuelle Positionen auch nur in Weltzeit gemeldet.
Software Jeder wird schon einmal ein so genanntes Planetariumsprogramm an seinem heimischen PC benutzt haben. Der Markt ist voll davon. Empfehlungen auszusprechen ist nicht einfach, da der subjektive Faktor bei der Auswahl nicht unterschätzt werden darf. Sehr bewährt hat sich das Programm ,,EasySky" [1] von Matthias Busch aus Heppenheim. Mit diesem Programm kann die Position der Kleinplaneten am Sternenhimmel, aber auch im Sonnensystem vorausberechnet werden. Die zuletzt genannte Option ist eine Besonderheit, die es nur bei wenigen Programmen gibt. Um aber alle Möglichkeiten von EasySky nutzen zu können, ist eine aktuelle Datei mit den Bahnelementen der Kleinplaneten
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Abb. 1: EasySky von Matthias Busch, ein Planetariumsprogramm, nicht nur für die Kleinplanetenbeobachtung.
zwingend notwendig. Diese wird vom Minor Planet Center als MPCOrb.dat zur Verfügung gestellt und kann mit FTP von verschiedenen Servern [2], [3], [4] herunter geladen werden. Nach dem Entpacken wird sie in das Verzeichnis EasySky\Data\ Asteroids kopiert und mit dem dort vorhandenen Hilfsprogramm ConvertMpcOrb4 in eine für EasySky lesbare Form umgewandelt. Danach hat man Zugriff auf die aktuellen Kleinplaneten. Bei dauerhafter Nutzung empfiehlt sich eine Mitgliedschaft in der Mailingliste [5] von EasySky. Ein anderes seit vielen Jahren bewährtes Programm ist Guide [6] von Project Pluto. Aber auch dieses weltweit [7] sehr erfolgreiche Planetariumsprogramm benötigt aktuelle Bahnelemente. Nach dem Herunterladen und Entpacken wird die Datei MPCOrb in das aktuelle Verzeichnis von Guide hineinkopiert. Die Datei muss nicht umgewandelt werden. Allerdings
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muss nach dem Aufruf von Guide im Pulldown-Menü ,,Extras" vor dem Menüpunkt ,,MPCOrb benutzen" durch Anklicken ein Häkchen gesetzt werden. Beide Planetariumsprogramme haben den Vorteil, daß mit ihnen auch gleich das Teleskop gesteuert werden kann. Natürlich müssen dazu die technischen Voraussetzungen gegeben sein. Das Programm EasySky benötigt die so genannten ASCOM-Treiber [8]. Bei Guide ist es besonders einfach. Hier genügt nach der Verbindung des Teleskops, z. B. eines LX-200- kompatiblen, die Auswahl desselben im Pulldown-Menü ,,Einstellungen" und dort der Menüpunkt ,,Teleskop Parameter". Danach erfolgt bei beiden Programmen nach der Initialisierung nur noch die Auswahl des Kleinplaneten, und das Teleskop fährt dessen Position an. Nach der Überprüfung der angefahrenen Position kann dann der Kleinplanet
aufgenommen werden. Je nach der scheinbaren Winkelgeschwindigkeit des Kleinkörpers und der Nachführgenauigkeit des Teleskops wählt man dann eine Belichtungszeit. Hinweise dazu wieder im Artikel ,,Astrometrie von Kleinplaneten" von Erich Meyer in diesem Journal. Und nun? Jetzt muss der Kleinplanet astrometriert werden. Wozu all diese Mühe, wenn nicht seine Position und seine scheinbare Helligkeit nun gemessen wird. Auch für diese Aufgabe gibt es verschiedene Programme. Alle zu besprechen ist nicht möglich. Aber das Programm ,,Astrometrica" [9] von Herbert Raab aus Österreich hat sich weltweit bewährt. Hinweise zum Programm finden sich im Artikel ,,Astrometrica - wie alles begann" von Herbert Raab in diesem Journal. Aber auch hier empfiehlt sich eine Mitgliedschaft in der Mailingliste [10] von Astrometrica.
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Um aber die Aufnahme zu vermessen, wird die Position der Referenzsterne benötigt. In Form von digitalen Sternkatalogen liegen diese mittlerweile vor. Wann immer es möglich ist, sollte man den UCAC2 [11] vom U.S. Navel Observatory benutzen. Leider reicht er derzeit nur von -90 Grad bis ca. +40 Grad Deklination, nur ausgewählte Felder gehen bis +52 Grad . Deshalb muss immer noch der USNOA2.0 [12] benutzt werden. Die Sternkataloge können bei ernsthaftem Interesse auf CD vom Autor dieses Beitrags erhalten werden. Wenn man die Hürde des Ausmessens genommen hat und die Genauigkeit der ermittelten Position unter 1'' ist, kann man sie auch den Profiastronomen zur Verfügung stellen. Das Programm ,,Astrometrica" erstellt dazu eine Textdatei ,,MPCReport. txt", welche an das Minor Planet Center [13] per Mail versandt werden muss. Dies kann mit ,,Astrometrica" geschehen, aber auch mit einem Mailprogramm. Allerdings gilt es beim erstmaligen Verschicken von Positionen [14], [15] einiges zu beachten. Dazu ist es erforderlich die genauen Koordinaten des Beobachtungsstandortes auf ca. + 1'' zu kennen. Diese müssen bei den ersten Beobachtungen mit eingesandt werden. Danach erhält man einen Stationscode [16], mit dem die weiteren Beobachtungen verschickt werden.
Beobachtungsobjekte Was soll man denn nun beobachten? Kleinplaneten! Aber welche? Die Frage ist gar nicht so einfach zu beantworten. Prinzipiell kann man alle beobachten, vorausgesetzt, man hat die entsprechende Reichweite. Für den ersten Test wird man sich einen hellen und gut bekannten Kleinplaneten heraus suchen. Danach spezialisieren sich einige auf die Bahnverbesserung von so genannten Near Earth Asteroiden (NEA). Diese bestehen aus den Amors, den Apollos und den Athens. Im Internet [17] finden sich zu ihnen Links. Andere helfen mit bei neu entdeckte Kleinplaneten [18], bei denen man sich oft noch gar nicht sicher ist, ob es überhaupt welche sind. Eine sinnvolle Aufgabe stellt auch die Bahnverlängerung dar. Viele Kleinplaneten gehen wieder verloren, weil sie nicht kontinuierlich verfolgt werden. Wer mehr an der Ästhetik interessiert ist, kann sich an der Dokumentation schöner Konstellationen versuchen. Hinweise zu diesem Aufgabenfeld finden sich im Artikel ,,Von der Astrofotografie zur Astrometrie"
Abb. 2: Alle Kleinplaneten bis zum Jupiter. Stand: Januar 2006. Erstellt mit EasySky.
von Wolfgang Ries in diesem Journal.
Epilog Vielleicht ist es mit diesen Zeilen gelungen, den einen oder anderen Sternfreund für die Beobachtung der Kleinplaneten zu interessieren. Es muss nicht nur die Astrometrie sein. Vieles gilt genau so für die Fotometrie, die Fotografie oder die Beobachtung von Sternbedeckungen. Wenn Sie noch Fragen haben, was sicherlich der Fall ist, dann stehen Ihnen der Autor, aber auch die vielen Kleinplanetenfreunde auf der Mailingliste der FG Kleine Planeten der VdS [17] zur Verfügung. Oder werden Sie gleich Mitglied in der FG.
at/catalogs.html [13] Mailadresse: mpc@cfa.harvard.edu [14] Guide to Minor Body Astrometry: http://
cfa-www.harvard.edu/iau/info/Astrometry. html [15] MPC-Format: http://www.kleinplanetenseite.de/Aufsatz/ mpcform.htm [16] Kleinplanetenstationen: http://www. minorplanets.de/kpstationen/index.html [17] Links zu NEA: http://www.kleinplanetenseite.de/ [18] NEO Confirmation Page: http://cfa-www. harvard.edu/iau/NEO/ToConfirm.html [19] Mailingliste: http://groups.yahoo.com/ group/kleinplaneten/
Internet-Links [1] EasySky: http://www.easysky.de/ [2] MPCOrb: ftp://cfa-ftp.harvard.edu/
pub/MPCORB/MPCORB.ZIP [3] MPCOrb: http://www.astro.cz/mpcorb/ [4] MPCOrb: http://mpcorb.klet.org/ [5] Mailingliste EasySky: http://de.
groups.yahoo.com/group/EasySky/ [6] Guide: http://www.projectpluto.com/ [7] Nutzer von Guide: http://www.
projectpluto.com/users.gif [8] ASCOM: http://ascom-standards.org/
index.html [9] Astrometrica: http://www.astrometrica.at/ [10] Mailingliste: http://www.astrometrica.at/
list.html [11] UCAC2: http://ad.usno.navy.mil/ucac/ [12] Sternkataloge: http://www.astrometrica.
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Kleinplaneten mit der Webcam
von Manfred Konrad und Rolf Stökler
CMOS Sensor verwenden. Am gebräuch-
lichsten ist die Philips TOUcam 740 Pro,
die 840 Pro und einige Modelle der Vesta
Serie.
Die serienmäßige Webcam erlaubt aller-
dings nur eine maximale Belichtungszeit
von 1/25 Sekunde. Damit kann im Bereich
Deep-Sky und auch bei Kleinplaneten nichts
erreicht werden. Eine Entwicklung von
Steve Chambers beseitigt diesen Mangel.
So ist im Internet [2] eine große Anzahl
von verschieden Umbauanleitungen ver-
fügbar, die dann Langzeitbelichtung mit
der Webcam erlauben. Es muss in jedem
Fall darauf hingewiesen werden, dass der
Umbau Erfahrungen im Löten voraus-
setzt und eine filigrane Arbeit darstellt. Es
besteht die Gefahr, dass bei nicht sachge-
mäßem Umbau die Kamera zerstört wird.
Eine modifizierte Webcam verfügt zusätz-
lich zum serienmäßigen USB-Kabel für die
Datenübertragung noch über ein Kabel zum
parallelen oder seriellen Port, mit welchem
die Belichtungszeit gesteuert werden kann.
Abb. 1:
Dazu wird noch ein Programm benötigt,
Der Kleinplanet (162) Laurentia am 26.11.2005 in den Plejaden. Aufgenommen von das die Langzeitbelichtung von Webcams
Manfred Konrad mit einer Canon 300D, 9300 Sekunden, an einem ED80-Refraktor. unterstützt - z. B. K3CCDTools [3] oder
Astroart [4]. K3CCDTools ist hierbei sehr
Sozusagen als ,,Lückenfüller" bewegen im Sonnensystem". Dazu sind eindeutig zu empfehlen und als Version 1 Freeware
sich die meisten Kleinplaneten zwischen Kleinplaneten zu zählen. Die Helligkeit oder als Version 2 für 39 $ erhältlich.
den Bahnen von Mars und Jupiter und der großen Asteroiden des Hauptgürtels ist Nach einer erfolgreichen Modifikation hat
somit in jener Entfernung zur Sonne, in mit 6 mag bis 7 mag im Maximum etwa man eine Farbkamera mit 640 x 480 Pixeln,
welcher gemäß der Titius-Bodeschen vergleichbar mit der des Planeten Uranus mit der in der Praxis eine Belichtungszeit
Reihe eigentlich ein Planet vorzufinden - meist sind sie jedoch deutlich licht- von mehreren Minuten möglich ist. Bei
sein müsste. Diese Kleinplaneten sind also schwächer! Dabei sollte man vor Augen einem Öffnungsverhältnis von f/5 kommt
verhältnismäßig erdnahe Objekte. Nur haben, dass Uranus erst nach Erfindung man so bei einer Belichtungszeit von 30
unser Mond, die Sonne und die Planeten des Teleskops ent-
Merkur, Venus und Mars stehen uns regel- deckt wurde.
mäßig näher! Dennoch stellen sie an die
Astrofotografie andere Anforderungen Die Webcam
als beispielsweise ihre planetaren als ideales
Verwandten. Die Methode, mit der ihnen Aufnahmegerät
Astrofotografen zu Leibe rücken, erinnert Der Einsatz von
eher an die Fotografie ferner Gasnebel Webcams in der
außerhalb unseres Sonnensystems oder gar A s t r o f o t o g r a f i e
Galaxien - sprich: Deep-Sky.
ist vor allem in
der Planeten- und
Mondfotografie
Eine sehr intelligente Definition des g e b r ä u c h l i c h .
Wortes ,,Deep-Sky-Objekte" gibt der Hier spielt ihr
Wissenschaftsjournalist Timothy Ferris Hauptnachteil, die
in seinem Buch ,,Fasziniert von den kleine Chipfläche,
Sternen" [1]. Dies seien ,,alle Objekte keine Rolle. Es
außerhalb des Sonnensystems". Doch, und sind jedoch nur die Abb. 2:
das macht seine Definition so genial, er Webcams für die Der Kleinplanet (89) Julia am 7.9.2005. Aufgenommen von
ergänzt sie mit den Worten: ,,... aber auch Astronomie zu emp- Rolf Stökler mit einer Philips ToUCam 740, 3010 Sekunden,
lichtschwache Erscheinungen und Objekte fehlen, die keinen an einem 8 Zoll f/6 Newton.
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Abb. 3: Der Kleinplanet (19) Fortuna am 7.11.2005. Aufgenommen von Manfred Konrad mit einer Philips ToUCam 840 und empfindlicherem SW-CCD-Chip, 6020 Sekunden, an einem 12 Zoll f/4 Newton.
Sekunden gut auf die 15. Größenklasse. Wer weiter optimieren will, kann den Farb-CCD-Chip durch einen monochromen Chip, den ICX 98AL ersetzen. Dadurch wird eine deutliche Steigerung der Empfindlichkeit erreicht. Eine weitere Möglichkeit ist, einen etwas größeren Chip einzubauen. Der ICX424AL bietet 7,4 µm große Pixel statt der 5,6 µm im OriginalChip und dadurch eine Empfindlichkeit, die 3 - 4 mal höher ist. Gleichzeitig hat er eine um 30 % größere Chipfläche. Die im Vergleich zu digitalen Spiegelreflexkameras begrenzte Auflösung dieser Chips spielt bei Kleinplaneten keine Rolle, da diese ebenso wie Sterne nur als punktförmige und praktisch dimensionslose Objekte abgebildet werden. Oberflächendetails bleiben dem Amateur selbst mit den teuersten Kameras verborgen. So kann gesagt werden, dass die modifizierte CCD-Webcam ihren Vorteil der hohen Lichtempfindlichkeit bei Kleinplaneten voll ausspielen kann, während ihr Nachteil - die geringe Auflösung - hierbei praktisch keine Rolle spielt.
Einstellen von Kleinplaneten mit der Webcam Am 7. September 2005 gelang die Aufnahme des Kleinplaneten (89) Julia im Sternbild Triangulum (Abb. 2). Zuvor sollten jedoch zwei Nächte erfolglos bleiben! Das Problem war die relativ kleine Chipfläche. Da ich zu jenem Zeitpunkt ohne GOTO-Montierung arbeitete, musste der Kleinplanet zuerst visuell durchs Okular möglichst exakt zentriert werden. Eben daran sollte ich zweimal scheitern. Zwar hatte ich aus dem Internet [5] gute Aufsuchkarten, aber dennoch bei den ersten Versuchen die falsche Himmelsregion
angepeilt und konsequenterweise auch entsprechend lange belichtet. Das Wort ,,Asteroid" bedeutet ,,punktförmig", was in der Praxis heißt, dass er weder im Okular noch am Monitor von einem Stern zu unterscheiden ist. Seine Bewegung, durch die er sich typischerweise verrät, wird eben erst nach einiger Zeit sichtbar. Idealerweise sollte man sich sicher sein, zu Beginn einer Aufnahmeserie auf die richtige Stelle zu zielen. Eine empfehlenswerte Vorgehensweise ist hier Starhopping per GOTO. Dabei wird zuerst ein hellerer Stern am Monitor, z. B. mit Astroart oder K3CCD-Tools, zentriert. An diesem wird nun zuerst der Fokus der Webcam gesucht. Um sicher zu gehen, dass der Kleinplanet am Ende auch wirk-
Abb. 4: Der Kleinplanet (3068) Khanina am 9.11.2005. Aufgenommen von Manfred Konrad mit einer Philips ToUCam 840 und empfindlicherem SW-CCD-Chip, 6030 Sekunden, an einem 12 Zoll f/4 Newton.
Abb. 5: Der Kleinplanet (426) Hippo am 13.11.2005. Aufgenommen von Manfred Konrad mit einer Philips ToUCam 840 und empfindlicherem SW-CCD-Chip, 2720 Sekunden, an einem 12 Zoll f/4 Newton.
Abb. 6: Der Kleinplanet (1) Ceres am 28.3.2004. Aufgenommen von Manfred Konrad mit einer Philips ToUCam 740, 2530 Sekunden, an einem 12 Zoll f/4 Newton.
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lich zentriert ist, steuert man nun nacheinander mehrere Sterne an, zentriert sie jeweils genau, und arbeitet sich so langsam zum Objekt der Begierde vor. An der Aufnahme von (89) Julia erkennt man, dass dieser Asteroid nicht zentriert und nur mit Glück noch am oberen Bildrand zu sehen ist. Das lag in diesem Fall daran, dass ich mir nicht sicher war, bei welchem der beiden hellen Objekte auf dem Bild es sich um Julia handelt. Erst nach rund 20 Minuten konnte ich durch einen Vergleich der Rohbilder, deren Belichtungszeit bei meinem f/6 Newton bei 10 Sekunden lag, eine Bewegung erkennen. Man sollte sich durch eine gute Vorbereitung und angemessener Aufsuchtechnik solche nächtlichen Dilemmasituationen nach Möglichkeit ersparen. Zugegeben: Aufnahmen von Kleinplaneten mit der Webcam gehören nicht zu jenen ,,pretty pictures", die sich für eine Galerie eignen. Aber es sind ganz sicher einzigartige Aufnahmen und astronomisch sehr interessant.
Aufnahme und Bildbearbeitung Generell gilt, dass der Signal/Rauschabstand der Webcam-Bilder nicht mit denen der teureren astronomischen CCD-Kameras mithalten kann. Um dennoch gute Bilder zu bekommen, müssen möglichst viele Bilder mit dem obligatorischen DarkFrame-Abzug gemittelt werden. Dass viele Bilder benötigt werden, kommt uns bei den Kleinplaneten entgegen, denn
wir wollen ja auch die Bewegung des Kleinplaneten erfassen. Hier ein Beispiel am Kleinplaneten Fortuna (Abb. 3). Deutlich wird, wie eine Serie von 60 Bildern mit je 20 Sekunden an einem 12-Zöller f/4,6 durch unterschiedliche Bearbeitung verändert werden kann. Einmal wurde hier ein Stern als Referenz bei der Addition verwendet. Das Ergebnis ist, dass die Sterne als Scheibchen und der Kleinplanet als Strichspur erscheint. Wird dagegen der Kleinplanet als Referenz verwendet, so werden die Sterne zu Strichen und der Kleinplanet zu einem Scheibchen. Man beachte hier nicht nur die unterschiedliche Darstellung, sondern auch die Tatsache, dass bei einer Zentrierung auf den Kleinplaneten einige schwächere Sterne verschwinden. Im Extremfall gilt dies natürlich auch für den Kleinplaneten! Bevor eine Serie aufgenommen werden kann, ist auf eine exakte Fokussierung zu achten. Dies erreicht man am Besten an einem hellen Stern. Bei Fernrohren mit einer Fangspiegelspinne, also zum Beispiel bei Newton-Teleskopen, verwendet man das Beugungskreuz, welches die hellen Sterne zeigen. Bei anderen Fernrohren kann man mit einem Drahtkreuz vor der Optik arbeiten oder mit einer Scheinerblende. Ist fokussiert und der Kleinplanet eingestellt, kann mit der Serie begonnen werden. Die Zeitdauer ist abhängig von der Geschwindigkeit bzw. der scheinbaren Bewegung des Kleinplaneten am Himmel.
Nachdem die Serie abgeschlossen ist, müssen noch die Dark-Frames aufgenommen werden. Zu diesem Zweck wird der Tubus abgedeckt und mit der gleichen Belichtungszeit eine Reihe von Bildern aufgenommen. Die Verarbeitung der Bilder kann z. B. mit K3CCDTools und Astroart oder ähnlichen Programmen durchgeführt werden. Mit K3CCDTools zerlege ich das AVIFile in die Einzelbilder. Mit Astroart wird dann ein Masterdark erzeugt, von jedem Bild abgezogen und die resultierenden Bilder dann gemittelt. Das so erzielte Summenbild kann dann noch über die die Anpassung von Helligkeit und Kontrast verbessert werden. Mit der modifizierten Webcam hat der an Kleinplaneten interessierte Amateur ein hervorragendes Werkzeug an der Hand, welches unter Berücksichtigung einiger Faktoren durchaus Resultate liefert, die vergleichbar sind mit denen der weitaus teureren Astrokameras.
Literaturhinweise und Internet-Links [1] T. Ferris, 2002: ,,Fasziniert von den
Sternen. Abenteuer und Entdeckungen berühmter Hobby-Astronomen", KosmosVerlag München, 342 [2] http://www.pmdo.com/wintro.htm [3] http://www.pk3.org/Astro/ [4] http://www.msb-astroart.com/ [5] http://www.calsky.com/
Von der Astrofotografie zur Astrometrie
von Wolfgang Ries
Abb. 1: Gestacktes Bild des KP 25618 aus 15 Bildern zu je 4 Minuten.
Heute erfreut sich das Hobby Astronomie immer größerer Beliebtheit. Spannende Raumsondenmissionen und tolle Bilder faszinierender Himmelsobjekte werden uns per TV oder Internet direkt ins Haus geliefert. Das animiert, selbst einen Blick durch ein Teleskop auf die Wunder des Kosmos zu werfen. Oft möchte man das Gesehene dann auch bildlich festhalten und nicht wenige Sternfreunde steigen in die Astrofotografie ein.
So kann ich auch meinen Werdegang in Sachen Astronomie beschreiben, wobei sich dieser Prozess nun über mehr als 20 Jahre erstreckte. Von einfachen Strichspuraufnahmen über Sternfeldaufnahmen mit Fotoobjektiven bis zu anspruchsvolleren Aufnahmen auf
gehyperten TP von Kodak führte mein Weg im Jahr 2003 schließlich zur CCDFotografie. Mit der CCD-Kamera liegen die Daten in digitaler Form vor. In der Regel nimmt man einige Einzelbilder auf, die ein paar Minuten belichtet wurden. Durch Mitteln oder Addieren der Einzelbilder bekommt man ein Bild mit höherer Belichtungszeit. Jetzt hat man aber erst den halben Weg zum fertigen Bild hinter sich. Mit Bildbearbeitungsprogrammen erhält man aus den Rohbildern ein ,,Pretty Picture". Der Astrofotograf hat damit sein Ziel erreicht und ,,seinen" M13 oder M42 auf der Festplatte. Diese Serien von kurz belichteten Einzelaufnahmen können aber noch zusätzliche Informationen enthalten. Es ist gar nicht so selten, dass auch Kleinplaneten
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ihre Spur auf den Aufnahmen hinterlassen. Von diversen Animationen aus dem Internet und von befreundeten Sternfreunden wusste ich, dass man diese auf einer Aufnahmeserie sehr gut mit dem Blinkkomperator finden kann. Viele Bildbearbeitungsprogramme, wie das von mir benutzte Astroart [1], verfügen über diese Funktion. Daher beschloss ich eines Tages, auch meine Aufnahmen aus dem Archiv zu blinken. Tatsächlich fanden sich auf einigen Bildern hüpfende Sterne. Manche entpuppten sich als Hotpixel. Daher ist es immer besser, mehr als zwei Bilder zu blinken. Andere waren tatsächlich Kleinplaneten, die ich mit Hilfe von Guide [2], einem Planetariumsprogramm, oder dem MPChecker [3] rasch identifizieren konnte. Manche konnten aber nicht identifiziert werden und wären vielleicht Neuentdeckungen gewesen. Aus dieser kurzweiligen Beschäftigung am Suchen, Finden und Identifizieren wurde ein ernstes Interesse. Daher beschloss ich nach eingehendem Studium der Homepage der Fachgruppe ,,Kleine Planeten" [4] im Herbst 2003 einen Stationscode für meine Sternwarte A44 ,,Altschwendt" [5] zu erwerben. Mit den Informationen aus der Fachgruppe und dem Internet, sowie dem Programm Astrometrica von Herbert Raab [6] ist der Einstieg in die Astrometrie keine Hexerei. Der Weg zur wissenschaftlichen Auswertung der eigenen Aufnahmen ist damit frei. Die einzige neu zu erwerbende Hardware zu meiner vorhandenen astrofotografischen Ausrüstung war die Funkuhr für ein paar Euro, mit der die Zeiteinstellung des Laptops auf ca. eine Sekunde genau erfolgt. Meine Beobachtungszeit teile ich je zur Hälfte zwischen Astrofotografie und Astrometrie auf. Es läuft aber bei allen Aufnahmen die Funkuhr mit. So kam es auch, dass ich meine ersten beiden Kleinplaneten in einer Aufnahmeserie der Galaxie NGC 3628 entdeckte. Seither wurden in Altschwendt ca. 40 neu gefunden. Vier davon auf Aufnahmen zu ,,Pretty Pictures", was einen Anteil von ca. 10 % ausmacht. Trotz des gleichen Equipments gibt es doch Unterschiede zwischen Astrofotografie und Astrometrie, auf die ich kurz eingehen möchte. Bei der Astrofotografie versucht man, möglichst viele Details eines Objektes darzustellen. Daher arbeitet man meist im ungebinnten Modus. Das bedingt bei großer Brennweite hohe Anforderung an die Nachführung und das Seeing. Die
Abb. 2: NGC 246 und (17617) 1995 UD45 mit einer Helligkeit von 15,9 mag am rechten Bildrand vom 5. September 2005.
Einzelbelichtungszeiten sollen in der Regel möglichst lang sein, um rauscharme Bilder zu erhalten. Bei astrometrischen Aufnahmen versucht man, möglichst tiefe Aufnahmen in kurzer Zeit zu erlangen. Die Eigenbewegung der Kleinplaneten begrenzt die Belichtungszeit auf wenige Minuten, da sie sonst als Strichspuren abgebildet werden. Zur Erhöhung der Grenzgröße arbeitet man auch im 22- oder 33-Binning-Modus. Die dann größeren Pixel tragen ebenfalls dazu bei, dass man sich über die Nachführung und das Seeing weniger Gedanken machen muss als bei der Astrofotografie. Etwas schlechter nachgeführte Aufnahmen lassen sich astrometrisch noch auswerten. Natürlich sind aber auch hier gute Nachführung und Seeing von Vorteil. Bei der Astrometrie werden pro Nacht drei Einzelaufnahmen benötigt, deren Aufnahmezeitpunkte mindestens 20 Minuten auseinander liegen müssen. Damit sind die Mindestanforderungen für eine sichere Erkennung der Asteroiden beim Blinken und der anschließenden astrometrischen Vermessung gegeben. Ein größerer Zeitabstand zwischen den Aufnahmen trägt aber meistens zur Verbesserung der Erkennbarkeit bei, da dann die Kleinplaneten größere Sprünge beim Blinken machen.
In meiner Sternwarte beträgt die Belichtungszeit für eine astrometrische Aufnahme in der Regel zwischen vier und sechs Minuten. Ich habe es mir zur Gewohnheit gemacht, einen astrometrischen Block von ca. zwei bis drei Stunden abzuarbeiten. In dieser Zeit kann ich von ca. sechs bis acht Bildfeldern drei Aufnahmen mit einer Zeitdifferenz von ca. 30 bis 50 min machen. Die Bildfelder wähle ich stets so, dass immer ein bereits bekannter Kleinplanet im Bildfeld ist, von dem astrometrische Beobachtungen zur Bahnverbesserung erwünscht sind. Wenn sich dann noch ein zusätzlicher neuer Kleinplanet auf den Aufnahmen befindet, ist das um so besser. Bei der Astrofotografie gilt trotz der hochempfindlichen Detektoren in 99,9 % der Fälle: ,,Je länger die Gesamtbelichtungszeit, desto besser". So halte ich mit meinem Equipment in der Regel zwischen ein und zwei Stunden oder länger auf ein DeepSky-Objekt und erstelle eine Serie von vielen Einzelaufnahmen. Daher können aus den ungefilterten Luminanzbildern sehr gut drei Positionen von eventuell im Bildfeld vorkommenden Kleinplaneten bestimmt werden. Wenn man noch die Belichtungszeit für die Farbfilteraufnahmen dazurechnet, benötige ich auch ca. 3 Stunden Teleskopzeit für ein LRGB-Bild
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bei Kleinplaneten noch mit Kilometern als
,,begreifliche" Maßeinheit auskommt, sind
Deep-Sky-Objekte durch wahrhaft kosmi-
sche Maßzahlen charakterisiert.
Die kleinen Brocken bringen durch ihre
Bewegung, abgebildet als Strichspur, Leben
in ein sonst statisches Motiv. Außerdem
macht jede kosmische Begegnung
das Bild auch chronologisch zu einem
besonderen und einmaligen Erlebnis. Die
Wahrscheinlichkeit, dass ein bestimmter
Asteroid zu meinen Lebzeiten wieder bei
der gleichen Galaxie vorbeizieht, ist recht
klein. Und wenn man dann noch das Wetter
in unseren Breiten mit einkalkuliert, um
das Ereignis auch zu beobachten...
Die hier gezeigten Aufnahmen wur-
den gezielt wegen der kosmischen
Begegnungen ausgewählt. Mit Hilfe eines
Planetariumsprogramms kann man sich
leicht mögliche Objektkombinationen in
Bezug auf Helligkeit und Distanz anzeigen
lassen.
Abb. 3:
Wie hell die Strichspur des Kleinplaneten
NGC 772 und (5212) 1989 SS mit einer Helligkeit von 15,9 mag am 10. Oktober
im Bild schließlich erscheint, hängt von
2005.
seiner Helligkeit und seiner scheinbaren
Geschwindigkeit ab. Der Asteroid sollte
wie für einen astrometrischen Block.
Da mein Interesse den Deep-Sky-Objekten auch eine Mindestgeschwindigkeit haben,
Bei der Bearbeitung von Astrofotos und den Kleinplaneten gehört, habe ich damit er als schöne Strichspur im Bildfeld
greift man auf eine Vielzahl von versucht, beide Objekte gemeinsam auf erkennbar ist.
Bearbeitungsschritten zurück. Das Bild einigen meiner Bilder festzuhalten. Mich Eine weitere Schwierigkeit kann sich
wird normiert, skaliert, gefiltert, selektiv reizt vor allem der Unterschied zwischen bei der Bildbearbeitung ergeben. Viele
bearbeitet usw. und das in verschiedens- den Maßstäben der Objekte. Während man lichtschwache Kleinplaneten erscheinen
ter Häufigkeit und Stärke. Ziel ist ein
ästhetisch ansprechendes Bild, das mög-
lichst viele Informationen zeigt. Dabei
spielt der persönliche Geschmack eine
große Rolle. Durch die Bearbeitung wird
jedes Astrofoto zu einem Unikat, auch
wenn zum hunderttausendsten Mal der
Pferdekopfnebel abgebildet wurde.
Bei der Astrometrie ist nur die Bearbeitung
mit einem Darkframe und einem
Flatfield erlaubt. Einzig eine logarithmi-
sche Skalierung ist noch möglich. Mehr
Bildbearbeitung ist nicht erlaubt und würde
das Ergebnis verfälschen.
Es ist noch möglich, mehrere Aufnahmen
von Kleinplaneten miteinander zu sta-
cken, um die Grenzgröße zu erhöhen.
Dabei werden die Bilder entsprechend der
Eigenbewegung des Kleinplaneten aufein-
ander addiert. Wie man im der Abbildung
1 sehen kann, führt dies zu punktförmigen
Asteroiden und strichförmigen Sternen.
Bei der Astrofotografie, wo ja die
Einzelbilder anhand der Sterne deckungs-
gleich übereinander kopiert werden,
erhält man, wie in den Abbildungen 2 Abb. 4:
- 4 zu sehen, dagegen eine strichförmige NGC 488 und (2217) Eltigen mit einer Helligkeit von 15,1 mag am 25. September
Darstellung der Kleinplaneten.
2005.
VdS-Journal Nr. 20
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26 K L E I N E P L A N E T E N
Abb. 5: NGC 935 und (397) Vienna mit 11,3 mag, (56323) 1999 VE82 mit 17,8 mag und 2005 UD6 mit 19,1 mag am 26. Oktober 2005.
Kosmische Begegnungen zwischen DeepSky-Objekten und Kleinplaneten werden eher zufällig fotografiert. Mit etwas Planung lassen sich solche Bilder auch gewollt herstellen. Vielleicht animiert dieser Bericht den einen oder anderen, seine Bilder nach Kleinplaneten abzusuchen oder seine persönliche kosmische Begegnung zu fotografieren. Mein besonderer Dank gilt abschließend noch Stefan Heutz [7] für seine Bildbearbeitung der gezeigten Bilder im Zuge unserer Kooperation bei Astrofotografieprojekten.
Bildhinweis: Alle Aufnahmen entstanden an einem 12Zoll-Newton (f/6) und einer SXV-H9 CCDKamera auf der Kleinplanetenstation A44 ,,Altschwendt".
bei optimaler Darstellung des Deep-SkyObjektes nicht im Bild. Dann hilft nur die selektive Bearbeitung des Bildausschnittes mit dem Kleinplaneten. Die Abbildung 5 zeigt meine Entdeckungsaufnahme vom Kleinplaneten 2005 UD6. Das umrandete Feld wurde selektiv bearbeitet, damit er zumindest auf großen Bildern noch als Strichspur sichtbar ist. Bei den LRGB-Bildern kann es ratsam sein, die Farbaufnahmen in einer anderen Nacht zu machen. Die Eigenbewegung des Kleinplaneten führt ansonsten, wie in der Abbildung 6 zu sehen, zu einer dreifarbigen Strichspur. Die Reihenfolge der Filter spiegelt sich in der Reihenfolge der Farben in der Spur wieder. Diese kann man natürlich mit etwas Aufwand aus dem Bild entfernen. Oder man macht
die Farbkanäle, wenn der Kleinplanet nicht mehr im Gesichtsfeld ist. Für den Informationsgehalt des Kleinplaneten spielt das keine Rolle. Astrofotografie und Astrometrie sind von den Anforderungen an die Ausrüstung des Amateurastronomen praktisch identisch. Daher können astrofotografische CCDAufnahmen mit etwas Zeit und Übung ohne hohe zusätzliche Investitionen sehr leicht auch astrometrisch ausgewertet werden.
Internet-Links [1] Astroart: http://www.msb-astroart.com/ [2] Guide: http://www.projectpluto.com/ [3] MPChecker: http://scully.harvard.edu/
~cgi/CheckMP [4] Fachgruppe ,,Kleine Planeten": http://
www.kleinplanetenseite.de/ [5] A44 ,,Altschwendt": http://members.
infodat.at/Sternwarte_Seng/index.htm [6] H. Raab: ,,Astrometrica", http://www.
astrometrica.at/ [7] S. Heutz: http://home.tiscali.de/heutz_st/
Abb. 6: Beispiel einer farbigen Strichspur, die später aus dem Bild entfernt wird.
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 7: M 64 und (10888) Yamatano-orochi mit einer Helligkeit von 17,4 mag am rechten oberen Bildrand vom 20. Februar 2004
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Das Asteroidenprojekt am Faulkes Telescope North - Beobachten mit dem größten optischen Remote-Teleskop
von Lothar Kurtze, Felix Hormuth und Karin Sonnenberg
Ziel des Faulkes Telescope Projects [1] ist es, Schulen und astronomischen Vereinigungen für Unterrichtszwecke Zugang zu professionellen Teleskopen zu ermöglichen. Hierfür wurden vom Engländer Dill Faulkes und seit neuestem vom ,,Las Cumbres Observatory" in Kalifornien Finanzmittel zur Verfügung gestellt. Man dachte dabei an ein ferngesteuertes Teleskop auf der anderen Seite (Nachtseite) der Erde für primär englische Schüler, die im regulären Unterricht eine Beobachtungsmöglichkeit bekommen sollten. Die Wahl fiel schließlich auf zwei Standorte: die Insel Maui (Hawaii) auf der Nordhalbkugel und Siding Spring (Australien) auf der Südhalbkugel. Das Faulkes Telescope North (FTN) in Hawaii ist seit gut einem Jahr im regulären Betrieb. Das zweite, baugleiche Faulkes Telescope South (FTS) in Australien ist derzeit noch im Aufbau. Gesteuert werden die Teleskope über einen Web-Client, den man mit jedem Internet-Browser auf dem eigenen PC nutzen kann. Voraussetzung ist allerdings eine schnelle Internetverbindung, möglichst DSL.
Haleakala - Faulkes Telescope North (F65) Der auf über 3.000 m Höhe gelegene Standort des FTN befindet sich auf dem Haleakala, einem erloschenen Vulkan auf der Hawaii-Insel Maui, der bereits eine Vielzahl von astronomischen Teleskopen beherbergt. Er ist nach dem Mauna Kea der bedeutendste auf den Hawaii-Inseln. Das Teleskop hat einen Spiegeldurchmesser von 2 Metern, ist insgesamt 8 Meter hoch und wiegt 25 Tonnen (s. Abb. 2). Damit zählt es zusammen mit seinen Zwillingen, dem ,,Liverpool-Telescope" auf La Palma und dem FTS, zu den größten ferngesteuerten Teleskopen der Erde! Für quasi ,,Echtzeitbeobachtungen" ist es derzeit mit einer CCD-Kamera bestückt (2.048 2.048 Pixel, back illuminated), die komplett per Internet gesteuert werden kann. JPG-Bilder erhält man sofort nach der Aufnahme, die FITS-Bilder nach etwa 30 Minuten. Leider ist das Gesichtsfeld, bedingt durch das Öffnungsverhältnis von f/10, mit 4,5 Bogenminuten sehr klein.
Für zukünftige Erweiterungen stehen am Teleskop vier weitere Cassegrain- und 2 Nasmyth-Anschlüsse zur Verfügung. Ein Spektrograf wird bereits eingerichtet. Die vollautomatische Nachführung erreicht eine Genauigkeit von bis zu 0,2'' / Minute. Im April 2004 war es soweit: erste Testaufnahmen für das Kleinplanentenprojekt wurden von Dr. Andrew Taylor und seinen Schülern der Kings School in Canterbury, England durchgeführt. Begleitet wird das Projekt von Jay Tate (Spaceguard UK) [2]. Von der TU - Darmstadt und der Sternwarte Weinheim kamen ehrenamtlich Lothar Kurtze als erster ,,Development Partner" außerhalb Englands, sowie Felix Hormuth und Karin Sonnenberg unterstützend hinzu. Mit dem Erhalt des Obscodes ,,F65" begann am 30.8.2004 das eigentliche Projekt.
Beobachten mit dem FTN Möchte man das Teleskop benutzen, so muss man zunächst Beobachtungszeit beantragen bzw. kaufen. Die Zeit ist in ,,Slots" zu knapp 30 Minuten aufgeteilt. Schulen und astronomische Vereinigungen in England bekommen dank eines speziellen Fonds kostenlos Zugang. Für Deutschland wurde der Preis jetzt auf 50 Brit. Pfund (etwa 75) je 30 Min. gesenkt. Zur Buchung der Zeit ist in der Regel eine Begründung erforderlich, wofür man sie einsetzten möchte. Hat man Beobachtungszeit erhalten, so kann man sich einen ,,Slot" für eine Beobachtung reservieren. Die Buchung ist bis zu 4 Wochen im Voraus möglich. Kann die Kuppel wegen schlechten Wetters nicht geöffnet werden, erhält man die Zeit zurückerstattet. Zu Beginn des jeweiligen Slots öffnet sich - nach vorherigem Einloggen auf der entsprechenden Internetseite - das erste Fenster mit der Teleskopkontrolle. Man sieht eine Sternkarte mit dem Ausschnitt des Himmels, der vom Teleskop beobachtet werden kann. Das sind generell alle Objekte höher als 25 Grad über dem Horizont und mit möglichst 30 Grad Mondabstand. Das einfach gehaltene, englischsprachige Menü bietet die Möglichkeit einer Koordinateneingabe oder eine direkte Auswahl diverser
Abb. 1: Das Faulkes Telescope North unter dem Himmel von Hawaii.
Objekte. Nach Darstellung des Zielobjekts auf einer Sternkarte fährt das Teleskop zur gewünschten Position, was über eine Webcam verfolgt werden kann. Anschließend erscheint das Menü der CCD-Kamera mit der Auswahl möglicher Filter (R, G, B, I, klar,...) und der Belichtungszeit (s. Abb. 3). Nach der Aufnahme erhält man sofort ein JPG-Bild zur Kontrolle. Die FITSBilder können nach etwa einer halben Stunde herunter geladen werden. Möchte man nun die Astrometrie der beobachteten Kleinplaneten an das ,,Minor Planet Center" (MPC) einsenden, so gibt es nur noch eine kleine, projektbedingt aber unvermeidliche Hürde zu überwinden. Im Gegensatz zu anderen Teleskopen nimmt das MPC für das FTN nur Daten an, die von einer bereits bekannten und autorisierten Mailadresse kommen. Deshalb muss man vor dem ersten Einsenden von astrometrischen Daten an das MPC das Team von Faulkes Telescope kontaktieren, das dann die Freigabe erteilt. Zum Üben steht ein Teleskop-Simulator zur Verfügung. Mit diesem Hilfsmittel sollte jeder Beobachter vorab einmal gearbeitet haben. Das ist nicht nur zur
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Abb. 2: Erster Aufbau des Teleskops beim Hersteller.
Gewöhnung an das englischsprachige Menü nützlich, sondern die gebuchten 30 Minuten gehen schnell vorbei und ein Teleskop dieser Größe verhält sich in vielen Punkten ganz anders als man es von einem Amateurteleskop kennt! Weiterhin kann man auf zahlreiche Informationen der FT-Website zurückgreifen.
Allerdings ist die Benutzung des Teleskops nicht ohne weiteres für jedermann möglich, denn das Faulkes Telescope Project ist ausschließlich für Bildungszwecke gedacht. Entsprechend ist der Zugang in der Regel auf Schulen oder Universitäten, sowie astronomische Vereinigungen begrenzt.
Unterstützung für Beobachter durch die Faulkes-Telescope-Mitarbeiter Zum Themenbereich Asteroiden sind bei Faulkes Telescope drei verschiedene Projekte in Planung. Bereits im Internet verfügbar sind sehr ausführliche Informationen zum grundlegenden Projekt der allgemeinen Asteroidenbeobachtung und -erkennung, sowie der Vermessung der Bilder mit Astrometrica. Auch Fortgeschrittene finden auf diesen Seiten wichtige Informationen über die Arbeit mit dem Teleskop und das Einsenden der Daten. In Vorbereitung ist das ,,NEO Follow up" Projekt, das in Kooperation mit Spaceguard UK durchgeführt wird. Dabei geht es neben NEOCP-Beobachtungen auch um die allgemeine Verfolgung wichtiger erdnaher Objekte. Ebenfalls geplant ist ein Projekt zur Lichtkurvenbestimmung einzelner Asteroiden. Alle Informationen sind ausschließlich in englischer Sprache verfügbar. In Cardiff (Wales), der Basis von Faulkes Telescope, stehen auch Mitarbeiter zur Verfügung, die jederzeit per E-Mail erreichbar sind. Eine persönliche Betreuung in Deutschland ist leider nicht möglich, denn das deutsche ,,Team" von Faulkes Telescope beschränkt sich derzeit ausschließlich auf die drei Autoren dieses Berichts, die ehrenamtlich für das Projekt tätig sind. Dem
entsprechend sind derzeit keine Projekte speziell für Deutschland geplant. Ob sich das in Zukunft ändert, hängt auch von der Zahl der Beobachtungsanfragen in den kommenden Jahren ab.
Erste Vorstellung des Projektes auf der Kleinplanetentagung in Heppenheim Zum ersten Mal in Deutschland überhaupt wurde das Projekt am 18. Juni 2005 auf der jährlichen Tagung der FG Kleinplaneten in Heppenheim vorgestellt (Abb. 4). Während der Tagung konnten die Teilnehmer Beobachtungsvorschläge einreichen. Ausgewählt für die halbe Stunde Beobachtungszeit wurden drei Objekte. Sofort nach der Eingabe der Koordinaten konnte das Auditorium über eine Webcam in Echtzeit mitverfolgen, wie das Teleskop in Stellung fuhr und dann die je drei Aufnahmen machte. Die Aufnahmen konnten noch während der Tagung vermessen werden.
Bisherige Ergebnisse Innerhalb des ersten Jahres nach der Erteilung des Obscodes ,,F65" von der IAU konnten bereits 650 Positionen von insgesamt 140 Asteroiden bestimmt werden. Dabei zeigte sich die Kings School in Canterbury als besonders aktiv. Auf sie entfällt der größte einzelne Anteil der Beobachtungen. Trotz des kleinen Gesichtsfeldes des FTN von nur 4,5 Bogenminuten gelang die Entdeckung von 3 Asteroiden, deren Bahnen in der Abbildung 5 dargestellt sind. Ein weiteres Arbeitsgebiet ist die Vorbereitung eines Fotometrie-Projektes.
Abb. 3: Links die Webcam des Teleskops beim Positionieren und rechts das Menü zur Einstellung der Aufnahme.
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Abb. 4: Felix Hormuth beim Steuern des FTN auf der Kleinplanetentagung am 18. Juni 2005.
Bei ersten Tests wurde in Zusammenarbeit mit Raoul Behrend von der Universität Genf unter anderem der Kleinplanet (4492) Debussy über 6 Stunden beobachtet. Dabei konnte in einer weiteren Opposition bestätigt werden, dass es sich bei dem Objekt um ein Binärsystem handelt, bei dem ein Partner durch den anderen verfinstert wird (s. Lichtkurve, Abb. 6). Bemerkenswert an den Messergebnissen ist die hohe fotometrische Genauigkeit in der Größenordnung von 0,02 mag, die dank 2 Metern Spiegeldurchmesser trotz einer Rothelligkeit von 17 - 18 mag erreicht wird.
Ausblick In den kommenden Monaten wird das Asteroidenprojekt um den Bereich der Follow-up-Beobachtungen von NEOs ergänzt werden. Mit seinen 2 Metern Spiegeldurchmesser zählt das FTN zu den großen Teleskopen, mit denen Asteroiden regelmäßig beobachtet werden. Somit können auch noch sehr lichtschwache Objekte weiter verfolgt werden, wobei die einzelnen Schulen zu entsprechenden Bahnverbesserungen beitragen können. Voraussichtlich ab Sommer wird zusätzlich das FTS in Australien seinen Betrieb aufnehmen und die Möglichkeiten der Beobachtung des Südhimmels erweitern. Auch die Zahl der verfügbaren Slots wird sich entsprechend vergrößern. Einer der zukünftigen Arbeitsbereiche ist das langfristig geplante FotometrieProjekt. Um die erforderlichen, langen Beobachtungszeiten zu erreichen, wird dabei allerdings eine Kooperation der verschiedenen am Projekt teilnehmenden Schulen bzw. Vereinigungen erforderlich werden. Das setzt aber erst einmal eine wesentlich größere Zahl von aktiven Teilnehmern voraus.
Aber vielleicht helfen ja auch Artikel wie dieser, das Faulkes Telescope Project über die Grenzen Englands hinaus bekannt zu machen und weitere Teilnehmer am Asteroidenprojekt zu gewinnen. Mit der deutlichen Preisreduktion auf rund 75 Euro (50 Brit. Pfund) pro 30 Minuten Beobachtungszeit ist nach unserer Meinung ein bezahlbares Niveau erreicht, das auch für die ein oder andere Schule oder Gruppe von Amateurastronomen interessant ist.
Bild-Hinweis Alle Bilder, wenn nicht anders vermerkt: (C) Faulkes Telescope Project
Internet-Links [1] Faulkes Telescope Project: http://www.
faulkes-telescope.com/ [2] UK Spaceguard Centre: http://www.
spaceguarduk.com/
Abb. 5: Bisher im Projekt entdeckte Asteroiden. Grafik erstellt mit EasySky von Matthias Busch.
Abb. 6: Fotometrie von (4492) Debussy vom 30. April 2005. Die Fehlerbalken geben die Standardabweichung der differentiellen Fotometrie an, die Helligkeiten sind an die R-Magnituden des USNO-A2.0 angeschlossen.
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Astrometrica - wie alles begann
von Herbert Raab
,,What Amateurs sen, und mit Hilfe der Software daraus die
Should Be Doing" sphärischen Koordinaten Rektaszension
in der Zeitschrift und Deklination ermittelt. Mit Hilfe die-
,,Sky & Telescope" ser Software war es möglich, eine Serie
Astrometrie als von drei bis vier Aufnahmen in etwa
ein lohnenswertes 90 Minuten astrometrisch auszuwerten.
Arbeitsgebiet für Davor war ein Zeitaufwand von mehreren
Amateure präsen- Stunden dafür notwendig. Die Ergebnisse
tiert hatte und zu wurden ausgedruckt und per Luftpost ans
dieser Zeit auch MPC geschickt. Nur in dringenden Fällen
einige Sternkataloge durften wir den Fernschreiber einer loka-
auf 5,25''-Disketten len Zeitungsredaktion benutzen!
für PCs verfügbar Ermutigt von den ersten Erfolgen begannen
wurden, begann wir uns intensiv mit der astrometrischen
ich mich mit der Beobachtung, vornehmlich von Kometen,
Erstellung einer zu beschäftigen. Schon im ersten Jahr
Abb. 1:
Software
zur (1990) konnten wir nicht weniger als 50
Der 1975 erschienene Sternkatalog AGK3 hat die Positionen, Unterstützung der präzise Positionen von Kometen ermitteln.
Eigenbewegungen und Helligkeiten von 183.145 Sternen
a s t r o m e t r i s c h e n Bis zum Jahr 1992 wurde die Anzahl auf
nördlich von -2 Grad Deklination in acht Bänden aufgelistet.
Auswertung fotogra- über 100 verdoppelt. Wenn möglich wur-
Auf nur zwei CD-ROMs waren die Positionen der 16
fischer Aufnahmen den die Referenzsterne, deren Anzahl im
Millionen Sterne im ,,Guide Star Catalog" (GSC) abge-
zu beschäftigen. Es Programm auf zehn beschränkt war, aus
speichert, der fünfzehn Jahre später erschien.
dauerte damals oft dem Sternkatalog AGK 3 entnommen.
(Aufnahme von Erich Meyer)
Wochen, bis für Der mittlere Restfehler der Referenzsterne
einen neu entdeck- lag bei etwa 0,5''. Da der AGK 3 aber
Die Software ,,Astrometrica" hat sich ten Kometen genügend Beobachtungen nur die nördliche Hemisphäre abdeck-
über einen Zeitraum von mehr als einem vorlagen, um damit eine brauchbare te, musste man bei Objekten südlich des
Jahrzehnt aus einer Notlösung zu einem Bahnbestimmung durchzuführen. Ziel Himmelsäquators auf den SAO-Katalog
weltweit verwendeten Werkzeug für war es, die fehlerträchtige Suche nach zurückgreifen. Nicht selten lagen die
Asteroidenbeobachter entwickelt. Hier soll Referenzsternen in den dicken Bänden Referenzstern-Residuen dann im Bereich
nicht nur ein Einblick gegeben werden, wie der gedruckten Sternkataloge und die zeit- einer Bogensekunde.
es dazu gekommen ist, es sollen dabei auch aufwändigen, mit Hilfe eines program-
gleichzeitig die Fortschritte in der Technik mierbaren Taschenrechners durchgeführ- Die Geburt
der astrometrischen Datenreduktion aufge- ten Rechenschritte nun mit Unterstützung Zu Beginn der 1990er Jahre stell-
zeigt werden.
eines Computers rasch und komfortabel ten wir bei der Durchsicht der in dem
abwickeln zu können.
,,Minor Planet Circulars" abgedruckten
Die so entstandene Software stellte die Beobachtungen fest, dass unter den ver-
Der Vorfahre
jeweils für das
Die Wurzeln der Software ,,Astrometrica" Feld verfügbaren
reichen weit in die Zeit zurück, als hyper- Referenzsterne am
sensibilisierter Film das Arbeitspferd Bildschirm dar und
der Asteroidenbeobachter darstellte, und ermöglichte eine
eine CCD-Kamera bestenfalls an einigen Auswahl derselben
wenigen professionellen Observatorien mittels Mausklick.
Verwendung fand. Meine Kollegen Die Sterne wur-
Erich Meyer und Erwin Obermair, den dann mit dem
die in Davidschlag bei Linz eine pri- Messmikroskopam
vate Sternwarte betreiben, hatten schon Negativ händisch
in den Jahren 1979 bis 1984 einige ,,angefahren", und
Hauptgürtelasteroiden vermessen, diese die abgelesenen
Beobachtungen später aber aufgrund der r e c h t w i n k l i g e n
damit verbundenen, zeitaufwändigen Bildkoordinaten im
Vermessungsarbeiten wieder eingestellt.
Programm erfasst.
Nachdem im November 1988 Brian Zuletzt wurden die Abb. 2:
Marsden, der Direktor des ,,Minor Planet Koordinaten des Manuelle Auswahl der Referenzsterne in der DOS-Version von
Center" (MPC) der Internationalen Astro- Asteroiden oder ,,Astrometrica".
nomischen Union, in seinem Artikel Kometen gemes-
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wendeten Instrumenten immer häufiger das Zauberwort ,,CCD" auftauchte. Nicht nur professionelle Observatorien, auch Amateure - vornehmlich aus Japan, später auch aus Italien - machten davon Gebrauch. Im Jahre 1992 kaufte unser Kollege Erwin Obermair eine SBIG ST-4 CCD-Kamera, die er zur Nachführung seiner Deep-Sky-Aufnahmen einsetzen wollte. Nachdem wir so endlich Zugang zu einer CCD-Kamera hatten, beschlossen wir, mit dieser auch Versuche in Richtung Astrometrie zu unternehmen. Unser Tatendrang wurde allerdings durch die Tatsache gebremst, dass keines der damals verfügbaren Bildbearbeitungsprogramme die astrometrische Auswertung von CCD-Aufnahmen unterstützte. Also blieb nichts anderes übrig, als die bestehende Software für die Auswertung fotografischer Aufnahmen so zu erweitern, dass auch das Einlesen und Ausmessen von ST-4-Aufnahmen möglich war. Auch wenn das Kind noch keinen Namen hatte, würde ich das rückblickend wohl als die Geburtsstunde von ,,Astrometrica" bezeichnen. Damit in dem kleinen Bildfeld der ST-4 von nur 4' x 5' an unserem Gerät mit 1,5 m Brennweite auch mindestens vier oder fünf Referenzsterne abgebildet wurden, war eine genaue Planung der Beobachtungen notwendig. Dennoch fielen die ersten Versuche durchaus viel versprechend aus, und so wurde die Funktionalität der Software ausgebaut. Zur Auswahl der Referenzsterne mittels Mausklick wurden das CCD-Bild und das Sternfeld aus dem Guide Star Catalog (GSC) nebeneinander dargestellt. Die Routine zum Einlesen der Bilder wurde erweitert, so dass neben Bildern der ST-4 auch Dateien von anderen CCD-Modellen, sowie Bilder im generischen FITS-Format eingelesen werden konnten. Die Benutzerschnittstelle wurde auf ein auf Fenstern basierendes System unter DOS umgestellt. Weil ich dachte, dass andere Beobachter möglicherweise auch auf der Suche nach einer Software zur astrometrischen Auswertung von CCD-Aufnahmen waren, wurde die Benutzerschnittstelle in englischer Sprache erstellt und das Programm als Shareware auf verschiedenen FTP-Servern verteilt. Nun war es auch an der Zeit, einen Namen zu finden, unter dem das Programm auf den FTP-Servern aufscheinen sollte. Die Wahl fiel auf ,,Astrometrica". Die Vermessung der Referenzsterne und der Zielobjekte erfolgte halbautomatisch: Zwar wurde das Messfeld von der
Abb. 3: Benutzeroberfläche der DOS-Version von ,,Astrometrica", die auch ,,Astrometrica classic" genannt wird.
Software dort positioniert, wo aufgrund der in den Programmeinstellungen hinterlegten Daten (Brennweite, Pixelgröße, Orientierung) das jeweilige Objekt erwartet wurde, die genaue Positionierung des Messfeldes lag aber in der Verantwortung des Benutzers. Die exakten Koordinaten der jeweiligen Objekte wurden mit Hilfe einer einfachen Schwerpunktsrechnung der Pixel im Messfeld ermittelt. Für die astrometrischen Arbeiten an der Sternwarte Davidschlag hatte Erich Meyer 1993 eine SBIG ST-6 angeschafft. Unsere ursprünglichen Bedenken, dass sich die Ergebnisse aufgrund der Pixelgröße von 3,2'' x 3,7'' der ST-6 und der nur 2'' Auflösung bei der Digitalisierung der für den GSC zugrunde liegenden Schmidt-Platten sowie der fehlenden Eigenbewegungen der Referenzsterne verschlechtern würden, wurden bald zerstreut. Die mittleren Restfehler der Referenzsterne lagen bei etwa 0,2'' bis 0,3''. Sie gingen also im Vergleich zu unseren fotografischen Beobachtungen auf etwa die Hälfte zurück. Auch die absoluten Fehler, in welche auch systematische Fehler aus den ersten Versionen des GSC einflossen, waren zumindest gleichwertig mit den fotografischen Beobachtungen. Immerhin 80 % der Asteroiden-Positionen waren besser als 1''.
Die Verbreitung Bereits in der ersten Ausgabe der zunächst vierteljährlich erscheinenden, mittlerweile
wieder eingestellten US-amerikanischen Zeitschrift ,,CCD-Astronomy" vom Winter 1995 wurde die Software ,,Astrometrica" vorgestellt, was sicherlich zur raschen Verbreitung des Programms beigetragen hat. In nur wenigen Wochen wurde die Software von Beobachtern in USA, Kanada, Japan, Australien, und natürlich auch von Amateurastronomen aus verschiedenen Ländern Europas benutzt. Auch der Redakteur von ,,CCDAstronomy", Dennis diCicco, wurde selbst zum eifrigen Anwender von ,,Astrometrica". Bei seinen Beobachtungen gelangen ihm zunächst einige zufällige Entdeckungen von Asteroiden. Angespornt von dem Erfolg ging er gezielt auf Asteroidensuche. In der Frühlingsausgabe 1996 von ,,CCD-Astronomy" beschrieb er unter dem Titel ,,Hunting Asteroids" sein Beobachtungsprogramm. Er schrieb: ,,You can discover an asteroid tonight. [..] If you decide to search for them on any clear, dark night, you can be virtually guaranteed of success in your quest" (,,Heute Abend können Sie einen Asteroiden entdecken. Wenn Sie sich entscheiden, in einer klaren, dunklen Nacht nach ihnen zu suchen, kann der Erfolg praktisch garantiert werden.") Damit läutete er wohl das goldene Zeitalter der Asteroidenentdeckungen für Amateure ein. Ohne Zweifel hat das zahlreiche weitere Beobachter motiviert, auf dem Gebiet der Asteroidenbeobachtungen aktiv zu werden. Und tatsächlich konnten damals - bevor die großen Suchprogramme wie
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Abb. 4: Die erste Version von ,,Astrometrica für Windows" wurde im Jahr 2000 veröffentlicht.
LINEAR, LONEOS oder NEAR den Himmel abzusuchen begannen - auch mit relativ kleinen Geräten und vergleichsweise geringem Aufwand helle Asteroiden im Bereich von 16 - 17 mag entdeckt werden.
Die Evolution Bei den seit 1998 jährlich stattfindenden Treffen der VdS-Fachgruppe ,,Kleine Planeten" durfte ich auch Dr. Freimut Börngen kennen lernen, der im Rahmen seiner langjährigen Tätigkeit als Astronom am Observatorium Tautenburg rund 400 Asteroiden entdeckt hat. Im Jahr 1999 schickte mir Dr. Börngen eine Kopie eines Artikels aus der Fachzeitschrift ,,The Astronomical Journal" zu, mit dem handschriftlichen Vermerk: ,,Vielleicht ist das von Interesse?". Der Artikel von Chad Trujillo und David Jewitt trug den Titel ,,A Semiautomated Sky Survey for Slowmoving Objects Suitable for a Pluto Express Mission Encounter" und beschrieb ein
VdS-Journal Nr. 20
Computerprogramm, mit dem Aufnahmen des 2,2-Meter-Teleskops am Mauna Kea nach Transneptun-Objekten durchsucht werden. Natürlich war der Artikel von Interesse für mich! Der Brief von Dr. Börngen erreichte mich gerade zu einer Zeit, als ich mich damit beschäftigte, wie die Identifikation der Referenzsterne in ,,Astrometrica" automatisiert werden könnte. Damit war die weitere Entwicklung der Software hin zu einem höheren Automatisierungsgrad klar. Die Zeit schien auch reif, die Software auf die Windows-Plattform zu portieren. Neben der automatischen Erkennung von Referenzsternen und bewegten Objekten wie Asteroiden oder Kometen wurden auch weitere grundlegende Routinen völlig überarbeitet: Unter anderem wurden auch die Routinen zur Helligkeitsmessung und zur Bestimmung der Plattenkonstanten neu implementiert. Zur präzisen Ortsbestimmung der Objekte wurde fortan nicht mehr eine einfache Schwerpunktsbestimmung durch-
geführt, sondern die Abbildungen der jeweiligen Objekte werden nunmehr mit Hilfe eines mathematischen Verfahrens zur Optimierung an eine Modellfunktion angepasst. Dadurch fallen einzelne, verrauschte Pixel weniger stark ins Gewicht, und die Ortsbestimmung konnte insbesondere für lichtschwache Objekte verbessert werden. Auf eine Anregung des Australischen Astronomen Robert McNaught vom Siding Spring Observatorium geht die ,,Track and Stack"-Routine in Astrometrica zurück: Hier wird eine Anzahl von CCDBildern aufaddiert, wobei gleichzeitig die Bewegung des darauf abgebildeten Asteroiden oder Kometen ausgeglichen wird. So wird es möglich, auch sehr lichtschwache oder extrem schnell bewegte Objekte aufzunehmen. Mit Hilfe dieser Technik ist auch die erfolgreiche Vermessung von Objekten jenseits der 20. Größenklasse mit Instrumenten von 30 cm Durchmesser möglich. Am Ende war in ,,Astrometrica for Windows" kaum mehr
K L E I N E P L A N E T E N 33
als der Name von der ,,klassischen" DOSVersion übrig geblieben. Trotz der hohen Automatisierung hat die Qualität der Messungen nicht gelitten: Die mittleren Fehler der Referenzsterne lagen bei etwa 0,25'', die Anzahl von Referenzsternen konnte aber vervielfacht werden: War deren Anzahl in der DOS-Version von Astrometrica auf zwölf beschränkt, verwendet die WindowsVersion nun sämtliche im Bildfeld zur Verfügung stehende Katalogsterne - ihre Zahl geht nicht selten in die Hunderte. Die absolute Genauigkeit der Asteroidenpositionen konnte sogar gesteigert werden. Dies ist sicherlich auch darauf zurück zu führen, dass der GSC-Katalog mit einem systematischen Fehler von bis zu 2'' durch den USNO-A-Katalog ersetzt wurde.
Gegenwart und Zukunft Seit automatisierte Suchprogramme wie LINEAR, NEAT und LONOES den Himmel nach Kleinplaneten absuchen, wurde es für Sternfreunde zunehmend schwieriger, neue Asteroiden zu entdecken. Der Schwerpunkt der Tätigkeit vieler Amateure hat sich daher auf die Bestätigung und Bahnsicherung der durch die Surveys entdeckten Objekte verla-
gert: Gerade dieser Bereich wird großteils von aktiven Amateuren abgedeckt. Da die von den Surveys aufgefundenen erdnahen Asteroiden häufig lichtschwach und schnell bewegt sind, tut Astrometrica mit der ,,Track and Stack"-Routine hier gute Dienste. In den letzten Jahren ist auch eine neue Generation von Sternkatalogen, wie dem USNO-B und dem UCAC-2, publiziert worden. Anders als die bisher verwendeten Kataloge GSC und USNO-A stellen diese Kataloge auch Daten zur Eigenbewegung der Referenzsterne zur Verfügung. Die mittleren Referenzsternfehler liegen bei Anwendung dieser Daten heute bei etwa 0,1''. Auch die absolute Genauigkeit der gemessenen Positionen von Asteroiden kann zumindest für hellere Objekte durchaus in diesem Bereich liegen. Neben Amateurastronomen wird ,,Astrometrica" auch verschiedentlich von Fachastronomen verwendet. Selbst zur Auswertung von Aufnahmen, die an modernen Großteleskopen, wie dem VLT in Chile oder dem Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea auf Hawaii, hergestellt wurden, ist die Software im Einsatz. Eine Gruppe am Jet Propulsion Laboratory, die am bekannten Mount Palomar Observatorium in Kalifornien arbeitet, ver-
wendet die Software auch zur Vermessung von Raumflugzielen. Aber nicht nur im Bereich der Asteroiden und Kometen tut die Software ihren Dienst, auch zur Positionsbestimmung von Doppelsternen, veränderlichen Sternen und von Novae und Supernovae wird das Programm herangezogen. Selbst die Parallaxe und die Eigenbewegung sonnennaher Fixsterne können mit Hilfe von Astrometrica aus CCD-Aufnahmen, die im Abstand von nur wenigen Wochen gewonnen wurden, bestimmt werden. Als vor zwölf Jahren die Entwicklung von Astrometrica begann, war es kaum vorhersehbar, welchen gewaltigen Aufschwung die Fachgebiete der Astrometrie und der Beobachtung von Asteroiden und Kometen inAmateurkreisen nehmen wird. Heute wird von Fachastronomen eine neue Generation von Surveys vorbereitet: Sicherlich warten hier neue Herausforderungen auf Amateurastronomen, die mit eigenen Beobachtungen zur weiteren Erforschung der Kleinkörper im inneren und äußeren Sonnensystem beitragen wollen - und natürlich werden auch die Softwarewerkzeuge, die dabei zum Einsatz kommen, gefordert sein.
Die Beobachtung von 2003 UB313 oder dem zehnten Planeten?
von Hans G. Diederich
Mitte 2005 wurde bekannt, dass 2003 UB313 das vierthellste und das am weitesten von der Sonne entfernte Objekt im Kuiper Belt ist. Dieses KBO (Kuiper Belt Objekt) wird in der Helligkeit nur von Pluto, 2003 FY9 und 2003 EL61 übertroffen. Und es ist sogar noch größer als der Planet Pluto!
Seine augenblickliche Entfernung beträgt 97 AE, das ist dreimal die Entfernung vom Pluto zur Sonne. Weiter wird es sich auch nicht mehr entfernen. Der sonnennächste Punkt seiner Bahn, um 44 Grad zur Ebene des Sonnensystems geneigt, liegt bei 38 AE. Ein Umlauf dauert 560 Jahre. Von seinen Entdeckern erhielt 2003 UB313 den vorläufigen Namen Xena.
Am 10.9.2005 wurde 2003 UB313 erneut beobachtet und dabei ein Mond im Abstand von 0,5 Bogensekunden entdeckt. Dieser
heißt offiziell S/2005 (2003 UB313) 1, aber auch für ihn gibt es einen vorläufigen kürzeren Namen: Gabrielle.
Die Bestimmung der Eigenschaften von 2003 UB313 hat die Diskussion über den Planetenstatus von Pluto wieder entfacht. Denn wenn es dort am Rand des Sonnensystems so viele annähernd gleich helle und gleich große Objekte wie Pluto gibt, dann ist Pluto eines von vielen gleichartigen KBO und würde den Planetenstatus zu unrecht tragen, der ihm konsequenterweise abzuerkennen sei. Oder aber 2003 UB313 müsste dieser Status ebenfalls verliehen werden, und zwar als zehnter Planet des Sonnensystems.
Er hat aber für uns noch eine weitere Bedeutung. Es wurden zwar schon einige KBO von Amateuren beobachtet, aber 2003 UB313 ist mit ca. 19 mag das hellste
Abb. 1: Bildmontage zweier Aufnahmen von 2003 UB313.
Objekt unter ihnen. Wer einmal ein KBO ,,sehen" möchte, der sollte sich an ihm versuchen. Wichtig für eine Beobachtung ist aber die genaue Kenntnis der Position,
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die sich aufgrund der Eigenbewegung ständig ändert. Um sicher zu sein, mit einem schwachen Fleckchen auch wirklich 2003 UB313 beobachtet zu haben, ist die Aufnahme im Abstand von einer Nacht oder länger mit gleicher Instrumentierung und Integrationszeit zu wiederholen. Fehlt das Fleckchen an dieser Stelle auf der zweiten Aufnahme bzw. befindet es sich woanders, dann haben wir tatsächlich 2003 UB313 auf der ersten erwischt. Beide Aufnahmen können ,,geblinkt" werden, er blinkt dann beim Bildwechsel auf. Vielleicht sehen wir das Objekt aber auch hin- und herhüpfen, wenn es sich noch
im Gesichtsfeld der zweiten Aufnahme befindet. Und wie eben beschrieben wurde 2003 UB313 von mir beobachtet. Je eine Aufnahme am 1.10. und 5.10.2005 wurden geblinkt. In der Abbildung sind diese beiden Aufnahmen addiert und 2003 UB313 hierin zweimal markiert. Norden ist unten. Die Elemente für mein Sternkartenprogramm wurden von der Website des MPC (Minor Planet Center) [1] bezogen. Die Beobachtung erfolgte mit einem 20-Zoll-RC, einer ST10X und mit einer Integrationszeit von ca. 800 s im Gästeobservatorium New Mexico Skies.
Diese ist so kurz, dass man sich auch mit einer kleineren Öffnung einmal daran versuchen kann. Die Brennweite sollte allerdings nicht zu groß und die Pixel nicht zu klein sein, denn KBO bewegen sich. Die Eigenbewegung von 2003 UB313 beträgt immerhin 1,4 Bogensekunden pro Stunde. Und da 2003 UB313 im Sternbild Cetus steht, gibt es eigentlich keinen Grund, es nicht einmal zu versuchen.
Internet-Links [1] http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPEph/
MPEph.html
Wie kommt ein Asteroid zu einem Namen?
von Andre Knöfel
Wer Kleinplaneten beobachtet, wird dies in erster Linie tun, um durch das Vermessen der Position die Bahnberechnung für dieses Objekt zu verbessern. Insgesamt betrachtet ist das erst einmal eine Fleißarbeit. Das Salz in der Suppe bei dieser Beobachtungstätigkeit ist der Zeitpunkt, wenn plötzlich auf den Aufnahmen ein zusätzlicher Lichtpunkt erscheint, der an dieser Stelle eigentlich nichts zu suchen hat. Nun heißt es erst einmal Ruhe bewahren, die Position des neuen Objektes ausmessen und dann damit zu überprüfen, ob an dieser Stelle wirklich kein Kleinplanet bekannt ist. Dazu stellt das Minor Planet Center (MPC) der Internationalen Astronomischen Union (IAU) im Internet eine Seite zu Verfügung, mit der man so eine eventuelle Neuentdeckung überprüfen kann - den ,Minor Planet Checker` [1]. Zeigt sich nun, dass es sich tatsächlich um einen noch unbekannten Kleinplaneten handeln könnte, dann sollten die Positionen und möglichst noch Positionen aus der Folgenacht an das Minor Planet Center geschickt werden. Aber Achtung: Die einzelnen Positionen müssen jeweils einen zeitlichen Abstand von mindestens 20 min haben. Von dort kommt - ein positives Ergebnis vorausgesetzt - eine Rückmeldung, die dem Kleinplaneten eine vorläufige Bezeichnung gibt, z. B. 2006 HB5. Diese Bezeichnung bedeutet in diesem Fall, das dieser Kleinplanet im Jahre 2006 entdeckt wurde. Konkret geschah das in der zweiten Aprilhälfte, was durch den Buchstaben H angezeigt wird (1.-14. Januar = A, 15.-31. Januar = B, ... , 1.-14. April = G, 15.-30. April = H usw.) Nun heißt es, den Kleinplaneten weiter
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Abb. 1: In der Mitte der Tautenburger Kleinplanet 1992 FO3, heute (8684) Reichwein, und rechts unten die Neuentdeckung 1998 BF14. Aufgenommen am 27. Januar 1998 von Jens Kandler mit einer SBIG ST-6, 8 30 Sekunden, an einem 7-Zoll-f/9-Refraktor.
zu beobachten - und das über mehrere Jahre, also über einige Oppositionen. Denn erst wenn die Bahn eines Kleinplaneten
genau bekannt ist, was von verschiedensten Faktoren abhängt, wird diesem Kleinplaneten eine endgültige Nummer
Abb. 2: Der Drebacher Kleinplanet 1998 BF14 als Strichspur auf einer Aufnahme vom 19. März 1991 in der Digitalen Himmelsdurchmusterung (Digitized Sky Survey).
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Abb. 3: Festveranstaltung am 5. September 2004 anlässlich der Kleinplanetenübergabe an Dr. Sigmund Jähn im Bürgerhaus von Drebach. Links Karlheinz Müller, designierter Leiter der Sternwarte Drebach, in der Mitte Jens Haustein, Bürgermeister von Drebach und rechts Dr. Sigmund Jähn. Aufnahme von Andreas Ickelsheimer, Sternwarte Drebach.
gegeben. Unter Umständen gehen da schon einmal mehr als fünf Jahre ins Land, ehe so ein Asteroid ,nummerierungswürdig` ist. Es gibt heute noch Kleinplaneten - vor über 30 Jahren entdeckt, die bis jetzt noch nicht nummeriert sind. Allerdings kommt auch ab und zu das Glück ins Spiel. Es kann nämlich sein, dass der Kleinplanet bereits auf alten Aufnahmen abgebildet, aber noch nie ausgewertet wurde. Dabei handelt es sich sowohl um fotografische Aufnahmen, die bereits mehrere Dekaden alt sind, als auch relativ neue CCDAufnahmen der Asteroiden-Surveys, die zwar einen Kleinplaneten zeigen, aber nicht als ein solcher gemeldet wurden. Mit Hilfe dieser älteren Aufnahmen lässt sich der Bahnbogen eines neu entdeckten Kleinplaneten unter Umständen über viele Jahre hinaus erweitern, so dass er schon nach wenigen Monaten nummeriert werden kann. Ist die Nummerierung erfolgt, darf der Entdecker einen Namen für diesen Kleinplaneten vorschlagen und diesen Vorschlag zusammen mit einer kurzen Begründung beim ,,Committee on Small Body Nomenclature" (CSBN) der IAU [2] einreichen. Zehn Jahre nach der Nummerierung erlischt allerdings das Vorschlagsrecht. Die Entscheidung, ob der vorgeschlagene Name dann auch wirklich verwendet wird, trifft das sechzehnköpfige Komitee unter dem derzeitigen Vorsitz (2003-2006) von Jana Ticha. Bei der Namensgebung sind allerdings
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einige Regeln zu beachten. So darf der Name nicht gleich oder ähnlich den bereits bestehenden Namen von Asteroiden, Planeten oder Monden sein. Er darf eine Länge von 16 Zeichen nicht überschreiten, aus möglichst einem Wort bestehen und aussprechbar sein. Namen von Haustieren sind nicht zugelassen. Politiker und Militärs können erst 100 Jahre nach ihrem Tod zur Namensgebung vorgeschlagen werden. Ob sie dann auch wirklich vom gestrengen Komitee ,an den Himmel' versetzt werden, steht auf einem anderen Blatt. Für einige spezielle Asteroiden-Familien gelten darüber hinaus noch gesonderte Regeln. Die Jupiter-Trojaner, das sind Asteroiden, die sich in einer 1:1-Resonanz zum Jupiter befinden, dürfen nur nach den Helden des Trojanischen Krieges benannt werden. Die am L4-Punkt befindlichen benennt man nach denen auf griechischer Seite, die L5-Trojaner nach denen der trojanischen Seite. Allerdings gibt es bei der Vielzahl der bisher bekannten JupiterTrojaner bereits Engpässe bei den Helden. Asteroiden jenseits des Jupiters, deren Bahn die großen Planeten erreichen oder kreuzen und dabei nicht in einer stabilen Resonanz zum Planeten stehen, werden nach den Centauren benannt. Asteroiden, welche die Neptunbahn erreichen und dabei in einer Resonanz zu Neptun stehen, nennt man nach Gestalten der Unterwelt. Trans-Neptun-Asterioden, die eine stabile Bahn haben, sind nach Wesen benannt, die etwas mit der Schaffung der Welt zu tun
haben. Zum Schluss werden Asteroiden, die die Erdbahn kreuzen oder erreichen nach mythologischen Wesen benannt. Das gesamte Procedere einer erfolgreichen Namensgebung soll an einem realen Beispiel gezeigt werden. Am 27. Januar 1998 entdeckte Jens Kandler am 18-cm-StarfireRefraktor der Volkssternwarte Drebach im Erzgebirge bei der Folgebeobachtung des 1992 im Tautenburger Observatorium entdeckten Kleinplaneten 1992 FO3, heute (8684) Reichwein [3], am rechten unteren Bildrand einen weiteren Kleinplaneten. In der darauf folgenden Nacht konnte der Neuling wiederum beobachtet werden und die ausgemessenen Positionen wurden unter der Bezeichnung PDJK02 an das Minor Planet Center geschickt. Von dort kam die Rückmeldung, dass dieser neue Kleinplanet als Drebacher Entdeckung unter der vorläufigen Bezeichnung 1998 BF14 geführt wird. Bis April 1998 wurde dieser Kleinplanet nicht nur von den Beobachtern in Drebach, sondern auch von den Sternfreunden der StarkenburgSternwarte in Heppenheim weiter beobachtet, so dass schließlich ein Bahnbogen von 86 Tagen vorlag. Im September 2000 wurde der Kleinplanet in der nächsten Opposition wiederentdeckt, so dass mit einem Bahnbogen von fast drei Jahren die Bahndaten von 1998 BF14 schon recht gut bekannt waren. Jetzt war es dem Autor möglich, kurz darauf alte Aufnahmen mit dem NEAT-Teleskop aus dem Jahre 1997 und dem Digitized Sky Survey aus dem Jahre 1991 zu finden, auf dem dieser Kleinplanet ebenfalls abgebildet war. Nach dem Ausmessen der Positionen erstreckte sich nun der bekannte Bahnbogen über fast 10 Jahre! Damit war die Bahn genau genug bekannt, so dass das Minor Planet Center im Oktober 2000 diesem Kleinplaneten die permanente Nummer 17737 gab. Nun durfte Jens Kandler als Entdecker einen Namen für den Kleinplaneten 17737 vorschlagen. Er wählte dafür den des ersten Deutschen im All, Dr. Sigmund Jähn. So trägt dieser rund 3 km große Asteroid, der zwischen Mars und Jupiter seine Bahn zieht, seit Januar 2001 die offizielle Bezeichnung ,,(17737) SigmundJähn".
Internet-Links [1] http://scully.harvard.edu/~cgi/CheckMP [2] http://www.ss.astro.umd.edu/IAU/csbn/ [3] http://people.freenet.de/boerngen/listd.
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Nomen est omen - Geschichte und Geschichten rund um die Namen von Asteroiden
von Markus Griesser
- Teil 1 -
Sternnamen sind ,,in": Wer sein geliebtes Wesen auf ungewöhnliche Art überraschen will, kauft sich für schlappe 130 Euro (einfachstes Angebot) bei einem der einschlägigen Unternehmen den eigenen Stern, tauft ihn auf den Namen des oder der Geliebten und erhält vom Anbieter neben einem Eintrag im firmeneigenen Register und der bombastisch gestalteten Urkunde auch noch eine Sternkarte. Solchermaßen für die Praxis vorbereitet, meldet sich man(n) oder frau in der nächstgelegenen Sternwarte, um das eben erworbene Gestirn in trauter Zweisamkeit persönlich zu beäugen - ein Gläschen Champagner und tiefes Sich-in-die-Augen-sehen inklusive ... Spätestens beim Kontakt mit den örtlichen Sternfreunden erfahren dann die frisch gebackenen Sternenbesitzer, dass die Idee mit dem käuflich erworbenen Gestirn vielleicht doch nicht so toll war. Denn die meisten öffentlichen Observatorien weigern sich strikt, gewissermaßen als verlängerter Arm geschäftstüchtiger Unternehmen bei diesem fragwürdigen Sternenhandel mitzumachen und den 12-MagnitudenLichtpunkt aus dem Himmelsdunkel hervorzukramen. Und das ist auch gut so, denn in unserer Welt der rasch wechselnden Beliebigkeiten sollte uns wenigstens zwischendurch wieder einmal klar werden, dass nicht alles käuflich ist.
Hindernisreiche Namensgebungen Sternfreunde wissen natürlich längst, dass einzig die International Astronomical Union (IAU) berechtigt ist, offizielle Bezeichnungen für Himmelskörper zu vergeben. Die alle drei Jahre stattfindende Generalversammlungen dieser ,,Astronomen-UNO" haben schon vor Jahren entsprechende Regularien verabschiedet und nehmen immer wieder mal Ergänzungen vor. Sie beauftragen jeweils breit und international abgestützte Gremien von Fachleuten aus ihren Reihen mit der praktischen Umsetzung dieser Regeln. Eine manchmal recht heikle Sache, die den Komiteemitgliedern oft auch schon harsche
Kritik eingetragen hat. Zwischendurch stellt sich immer wieder mal die Frage, ob diese Benennungsgrundsätze nun ,,Rules", also verbindliche Vorschriften, oder eben nur ,,Guidelines", also interpretierfähige Richtlinien, seien. So oder so: Für die Namensgebung von kosmischen Kleinkörper ist das ,,Committee for Small Body Nomenclature" (CSBN) zuständig. In ihm sitzen momentan 16 Astronomen und Astronominnen aus 12 verschiedenen Ländern. Ihre Hauptarbeit ist das kritische Beurteilen von Asteroidennamen, die in erster Linie von den Entdeckerinnen und Entdeckern im Sinne von genehmigungspflichtigen Anträgen beim Secretary Brian Marsden, Direktor des Minor Planet Center, eingereicht werden. Wie man genau bei einem Namensvorschlag vorgehen muss und welche Vorschriften dabei zu beachten sind, lässt sich im üppigen Seitenangebot des Minor Planet Center leicht selbst nachlesen. Und man tut gut daran, nicht nur die inhaltlichen, sondern auch die formalen Vorschriften zu beachten, da die Texte in weitgehend automatisierten Prozessen weiterverarbeitet werden bis zur Publikation im Minor Planet Circular. Und erst das Erscheinen im MPC bedeutet dann die offizielle Anerkennung des Namens.
Himmlische Göttinnen ... Der in der Neujahrsnacht 1800 / 1801 von Guiseppe Piazzi (1746-1826) in Palermo entdeckte erste Asteroid erhielt bekanntlich den Namen ,,Ceres". Dieser Name der sizilianischen Schutzgöttin wurde zum Vorbild der nachfolgenden Namensgebungen. Denn nach und nach wurden weitere Göttinnen aus der klassischen antiken Sagenwelt an den Himmel gehoben, so (2) ,,Pallas", (3) ,,Juno" und (4) ,,Vesta". Und auch die erst 1845 / 1847 durch den Postmeister Karl Ludwig Hencke (1793-1866) in Driesen entdeckten Asteroiden (5) ,,Astraea" und (6) ,,Hebe" folgten dieser Tradition, die sich allmählich zu einer festen Regel entwickelte. Auch John Russell Hind (1823-1895) in London folgte bei seinen Entdeckungen (7) ,,Iris" und (8) ,,Flora" brav den
Abb. 1: Die Visitenkarte des englischen Astronomen John Russell Hind (18231895) war mit den Symbolen der ersten drei von ihm entdeckten Asteroiden ,,Iris", ,,Flora" und ,,Victoria" geschmückt. Für die ersten dreißig Asteroiden wurden noch Symbole geschaffen, danach wechselte man zu den noch heute gebräuchlichen fortlaufenden Nummern. (Archiv des Autors)
Gepflogenheiten der Traditionalisten. Der Vorschlag für seinen dritten Asteroiden (12) ,,Victoria" löste hingegen bei verschiedenen Astronomenkollegen Proteste aus. Zwar steht der Name durchaus regelkonform für die römische Siegesgöttin, doch damals herrschte in England dummerweise auch eine Königin mit dem Namen Victoria. Hind geriet so in den Verdacht, seiner Landesmutter einen sozusagen himmlischen Liebesdienst zu leisten. Nachdem es noch am Anfang des 19. Jahrhunderts in Deutschland und Frankreich verschiedene Bemühungen gegeben hatte, so genannte dynastische Sternbilder zu kreieren - erinnert sei etwa an die von Bode eingeführten Sternbilder ,,Friedrichs Ehre" und ,,Brandenburgisches Szepter" - waren die Astronomen sensibilisiert. B. A. Gould, der Herausgeber des Astronomical Journal, schlug deshalb den durch den Entdecker selbst eingebrachten Alternativnamen ,,Clio" vor. Aber die meisten Astronomen sahen bei der ,,Victoria" kein Problem, da er ja wie erwähnt - nicht gegen die geltenden Bestimmungen verstieß.
... und irdische Städte Am 15. November 1852 entdeckte der in Paris lebende deutsche Historien-Maler (peintre d'histoire) Hermann Goldschmidt (1802-1866) einen Kleinplaneten von seinem Zimmerfenster über dem noch heute bestehenden, berühmten Cafe ,,Le
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Abb. 2: Das ehemalige Hauptgebäude der Landessternwarte Heidelberg mit der Kuppel des berühmten Bruce-Teleskops. Hier entdeckten Max Wolf und Karl Reinmuth Hunderte von Kleinplaneten. (Foto des Autors)
Procope" aus. Während unten in diesem ältesten Cafehaus der Welt verschiedene Literaten und Intellektuelle lautstark über den Lauf dieser Welt debattierten, hielt Goldschmidt einige Meter höher mit einem kleinen Fernrohr Ausschau nach neuen Welten: Eine schier unglaubliche Szene, doch Goldschmidt fand von diesem bescheidenen Fenster-Observatorium mitten in einer europäischen Großstadt heraus noch weitere Asteroiden. Der erste von Goldschmidt entdeckte Asteroid bekam auf Vorschlag von François Arago, dem damaligen Direktor der Pariser Sternwarte, den Namen ,,Lutetia", die lateinische Bezeichnung von Paris. Dies war nun erstmals eine deutliche Abweichung von der bisherigen Regel, ausschliesslich antike Göttinnen für die Namensgebungen zu berücksichtigen. Für die ersten rund 30 Asteroiden war es noch üblich, sie mit einem eigenen grafischen Symbol zu kennzeichnen. Man folgte damit der jahrhundertealten Tradition der Planetenzeichen, die ihren Ursprung allerdings in der Astrologie haben und noch heute in jedem Horoskop eingezeichnet werden. Ein wunderschönes Beispiel, wie diese Symbole damals zum Einsatz kamen, ist die Visitenkarte von John Russell Hind: Neben den Adressangaben weist diese Karte mit diesen Vorläufern moderner Piktogramme auf die ersten drei von Hind entdeckten Asteroiden hin. Als aber immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, wurde es immer schwieriger, auch für die Neusichtungen geeignete Symbole, die sich auch in Druckwerken verwenden ließen, zu finden. So beschränkte man sich schließlich darauf, für alle Asteroiden
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die jeweils fortlaufende Nummer in einem Kreis, später ganz einfach in eine Klammer, zu setzen. Und diese Regelung hat sich bis heute gehalten. Da sich infolge der Einführung der Fotografie die Entdeckungen schlagartig erhöhten, wurde 1892 zusätzlich noch eine provisorische Bezeichnung eingeführt. Ihre heute gültige Form stammt aus dem Jahr 1925.
Der verkaufte Asteroid Astronomen sind Idealisten. Der Gedanke an den schnöden Mammon ist bei Leuten, die gelernt haben, über den Horizont des normal Vorstellbaren hinauszuschauen, verpönt. Doch mit dem Ende des noch im 19. Jahrhundert weit verbreiteten Mäzenatentums, bei dem auch kleine Landesfürsten ganze Observatorien aus ihrer offenbar reichlich dotierten Privatschatulle zu finanzieren pflegten, wurde auch den Astronomen bewusst, dass das Leben seinen Preis hatte - auch das der Wissenschaft gewidmete. Über die Ernsthaftigkeit des ganz gewöhnlichen Lebens war sich auch Johann Palisa (1848-1925) bewusst, der sich in Wien vor gut hundert Jahren zu einem der erfolgreichsten Beobachter von Asteroiden entwickelte. Über ihn gibt es zahlreiche Anekdoten. Palisa führte nämlich in Pola, dem heutigen Pula an der schönen Adriaküste in Istrien, als junger Marineoffizier der k.u.k.-Monarchie zu allerlei navigatorischen Aufgaben befohlen, ein reichlich beschauliches Leben. Die dienstlichen Aufgaben in der marinetechnisch ja nicht sonderlich ambitionierten Doppelmonarchie liessen ihm offenbar reichlich Zeit, auch noch nach anderen
Himmelserscheinungen Ausschau zu halten. So entdeckte er am 18. März 1874 den Asteroiden (136), dem er folgerichtig und im Bewusstsein, wer ihm da ein reichlich bequemes Leben ermöglichte, den Namen ,,Austria" verlieh. Doch der Aufenthalt an der idyllischen Adriaküste war offenbar der militärischen Disziplin nicht sonderlich förderlich: Die anekdotische Überlieferung erzählt, Palisa habe - nur mit einem Strohhut bekleidet - einen zur Inspektion weilenden Admiral betont lässig gegrüsst, worauf der solchermaßen schockierte Marinechef seinen sichtlich disziplinlosen Untergebenen nach Wien strafversetzten ließ. Doch eigentlich war diese ,,Verbannung" das Beste, was dem passionierten Beobachter Palisa (und der Astronomiegeschichte) passieren konnte: An der eben neu eröffneten UniversitätsSternwarte an der Türkenschanze erhielt unser Freund nämlich Zugang zum 68-cmRefraktor. Damals für kurze Zeit der größte Refraktor der Welt. Mit diesem visuellen Spitzeninstrument konnte er seine Forschungsarbeiten in einsame Höhen führen: Insgesamt entdeckte Palisa 122 Asteroiden und half bei sehr vielen, von seinem Freund Max Wolf in Heidelberg fotografisch entdeckten Asteroiden mit, sie mit präzisen Mikrometer-Messungen visuell am Refraktor zu verifizieren. Von Palisa ist auch die wohl einzigartige Geschichte überliefert, wie er gegen Bares einem reichen Mäzen die Benennung eines Asteroiden ermöglichte - nach heutigen puristischen Vorstellungen ein schier unglaublicher Vorgang! Palisa hegte die Absicht, für die Beobachtung der Sonnenfinsternis am 29. August 1886 ins Finsternisgebiet zu reisen. Doch dafür benötigte er zusätzlich Finanzen. Also ließ er in einer Wiener Zeitschrift ein Inserat einrücken mit dem Angebot, ein Asteroidenname sei zu kaufen. Er fand mit dieser Anzeige im vermögenden Wiener Bankier Albert Freiherr von Rothschild (1844-1911) nicht nur einen willigen Käufer, sondern einen potenten Sponsor für die Sternwarte. Für den damals sehr stattlichen Betrag von 50 britischen Pfund erinnert der Asteroid (250) ,,Bettina" seither an die Bankiersgattin Baroness Bettina von Rothschild und eben an den ersten und bisher einzigen verkauften Asteroidennamen! Doch auch der Bankier selber hat von Palisa aus Dank für die offenbar munter sprudelnden Förderungsbeiträge zugunsten der Wiener Universitätssternwarte einen Asteroiden geschenkt bekommen, und was für einen: Der am 3. Oktober 1911 gefun-
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dene Asteroid (719) Albert, ein AmorObjekt, galt über Jahrzehnte hinweg als einziger als verschollen, bis er Anfang Mai 2000 vom Spacewatch-Team auf Kitt Peak als winziges Lichtpünktchen 22. Grösse wieder geortet und seine Bahn vom MPC gelinkt werden konnte!
Ein Geschenk für die Verlobte Auch manche Benennung von Max Wolf (1863-1932) in Heidelberg, dem über Jahre hinweg weltweit wohl berühmtesten Asteroidenjäger, enthält Besonderheiten. So beispielsweise der Asteroid (352) ,,Gisela", den Wolf noch in seiner Privatsternwarte an der Märzgasse in Heidelberg entdeckte. Er hat ihn dann nach seiner späteren Gattin benannt; kleine Geschenke erhalten eben auch bei Verliebten die Freundschaft. Wolfs Biograf, Hans Christian Freiesleben, berichtet darüber aus einem Gespräch mit Gisela Wolf, geborene Merx, eine besonders hübsche Geschichte: Max Wolf hatte der jungen Gisela Merx auf dem Königstuhl die neuen Bauten zeigen wollen und natürlich den Vater eingeladen; dieser kam aber nicht auf den Gedanken, dass die Führung gar nicht ihm, sondern der Tochter zugedacht war, und hieß sie zu Hause zu bleiben, da sie ,,das ja doch nicht interessiere". Natürlich war Max Wolf bei der Führung des alten Merx ohne die erwünschte Begleitung recht einsilbig, so dass dieser sehr verwundert zurückkam und erklärte: ,,So ein langweiliger Kerl, lädt einen erst ein - und dann redet er fast kein Wort!" - Fast noch schelmischer leuchtete das gütige kluge Gesicht der alten Dame, als sie von der über 60 Jahre zurückliegenden Widmung eines neu
entdeckten Kleinen Planeten erzählte, der den Namen ,,Gisela" erhielt: Max Wolf steckte ihr bei einer Einladung einen verschlossenen Umschlag zu, der die wichtige Nachricht der Namensgebung enthielt und betonte dabei: "Aber Sie dürfen es erst zu Hause lesen!" Max Wolf pflegte auch ein inniges Verhältnis zu Tieren. So war es für ihn selbstverständlich, und nicht etwa ein Ulk, dass er mit den Asteroiden (482) ,,Petrina" und (483) ,,Seppina" seinen beiden geliebten Hunden Peter und Sepp sozusagen ein himmlisches Denkmal setzte. Die heutigen Namensregeln verbieten hingegen explizit Tiernamen. Wohl aus guten Gründen, ist doch bei der ausgewiesenen Tierliebe gar so mancher Astronomen davon auszugehen, dass himmlisch gewordene Hunde, Katzen und Papageien heute gleich rudelweise die Sonne umkurven würden! Himmlische Blumen für den Rechenmeister Wolfs beobachterischer Nachfolger auf der Landessternwarte Heidelberg war Karl Reinmuth (1892-1979). Er war mit dem Bruce-Teleskop bei den KleinplanetenEntdeckungen ähnlich erfolgreich wie sein Vorgänger. Aufgrund seiner vielen Benennungen trug er im Freundeskreis den Namen ,,Karl der Täufer". Bis zum Zweiten Weltkrieg wurden die Bahnen der neu entdeckten Kleinplaneten noch im Astronomischen Rechen-Institut (ARI) in Berlin-Dahlem bestimmt. Der langjährige und verdiente Direktor der Abteilung Kleine Planeten, Professor Gustav Stracke (1887-1943), lehnte es strikt ab, dass ein Kleinplanet seinen Namen trage. Diesen Wunsch respektierte
Karl Reinmuth, doch brachte er nach dem
Tode Strackes dennoch mit den folgen-
den, scheinbar unverfänglich nach Blumen
benannten Asteroiden den Namen des
Rechenmeisters an den Himmel:
(1227) Geranium (1228) Scabiosa
(1229) Tilia
(1230) Riceia
(1231) Auricula (1232) Cortusa
(1233) Kobresia (1234) Elyna
Jeweils die ersten Buchstaben dieser
Asteroidennamen formen den Namen ,,G.
Stracke". Mit einem ähnlichen Vorgehen
ehrten übrigens auch die Eheleute van
Houten Brian Marsden, den heuti-
gen Direktor des Minor Planet Center.
Später wagte es Reinmuth dann doch
noch, den bereits 1924 vorgeschlagenen
und eben damals abgelehnten Asteroiden
(1019) Strackea gewissermassen offiziell zu
machen. Er würdigt einen hervorragenden
Bahntheoretiker, der zu seiner Zeit und mit
den damaligen Methoden richtungweisend
arbeitete und dem die Fachwelt viel verdankt.
Karl Reinmuth war sich bewusst, dass die
mehrheitlich weiblichen Hilfsrechnerinnen
in Berlin, welche bei den Bahnbestimmungen
die eigentliche Knochenarbeit leisteten,
ebenfalls eine himmlische Ehrung verdient
hätten. Kollektiv für alle und aus heutiger
Sicht nicht gerade charmant für derart flei-
ßige Frauen wählte er den Namen (1372)
Haremari, was nichts anderes ist als ein
Zusammenzug der Wortes Harem mit dem
Akronym ARI! Mit dieser Bezeichnung ver-
suchte Reinmuth aber offenbar auch noch
all jenen Wünschen von ARI-Mitarbeitern
aufzufangen, die - wohl nicht ganz uneigen-
nützig - Kleinplaneten nach Freundinnen
und berühmten Schauspielerinnen benannt
haben wollten... (wird fortgesetzt)
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Fachgruppe Kleine Planeten der VdS
von Gerhard Lehmann
Mitunter lohnt sich ein Blick zurück in die Vergangenheit. Nach der Reorganisation der FG Kleine Planeten der VdS im Herbst 1997 trafen sich auf der ersten der nun jährlich stattfindenden Kleinplanetentagungen 1998 in der Sternwarte Drebach 24 Sternfreunde. Damals wurde über 30 Mitglieder aus Deutschland und Österreich, von denen 70 % Mitglieder der VdS waren, berichtet. Eine erstmals erstellte Statistik für die 10 in der FG vertretenden Sternwarten ergab für die zurück liegenden Jahre ca. 7.300 Positionen. Stolz berichtete man von ca. 100 Neuentdeckungen an insgesamt 7 Sternwarten. Man ahnte es aber damals schon, daß die Kleinplanetenbeobachtung unter den Amateuren einen enormen Aufschwung erfahren würde. Es hat einen regelrechten Boom gegeben. Mit dem Stand Anfang des Jahres 2006 sind 73 Sternfreunde aus Deutschland, Österreich, Schweiz und Holland in der FG, wovon 51 Mitglieder in der VdS sind. Der Anteil von ca. 70 % ist gleich geblieben. Dafür hat sich die Zahl der Sternwarten in der FG, an denen die Kleinplaneten aktiv astrometriert werden, mit 48 fast verfünffacht! Mittlerweile kann man auf ca. 110.000 Positionen zurück blicken. An 18 Sternwarten konnten ca. 1.200 Kleinplaneten neu entdeckt werden. Eine Vielzahl von ihnen ist nummeriert und nicht wenige tragen einen von den Entdeckern eingereichten Namen. Einige in der FG können sich noch gut an fotografische Beobachtungen erinnern. Fotoplatten, meist aber Filme, wurden belichtet und chemisch entwickelt. Manchmal half ein programmierbarer Taschenrechner die Position der mühsam am Messtisch vermessenden Kleinplaneten zu bestimmen. Die dazu notwendige Position der Referenzsterne musste aus gedruckten Sternkatalogen herausgelesen werden. Und heute? Da werden die Kleinplaneten digital fotografiert, die Referenzsterne von der Software erkannt, ihre Koordinaten sowie Eigenbewegungen
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auf der Festplatte gesucht und die Position des Kleinplaneten automatisch bestimmt. Was vor noch nicht allzu langer Zeit eine Aufgabe für wenige Spezialisten war und deshalb viele abschreckte, hat nicht wenige Sternfreunde begeistert. Das ist sicherlich auch ein Hauptgrund für den Erfolg in der FG. Aber dies ist es nicht allein. Seit 1997 erscheinen für die Mitglieder der FG so genannte Rundbriefe. Im Durchschnitt sind es fünf Rundbriefe pro Jahr. Es wird in ihnen über Fachgruppeninterna berichtet, Vorschläge zur Beobachtung werden unterbreitet, aber auch Berichte zu Themen aus der Welt der Kleinplaneten kommen nicht zu kurz. Seit dem Erscheinen des VdS-Journals ist die FG darin vertreten. Im Mittel gibt es 3 bis 4 Beiträge von Mitgliedern pro Ausgabe. Aber auch die Möglichkeiten des Internets werden in der FG genutzt. Vorschläge zur Beobachtung, eine Statistik über die Neuentdeckungen und ausgewählte Beiträge zur Kleinplanetenbeobachtung finden sich auf einer Webseite [1]. Auf einer Mailingliste [2] werden Informationen aktuell miteinander ausgetauscht. Ohne die Möglichkeiten, welche das Internet bietet, wäre eine sinnvolle Beobachtung dieser kleinen Himmelskörper nicht mehr möglich. Die jährlich stattfindenden Kleinplanetentagungen der FG, immer an wechselnden Sternwarten, sind zu einer Quelle der gegenseitigen Inspiration geworden. Immer im Monat Juni, so nah wie nur möglich am Vollmondtermin, trifft man sich an zwei Tagen zu Vorträgen und gemeinsamen Gesprächen. Oft wird bis weit in die Nacht diskutiert und debattiert. Viele Themen, wie die Astrometrie, die Fotometrie, die Sternbedeckungen, die Fotografie schöner Konstellationen, die Suche in digitalen Archiven, um nur einige zu nennen, stehen im Mittelpunkt. Wenn Sie durch diese wenigen Zeilen Interesse an den Kleinplaneten gefunden haben, heißen wir Sie recht herzlich in der FG Kleine Planeten der VdS willkommen.
Gerhard Lehmann Persterstr. 6h 09430 Drebach fg-kleine-planeten@vds-astro.de
Internet-Links [1] http://www.kleinplanetenseite.de/ [2] http://groups.yahoo.com/group/
kleinplaneten/
INSERENTENVERZEICHNIS
AME, Villingen-Schwenningen
49
APM Teleskopes, Saarbrücken
9
Astrocom, Gräfelfing
69
astronomie.de
39
Astro-Shop, Hamburg
U2
85
ATT, Essen
77
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Intercon Spacetec GmbH,
89
Augsburg
Kosmos, Stuttgart
35
Meade Instruments Europe,
57
Borken
OCULUM-Verlag, Erlangen
59
Photo Universal,
13
Stuttgart
Spektrum der Wissenschaft
25
Verlagsgesellschaft mbH,
87
Heidelberg
Weltraum Versand,
41
München
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
Mythen und Legenden:
,,Staub auf der Optik oder ein Kratzer
von Stathis Kafalis
vermindert den Kontrast."
Immer wieder liest man von übereifrigen Putzaktionen auf der Primäroptik, nur weil sich bereits einige Tage nach dem Neuerwerb des teuren Stücks ein paar Staubfussel angesammelt haben. Ich habe sogar von Reklamationsforderungen gehört, nachdem ein feiner Kratzer auf dem Hauptspiegel entdeckt wurde. Da so ein Kratzer gerade auf einer spiegelnden Fläche so gemein ins Auge sticht, ist man schnell der Meinung, dass er Streulicht erzeugt und damit die Abbildung negativ beeinflussen muss. Das ist zunächst einmal prinzipiell richtig. Der Lichtanteil, der auf einen Kratzer oder Staubfussel fällt, wird diffus gestreut und erzeugt damit zumindest theoretisch im Okular eine diffuse Aufhellung des Bildes. Eine beugungsphysikalische Abschätzung über die sog. Kontrastübertragungsfunktion (MTF-Kurve) zeigt jedoch, dass der Kontrastverlust etwa prozentual zur betroffenen Fläche ist [1]. Nehmen wir als Beispiel einen 100 mm langen Kratzer von 0,01 mm Breite auf einem Spiegel von 200 mm Durchmesser. 0,01 mm klingt wenig, aber so ein Kratzer wird einem bereits vom weiten ins Auge springen, bereits Kratzer mit 0,001 mm werden im Gegenlicht deutlich sichtbar. Der Flächeninhalt eines derartig langen und fetten Kratzers ist 1 mm2 - verglichen mit
der Spiegeloberfläche von 31.400 mm2 ist dies weniger als 0,01 Promille der Fläche - ein wahrhaft homöopathischer Einfluss! Genau wie bei einzelnen Kratzern ist der Einfluss von Staub auf der Optik rein kosmetischer Natur. Auch die Arme der Fangspiegelspinne können wie überdimensionale Kratzer betrachtet werden und auch deren Einfluss bleibt bei Verwendung von dünnem Material unter 1 %. Ein Hauptspiegel oder Linsenobjektiv muss schon ziemlich stark verdreckt aussehen oder von vielen Dutzend, wenn nicht hundert Kratzern übersät sein, bevor sich das Streulicht in der Praxis bemerkbar macht. Ausnahmen gelten für Sonderbeobachtungen, wo ein sehr schwaches Objekt direkt neben einem blendend hellen beobachtet werden soll, wie z. B. die Marsmonde oder der Siriusbegleiter. Auch die Sonnenbeobachtung profitiert von sauberer Optik. Kratzer und Staub auf den Okularlinsen machen sich hingegen weitaus stärker bemerkbar, da der projizierte Flächenanteil viel höher ist. Eine vom Augenfett verschmierte Okularlinse oder Taubeschlag auf dem Glas machen sofort flaue Bilder. Das eher gutmütige Verhalten der Primäroptik gegenüber Staub und Kratzern darf nicht darüber hinwegtäu-
schen, dass diese trotzdem eine hohe Oberflächengenauigkeit aufweisen muss. Bereits Abweichungen von wenigen zehntausendstel Millimetern von der Idealform führen zu merklichem Kontrastverlust bei hohen Vergrößerungen. Bei Abbildungsfehlern wie sphärischer Aberration, Zonenfehlern oder abgesunkenem Randbereich ist nämlich erstens ein größerer Flächenanteil betroffen und zweitens wird hier das ,,falsche Licht" nicht diffus gestreut, sondern landet gerichtet knapp außerhalb des Beugungsscheibchens, also genau dort, wo es am meisten weh tut, wenn es um zarte Planetendetails oder Deep Sky bei höchsten Vergrößerungen geht. Treffend hat Joseph von Fraunhofer diese Sachverhalte formuliert als er auf Kratzer auf seinen Optiken angesprochen wurde: ,,Meine Linsen sind nicht zum Anschauen, sondern zum Durchschauen".
Literaturhinweis: [1] H. R. Suiter: "Star Testing Astronomical
Telescopes", Kapitel 9.4
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VdS-Journal Nr. 20
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Erfahrungen mit dem Sonnenteleskop CORONADO PST
von Hans-Dieter Gera
Wer die Sonne im Spektralbereich der H-Alpha-Linie des Wasserstoffs beobachten will, um die Protuberanzen, Filamente und andere Erscheinungen der Sonnenchromosphäre zu sehen, muss dafür in der Regel tief in die Tasche greifen: Ein Filter, der diese Beobachtungen zulässt, kostet selbst für kleine Teleskope mehrere tausend Euro, was für die meisten Amateurastronomen schlichtweg unerschwinglich ist. Geht es dann auch noch um Filter für Fünf- oder Sechszöller, so werden leicht Preise fällig, für die man schon ein Mittelklasseauto bekäme. So lag eine derartige Anschaffung für mich bis jetzt außerhalb jeder finanziellen Möglichkeit, so dass ich mich bisher nur auf der Violauer Sternwarte während der dortigen Tagungen am Protuberanzenansatz des SechszollZeiss-Refraktors an den Erscheinungen der Chromosphäre (einer Schicht der Sonnenatmosphäre, die dem freisichtigen Spektrum normalerweise nicht zugänglich ist) erfreuen konnte. Und eben während der letzten Tagung dort aus dem Jahre 2005 kam für mich die Erleuchtung: Dort blickte ich durch ein kleines, eher unauffälliges Teleskop mit einem goldfarbenen Tubus, das ein Tagungsteilnehmer mitgebracht hatte, auf die Sonne. Dann kam das Aha-Erlebnis: Auf der tief orange-roten Sonnenscheibe bzw. an deren Rand erkannte ich Filamente, Protuberanzen und andere Erscheinungen der Chromosphäre, von denen später noch die Rede sein wird. Und das selbst bei einer nur gut 30-fachen Vergrößerung! Und als ich dann noch erfuhr, dass dieses kleine Teleskop für weit unter 1.000.- Euro zu kriegen war, stand der Entschluss, dieses Gerät zu kaufen, für mich fest. Bei diesem Teleskop handelt es sich um das so genannte CORONADO PST, dem preisgünstigsten Vertreter von Komplettteleskopen für die Sonnenbeobachtung, die von der amerikanischen Firma CORONADO, die ihren Sitz in Tucson, Arizona, hat, angeboten werden. Diese Firma ist weltweit führender Hersteller von H-Alpha-Filtern und Sonnenteleskopen. Deren Produkte sind auch in Deutschland erhältlich, und zwar primär über die Firma MEADE bei verschiedenen Internetanbietern.
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Abb. 1: Das CORONADO-Sonnenteleskop
Ich bestellte mein Sonnenteleskop Ende Mai 2005 bei einem Berliner Internetanbieter, erhielt das Gerät aufgrund von Lieferschwierigkeiten wegen großer Nachfrage aber erst im letzten Julidrittel (Abb. 1). Der Preis lag bei knapp 630,- Euro. Das Teleskop hat einen Objektivdurchmesser von 40 mm und eine Brennweite von 400 mm, was ein Öffnungsverhältnis von f/10 bedeutet. Beigefügt ist ein 12-mm-Okular mit 1,25 Zoll Durchmesser vom Kellner-Typ, was eine gut 30-fache Vergrößerung ergibt. Das H-Alpha-Filter hat eine Bandbreite von unter 1 Ångstrøm (1 Å entspricht 0,1 Nanometer). Zusätzlich besitzt das Teleskop einen Blockfilter, der extreme Ultraviolett- und Infrarotbereiche herausfiltert, was dem Schutz des Auges dient. Das H-Alpha-Filter zeigt nur den Bereich des Sonnenspektrums, in dem sich die Wasserstofflinie befindet. Diese wird normalerweise durch die übrigen Spektralbereiche überstrahlt. Daher
erscheint die Sonne dann auch tief rotorange: Was man sieht, ist ionisierter Wasserstoff. So erlaubt das H-Alpha-Filter die Beobachtung von Erscheinungen der Chromosphäre, was in dem für dasAuge normalerweise zugänglichen Spektralbereich nicht möglich ist. Nur bei totalen oder ringförmigen Sonnenfinsternissen hoher Amplitude, d. h. wenn die Durchmesser der Sonne und des Mondes nahezu gleich sind, ist die Chromosphäre, die, wie bereits weiter vorn erwähnt, eine Schicht der Sonnenatmosphäre darstellt, ohne Zuhilfenahme irgendwelcher Filter erkennbar. Was das CORONADO PST (PST steht für Personal Solar Telescope) zeigt, ist wirklich verblüffend, wenn man bedenkt, dass bloß 40 mm Objektivdurchmesser zur Verfügung stehen. Am Tubus findet sich ein Justierring, bei dem sich der Kontrast variieren lässt: So kommen, je nach Einstellung, die Protuberanzen (Abb. 2) oder andere Erscheinungen der Chromosphäre (Abb. 3) besser zur Geltung. Protuberanzen sind von der Chromosphäre aufsteigende Wolken aus Wasserstoffgas, deren Größe ein Vielfaches der Erdgröße erreicht. Ich benutze das mitgelieferte 12-mmOkular so gut wie nicht, weil dessen optische Qualität nicht die beste ist: Viel lieber nehme ich das 10-mm-Okular aus dem Bestand meines Fünfzoll-MaksutovCassegrain, aber nicht weil das eine geringfügig höhere Vergrößerung bringt, sondern einfach wegen der besseren Bildqualität. Ansonsten kann ich dem CORONADO eine gute Bild- und Verarbeitungsqualität bescheinigen: Vignettierungen oder Randunschärfen sind so gering, dass sie praktisch keine Rolle spielen. Am auffälligsten sind natürlich die Protuberanzen am Rand der Sonnenscheibe: Innerhalb weniger Stunden kann man beobachten, wie sie von der Chromosphäre aufsteigen und zu verwirbeln scheinen, als würden sie von Wind bewegt. Außerdem sieht man mit dem CORONADO helle, unregelmäßige Flecken auf der Chromosphäre, die so genannten ,,Plages". Diese können mehrere Tage überdauern und erinnern optisch an die Fackelgebiete der Photosphäre, jener im Normallicht sicht-
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Abb. 2: Die Sonne am 31.8.2005, Belichtungszeit 1/60 s, Kamerablende 3,4
einen Konflikt, was die Belichtungszeiten angeht: Die Protuberanzen am Sonnenrand erfordern Belichtungszeiten im Bereich von 1/60 s oder 1/125 s bei einer eingestellten Empfindlichkeit von ISO 100. Da kommen einige Details heraus (Abb. 2). Die Sonnenscheibe ist dann aber total überbelichtet und erscheint nahezu ohne Details. Erst bei 1/500 oder 1/1.000 s werden die Filamente, die aktiven Regionen so wie die Plages sichtbar (Abb. 3). Die Protuberanzen sind hier nur noch schwach erkennbar. Mit geeigneten Bildbearbeitungsprogrammen ließen sich aber die Einzelbilder aufaddieren, sodass Einzelheiten der Chromosphäre und solche der Protuberanzen gleich gut erscheinen. Allerdings muss ich sagen, dass ich diesbezüglich nicht so sehr ambitioniert bin - mir reicht völlig, was ich mit meinen
baren Schicht der Sonnenatmosphäre also, die unter der Chromosphäre liegt. Diese Plages sind z. T. mit den Fackelgebieten der Photosphäre verbunden und befinden sich häufig in der Nähe aktiver Regionen, die dunkler erscheinen als die sie umgebende Chromosphäre. Diese aktiven Regionen zeichnen sich durch starken Magnetismus aus. Ferner zeigen sich dunkel erscheinende Fäden, die so genannten Filamente. Dies sind Protuberanzen, auf die man gleichsam ,,von oben" schaut. Auffällig sind natürlich auch die im bereits freisichtigen Spektrum markanten Sonnenflecken. Sie erscheinen gleichfalls dunkel, weil sie kühler sind als ihre Umgebung. Auch sie weisen starken Magnetismus auf. Allerdings ist die Sonne, wenn diese Zeilen geschrieben werden (September 2005) nahezu völlig fleckenfrei. Die Fotografien in diesem Bericht entstanden allesamt am 31. August 2005. Das Seeing war an diesem Tag recht günstig, ich hatte ein scharfes Sonnenbild ohne große Störungen durch Luftunruhe. Die Kamera war eine digitale Kleinbildkamera vom Typ NIKON COOLPIX 5000. Diese hat den Vorteil, dass deren Objektiv nahezu bündig auf normalformatige Okulare aufgesetzt werden kann, so dass freihändiges Auslösen ohne große Gefahr des Verwackelns möglich ist. Außerdem besitzen die meisten Okulare heutzutage eine Gummiarmierung, was ein Verkratzen der Okular- bzw. Kameralinsen ausschließt,
da keine Berührung
der Linsen unterei-
nander stattfindet.
Zudem sind die
Belichtungszeiten
aufgrund der hoch-
empfindlichen CCD-
Chips sehr kurz.
Astroaufnahmen
ohne feste Ver-
bindung der Kamera
mit dem Teleskop,
nur durch bloßes
Halten der Kamera Abb. 3:
hinter das Okular Die Sonne am 31.8.2005, Belichtungszeit 1/500 s,
- das wäre zur Zeit Kamerablende 3,4
der Kameras mit
chemischem Film
undenkbar gewe-
sen. Allerdings spielt die COOLPIX ihre einfachsten Mitteln erreichen kann.
Stärken lediglich in diesem Bereich aus: Abschließend kann ich sagen, dass mich
Wenn es um längere Belichtungszeiten die Qualität und Leistungsfähigkeit des
wie z. B. bei Sternfeldaufnahmen geht, CORONADO PST vollends überzeugen
präsentiert sich der Chip doch als recht - zu einem vergleichsweise günstigen
verrauscht.
Preis. Und wer das Teleskop auf einer
Nun noch ein paar Bemerkungen zu den Astromesse wie beispielsweise dem popu-
Fotos. Wie gesagt, die Vergrößerung betrug lären ATT in Essen vorfindet, wird den
unter Verwendung eines 10-mm-Okulars Preis sicher noch um einige Euros drücken
40-fach. Die unterschiedliche Größe der können. Da gilt es: Zugreifen!
Sonnenscheibe auf den Fotos erklärt sich
durch mein Variieren des optischen Zooms
der Kamera, deren Bereich zwischen
7,1 und 21,4 mm liegt. Was für eine
effektive Brennweite da herauskommt,
kann ich nicht sagen. Jedenfalls gibt es
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Wiedergeburt eines Refraktors - mit wenig Geld zum eigenen Fernrohr
von Michael Meier
Welcher junge Sternfreund kennt die Situation nicht? Das Hobby Astronomie hat einen in seinen Bann gezogen und schon recht bald entsteht der Wunsch nach einem eigenen Fernrohr. So werden rasch die ersten Kataloge und Bücher zum Hobby angeschafft und schon bald schreckt der noch junge Sternfreund zusammen, wenn er auf die ersten Preislisten für Teleskope und Zubehör stösst. Ein Blick in die eigene Börse, in der sich vielleicht nur einige wenige Euro aus den monatlichen Taschengeldzahlungen oder bestenfalls aus einem bescheidenen Lehrlingslohn verirrt haben, lässt Frust und Verzweiflung aufkommen. Als scheinbar letzte Möglichkeit bietet sich der Selbstbau an, aber auch dies hat seine Tücken: Nicht jeder verfügt über ausreichend handwerkliches Geschick und entsprechendes Werkzeug oder gar eine Drehbank bzw. Fräse. Wer aber nicht völlig ungeschickt ist, für den bietet sich noch ein anderer Ausweg - aus ,,alt" mach ,,neu"! Zuweilen kommt es vor, dass erfahrene Hobbyastronomen im Laufe ihrer ,,Karriere" einen beträchtlichen Fundus an astronomischen Instrumenten angesammelt haben und sich hin und wieder von einem Stück trennen, welches kaum noch zum Einsatz kommt. Hier liegt eine Chance für den eingangs angesprochenen Sternenfreund! Ausgangspunkt für das in diesem Bericht vorgestellte Bastelprojekt war eine Suchanzeige im Forum von Astronomie.de. Damals formulierte ich in etwa: ,,Suche Bastelrefraktor, optischer Zustand egal, nur das Objektiv sollte i.O. sein..". Die Unversehrtheit des Objektivs war natürlich eine Grundvoraussetzung für das Projekt. Hätte ich noch ein FH-Objektiv der hier vorgestellten Größenordnung selber kaufen müssen, wäre der finanzielle Aufwand nicht vertretbar gewesen. Kurz nach Erscheinen der Anzeige meldete sich ein Sternenfreund, der mir einen BresserTubus mit Optik und Okularauszug anbot. Einziger ,,Haken" an diesem Gerät war, dass der Vorbesitzer den Tubus nach eignen Angaben um ca. 2 cm gekürzt hatte. Dennoch sollte es möglich sein, ohne Probleme in den Fokus zu kommen. Etwas besseres hätte mir gar nicht passieren können! Für 70 Euro wechsel-
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te das Gerät den Besitzer und ich besaß nun ein schon recht ansehnliches Teleskop von vier Zoll Öffnung, das zudem fast komplett war - also keinen allzu großen RestaurierungsAufwand erforderte! Eine erste Begutachtung des Tubus und der Optik ergab: Der schwar-
Abb. 1: Der Lackierstand - Mutters Besen zweckentfremdet
Abb. 2 (links): Objektivseitige Auskleidung mit Velours
Abb. 3 (unten): Die ausgekleidete Taukappe
ze Tubus zeigte leichte Kratzer, ebenso die Taukappe. Der Okularauszug wies relativ viel Spiel auf. Das Objektiv war etwas verschmutzt und verschmiert - alles in allem aber ein dennoch gutes Stück. Beruhigend war vor allem die Tatsache, dass ich trotz des gekürzten Tubus mit all Abb. 4: Die Innenausstattung mit drei Blenden war bereits werksseitig sehr zufriedenstellend erfolgt.
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meinen Okularen in den Fokus kam. Mit nur wenig Arbeitsaufwand ließe sich also gewiss einiges erreichen. Haben Sie die Vorstellung, dass ein Fernrohr weiß sein muss? Mir geht es jedenfalls so, aber das ist natürlich Geschmacksache. Da aber wie erwähnt auch einige Kratzer im Tubus waren, entschloss ich mich zunächst den Tubus aufzupäppeln. Als erstes stellte sich die Frage nach der Vorgehensweise. Sollte der Farbauftrag durch Sprayen, Rollen oder Anstreichen erfolgen? Oder sollte ich evtl. einfach eine weiße Klebefolie verwenden? Nun, aus Fehlern lernt man und so machte auch ich meine Erfahrungen. Der Tubus erreichte mich Anfang des Jahres; es war noch kalte Witterung und als Bastelraum stand mir nur die unbeheizte Garage zur Verfügung. Natürlich war ich ungeduldig und wollte möglichst schnell vorankommen. Ich entschied mich für einen Farbauftrag mit einer Schaumstoffrolle. Eine Dose mit weißen Hochglanzlack hatte ich noch. Vor dem Farbauftrag reinigte ich den Tubus mit Isopropanol um ihn gleichzeitig auch zu entfetten. Nun trug ich die Farbe mit der Rolle auf, was zunächst auch zügig voranging und gut aussah. Über Nacht sollte der Tubus in Ruhe durchtrocknen. Doch welch ein Schreck, als ich am nächsten Tag mein Werk begutachten wollte! Der Lack hatte ein sehr krümeliges Aussehen bekommen und zeigte leichte Haarrisse. Die Ursache war eine zu niedrige Verarbeitungstemperatur. Also erste Lehre: Geduld und Ruhe bewahren, nichts übereilen! Versuche mit weißer Klebefolie aus dem Baumarkt befriedigten mich nicht, weil es mir nicht gelang die Enden wirklich sauber auf Stoß zu kleben und mit einer Überlappung sah es auch nicht sehr schön aus. Zu guter Letzt entschied ich mich für eine Spray-Lackierung mit weißem Heizkörperlack. Klüger geworden übte ich mich in Geduld, bis die ersten wärmeren Tage kamen. Der Tubus wurde recht primitiv auf zwei Holzböcken mittels eines durchgeführten Besenstiels (!) gelagert und dann gleichmäßig im Kreuzgang lackiert. Wichtig ist dabei in mehreren Arbeitsgängen zu lackieren. Trägt man sofort zu viel Farbe auf, bilden sich Tropfen, Nasen und Laufspuren. Lieber mehrmals dünn auftragen (zwischen den Aufträgen einen Tag trocknen lassen), als einmal zu viel und zu dick. Auf dem Bild sieht man noch links und rechts die Papierbögen, die in die Öffnungen gewickelt wurden um zu verhindern, dass weiße Farbe in die geschwärzten Innenbereiche des Tubus
Abb. 5: Der neu lackierte Okularauszug mit den selbstgedrehten Messingknöpfen
gelangt. Nach erfolgter Lackierung und entsprechender Durchtrocknungs-Phase erfolgte noch eine Abschlusslackierung mit transparentem Schutzlack. Zudem wurden zur Verminderung von Streulicht im Tubus die Öffnungen sowie die Taukappe mit schwarzem Velours ausgekleidet. Die Innenausstattung mit drei Blenden war bereits werksseitig zufriedenstellend erfolgt. Nach dem Tubus ging es nun an den Okularauszug. Beim verbauten Okularauszug handelt es sich um ein typisches Synta-Modell mit billigen Plastikknöpfen und viel Spiel. Die Lackierung war auch etwas mitgenommen. Es galt also, das Spiel zu minimieren und den äußeren Zustand etwas aufzupolieren. Das sogenannte Shifting konnte weitestgehend durch Einkleben von Tesa-Streifen auf die schon vorhanden Gleitstreifen reduziert werden. Zudem wurden weitere kleine Fixierschrauben am OAZ angebracht, mit denen die Gängigkeit des Auszuges reguliert werden kann. Ferner wurde der OAZ mit handelsüblicher Hammerschlagfarbe neu lackiert. Ebenso wurden die billig wirkenden PlastikFokussierknöpfe durch Messingteile ersetzt. Diese entstanden aus MessingRundstangen mit 30 mm Durchmesser, die an einer Drehbank nachbearbeitet wurden. Als Griffgummierung wurden einfach Ringe aus einem Fahrradschlauch geschnitten und auf dem Umfang aufgeklebt. Wer will, kann fertige Fokussierräder natürlich auch von den einschlägig bekannten Händlern beziehen. Hier muss aber je nach Ausführung mit Mehrkosten von 30-50 Euro pro Paar gerechnet werden. Mit sehr
wenig Aufwand konnte somit auch der Okularauszug ,,getunt" werden. Wie schon erwähnt handelt es sich um ein Bresser Fraunhofer Objektiv mit 102 mm Öffnung und einer Brennweite von 1000 mm. Da das Objektiv sowohl frontseitig als auch auf der hinteren Linse Verschmutzungen und Schmierspuren aufwies, beschloss ich die Reinigung einem Fachmann zu überlassen. Bei weniger gravierenden Problem kann man das Objektiv natürlich auch selber reinigen. Hier sollte man auf größte Reinlichkeit des Arbeitsplatzes und der eingesetzten Hilfsmittel achten. Da ich jedoch auch gerne wissen wollte, wie es um die Qualität des Objektivs bestellt ist, kontaktierte ich den Optikprüfer Wolfgang Grzybowski. Er reinigte das Objektiv fachmännisch und nahm auch gleich einige Messungen vor. Bresser- oder ganz allgemein sogenannte ,,China-Optiken" haben nicht immer den besten Ruf, da zuweilen die Qualitätsstreuung recht hoch ist. Erfreulicher Weise erwies sich das Objektiv als recht ordentlich. So erreichte es immerhin einen Strehlwert von 0,91
Abb. 6: Die verschmutzte Linse
bei einer Wellenlänge von 532 µm! Zwar liegt hier keine Traumoptik vor, aber die Messwerte bescheinigen zumindest eine ordentliche Optik. Was wollte man mehr für 70 Euro erwarten? Anhand dieses kleinen Bastel-Prokjektes sollte denjenigen Sternfreunden Mut gemacht werden, die über bescheidenste finanzielle Mittel und nicht so goldene Heimwerkerfähigkeiten verfügen. Nicht immer muss es ein kompletter Selbstbau sein; zuweilen ergeben sich Möglichkeiten, auch aus einem gebrauchten, ,,billigen" Teleskop noch etwas hübsches und individuelles zu gestalten. Einiges an Hilfsmitteln
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Abb. 7: Die Ergebnisse der Optikprüfung
ist oft bereits im Haushalt vorhanden und muss nicht unbedingt neu gekauft werden. Was nicht selber herzustellen ist kann ebenfalls auf dem Gebrauchtmarkt erworben werden. Der Autor hat die Erfahrung machen dürfen, dass offensichtlich gerade Hobbyastronomen ein ehrliches Völkchen sind, die ihre Gerätschaft gut pflegen. Gerade die sehr erfahrenen ,,alten Hasen" haben ein großes Herz und helfen gern mit
Abb. 8: Der fertige Bastelrefraktor
Rat und Tat und in seltenen Fällen ist es sogar vorgekommen, dass ein gestandener Sternfreund einem Neueinsteiger ein Gerät zu einem sehr fairen Preis überlassen, oder sogar geschenkt hat! Ebenso gibt es unter den handwerklich sehr versierten Hobbyastronomen auch noch solche, die z.T. recht aufwändige Bauteile selber herstellen und diese uneigennützig auch anderen Sternfreunden zukommen lassen, ohne daran ,,reich" werden zu wollen. Ihnen gebührt Respekt und Hochachtung, denn gerade sie sind es, die mit der Weitergabe ihres Wissens und ihres Könnens unser wunderschönes Hobby verbreiten und bereichern! Der fertige Bastelrefraktor zeigt eine gute Abbildungsleistung und wird in der nächsten Zeit noch ausgiebig am Sternenhimmel getestet werden! Vielen Dank für zahlreiche Tipps aus dem Forum von Astronomie.de und Dank an Herrn Wolfgang Grzybowski für seinen uneigennützigen Einsatz an der optischen Bank!
Drei südliche Zwerggalaxien
von Peter Riepe
Der vorletzte Bericht zum Projekt ,,Zwerggalaxien" der Fachgruppen Astrofotografie und visuelle Deep-Sky-Beobachtung stellt die irreguläre Zwerggalaxie NGC 3109 und die dSph-Galaxien Sculptor und Fornax Dwarf vor. Während die beiden Letztgenannten für die Beobachtung zumindest mediterrane Breiten voraussetzen, kulminiert NGC 3109 in der Mitte Deutschlands immerhin 13 Grad über dem Horizont.
NGC 3109 Diese irreguläre magellansche Zwerggalaxie in der Hydra hat eine Entfernung von 4 Millionen Lj. Dies ergab sich fotometrisch aus der Spitze des Roten Riesenastes eines Farbenhelligkeitsdiag ramms (FHD) von 4.200 Einzelsternen [1]. NGC 3109 gehört daher möglicherweise den Außenbereichen der Lokalen Galaxiengruppe an. Helligkeitsmessungen
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Abb. 1: NGC 3109, 5 Zoll Vixen ED 130 SS bei f = 952 mm (ohne Bildfeldebnungslinse), SBIG ST-10XME mit UV/IR Sperrfilter, 30-minütige Einzelbelichtung ohne Binning, nur ein Dunkelbild abgezogen, ohne Flatfieldkorrektur, Wolfgang Paech und Doris Unbehaun, Farm Tivoli (Namibia).
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Objekt
NGC 3109 Sculptor Dwarf Fornax Dwarf
Typ
dIrr dSph dSph
Rektasz. (2000) h m s 10 03 07 01 00 09 02 39 59
Tab. 1: Objektdaten aus der Nasa Extragalactic Database [8].
Dekl. (2000) Grad ` '' -26 09 34 -33 42 32 -34 26 57
Abmessung
19,1' x 3,7' 39,8' x 30,9' 17,0' x 12,6'
mV mag 10,39 10,05 9,28
Distanz Lj 4.000.000 270.000 444.000
an Cepheiden, den ,,Standardkerzen" imAll,
führten zu einer sehr ähnlichen Entfernung
von 4,1 Millionen Lj [2]. Folglich hat
NGC 3109 bei einer Abmessung von 14,5'
x 3,5' eine wahre Längsausdehnung von
17.000 Lj.
In einer aufwändigen Infrarot-Fotometrie
wurden im Zentralbereich von NGC 3109
viele mittelalte Sterne gefunden, größten-
teils jünger als 1 Milliarde Jahre [3]. Über
die Galaxie verteilt gibt es unterschied-
lich alte Sternpopulationen, darunter auch
gerade erst entstandene Sterne im Alter
von 10 Millionen Jahren [4]. NGC 3109
ist gasreich und daher von Sternentstehung
geprägt. Das beweisen zahlreiche HII-
Regionen und 18 identifizierte junge OB-
Assoziationen [5]. Aber auch sehr alte
Sterne existieren: NGC 3109 wird von
einem Halo metallarmer, 10 Milliarden
Jahre alter Sterne der Population II umge-
ben. Dieser Halo ragt 4,5' über und unter Abb. 2:
die Galaxienebene hinaus [4].
Sculptor Dwarf im Sternfeld, Norden rechts, der helle gelbe Stern ist Sigma
Sculptoris; 17.8.2004, STL 11000M ABG, LRGB-Bild mit Takahashi FSQ 106
Sculptor Dwarf und Fornax Dwarf
f/5 und Astronomik-Filtern, Belichtung pro Kanal 3 10 Minuten ohne Binning;
Harlow Shapley entdeckte 1938 beide Bildautor: Josch Hambsch.
Objekte auf Platten, die mit dem 60-
cm-Bruce-Teleskop des südafrikanischen waren. Sein Bericht [6] wies auf eine Jahre als ,,Sculptor-Systeme" bezeich-
Boyden-Observatoriums belichtet worden neue Galaxienart hin, die von da an lange net wurde. Shapley schätzte scheinbare
Helligkeiten von 9,0 mag für Sculptor und
9,5 mag für Fornax. Walter Baade und
Edwin Hubble richteten den Hundertzöller
des Mt.-Wilson-Observatoriums auf
die beiden neuen Objekte [7]. Mit dem
Feld Nr. 68 der ,,Selected Areas" als
Anschluss konnten sie aus der fotografi-
schen Fotometrie erste Aussagen zu beiden
Sternsystemen treffen. Ihre Angaben zur
Winkelausdehnung sind erheblich größer
als die der NASA Extragalactic Database
[8]. Demnach ist das Sculptor-System in
Ostwestrichtung leicht elongiert mit einem
scheinbaren Durchmesser von 45' x 40'.
Das Fornax-System bedeckt 50' x 35' und
ist in Nordost/Südwest verlängert. Beide
Systeme verfügen über eine recht gleich-
förmige Sternendichte, ohne erkennbaren
Kern, ohne enthaltene Gasnebel.
Abb. 3:
Sculptor Dwarf, fotografiert mit derselben Ausrüstung wie in Abb. 1, Wolfgang
Erste Messungen
Paech und Doris Unbehaun, Belichtung 3 x 10 Minuten, ohne Binning.
Aus den Lichtkurven der Veränderlichen
in Sculptor Dwarf schlossen Baade und
Hubble auf RR-Lyrae-Sterne, aus deren
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sen. Danach bewegt sich Sculptor Dwarf gegenüber einigen Hintergrundgalaxien mit (0,036 +- 0,022) bzw. (0,043 +- 0,025) Bogensekunden pro Jahrhundert in Rektaszension bzw. Deklination. Das entspricht einer Tangentialgeschwindigk eit von (220 +- 130) km/s, mit der die Zwerggalaxie auf ,,Nordostkurs" fährt.
Abb. 4: Sculptor Dwarf, 400-mm-Hypergraph f/8, SBIG STL 6303E, 4 x 10 min ohne Binning, Astronomik Clear-Filter (-IR), Bernd Flach-Wilken und Volker Wendel, Farm Tivoli/Namibia.
scheinbarer mittlerer Helligkeit sie eine Entfernung von 274.000 Lj ableiteten. Hieraus folgt ein wahrer Durchmesser um 3.500 Lj. In Fornax Dwarf kannte man damals zwei Kugelsternhaufen. Anhand der hellsten Einzelsterne schätzten Baade und Hubble die Entfernung des FornaxSystems auf 613.000 Lj. Fornax Dwarf - erheblich weiter entfernt als Sculptor Dwarf - hatte danach einen echten Durchmesser von ca. 8.900 Lj. Das Fazit von Baade und Hubble: ,,Offenbar sind die beiden Systeme zwergenhafte, extragalaktische Nebel. Interessant ist, dass wir extragalaktische Systeme beobachten, die nahe genug stehen, um aufgelöst zu erscheinen, in denen jedoch Überriesen fehlen."
RR-Lyrae-Veränderliche [9]. Unter den Riesensternen gibt es zwei langperiodische Veränderliche. Und schließlich entdeckte man noch drei ,,anomale Cepheiden". Sculptor Dwarf zeigt wegen der großen Nähe zur Milchstraße eine Eigenbewegung [13]. Anhand von 26 Platten, die mit vier verschiedenen Teleskopen belichtet worden waren und die eine Zeitspanne von mehr als 50 Jahren abdeckten, wurden 1.177 Sterne in ihren Positionsänderungen vermes-
Fakten zu Fornax Dwarf Innerhalb von ca. 0,5 Quadratgrad wurden in Fornax Dwarf 515 RR-Lyrae-Sterne entdeckt, dazu 17 anomale Cepheiden und 85 Kandidaten langperiodischer Veränderlicher [14]. Die RR-Lyrae-Sterne erlaubten eine Entfernungsabschätzung von 444.000 Lj. In diesem Punkt hatten sich Baade und Hubble klar verschätzt. Damit schrumpft nun der wahre Durchmesser von Fornax Dwarf auf 6.450 Lj. Im Rahmen einer Dreibandfotometrie wurden 40.000 Sterne bis zu 23,5 mag untersucht [15]. Das resultierende FHD legte offen, dass Fornax Dwarf unterschiedliche Sternentstehungsphasen durchgemacht hat. Für Überraschung sorgte eine ausgeprägte blaue Hauptreihe, ein klarer Hinweis auf junge Sterne. Einzigartig für eine sphäroide Zwerggalaxie ist, dass vor erst 200 Millionen Jahren die letzte Sternentstehungsphase ablief. Außerdem wurden recht metallreiche junge Sterne im Alter von 300 bis 400 Millionen Jahren gefunden. Der Großteil aller Sterne ist
Fakten zu Sculptor Dwarf Heute geht man bei Sculptor Dwarf von einer Entfernung von etwa 270.000 Lj aus [9]. Baade und Hubble lagen damals also schon ganz richtig! Dem Entfernungsmodul von 19,6 mag zufolge beträgt die Absoluthelligkeit der Zwerggalaxie -9,6 Mag, legt man die scheinbare Helligkeit von 10,0 mag aus Tabelle 1 zugrunde. Sculptor Dwarf ist damit 63.000-mal lichtschwächer als der Andromeda-Nebel. Es scheint, als gäbe es zwei Sternpopulationen, die älter als 10 Milliarden Jahre sind [10], aber noch um 2 bis 3 Milliarden Jahre jünger als die galaktischen Kugelsternhaufen [11]. Ferner gibt es noch einen kleinen Anteil von Sternen mittleren Alters. Acht Kohlenstoffsterne wurden bisher entdeckt [12], zudem 226
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Abb. 5: Fornax Dwarf im Sternfeld, Norden rechts; 17.8.2004, STL 11000M ABG, RGBBild mit Takahashi FSQ 106 f/5 und Astronomik-Filtern, Belichtung pro Farbkanal 3 x 10 Minuten ohne Binning; Bildautor: Josch Hambsch.
Abb. 6: Fornax Dwarf, aufgenommen von Wolfgang Paech und Doris Unbehaun mit denselben Daten wie in Abb. 3. Der helle Vordergrundstern 3' westlich des Galaxienzentrums ist HD 16690 mit mV = 8,3 mag.
Abb. 7: Zentrum von Fornax Dwarf, 400-mm-Hypergraph f/8, SBIG STL 6303E, Astronomik IIc-Filter; L: 3 x 20 min, R und G: 3 x 8 min, B: 3 x 15 min (Luminanzbild ohne Binning, Farbauszüge mit 2 x 2-Binning), Bernd Flach-Wilken und Volker Wendel, Farm Tivoli/Namibia. Die Grenzgröße liegt bei 21,2 mag!
jedoch 2 bis 10 Milliarden Jahre alt. Ein gut besetzter Horizontalast weist auch auf noch ältere Sterne hin. Die Untersuchung des ungewöhnlich breiten Riesenastes ergab, dass es in Fornax Dwarf zwei Riesenarten gibt. Etwa 70 % sind mittleren Alters, während 30 % über 10 Milliarden Jahre alt sind. Fornax Dwarf verfügt auch über zahlreiche Kohlenstoffsterne mit maximalen scheinbaren Helligkeiten um 18 mag. Der hellste M-Stern, WEL M10, kommt auf 17,0 mag [16]. Fornax Dwarf
ist die leuchtkräftigste aller galaktischen dSph-Begleiter. Aus ihrer Entfernung sowie ihrer scheinbaren Helligkeit von 9,3 mag (Tab. 1) folgt eine Absoluthelligkeit von -11,4 Mag. Bei einem Vergleich von Palomar-Platten mit HST-Aufnahmen, basierend auf einer Zeitspanne von 50 Jahren und mit acht Quasaren und 48 Hintergrundgalaxien als Referenz, ergab sich eine Bewegung von (0,059 +- 0.016) bzw. (-0,015 +- 0.016) Bogensekunden pro Jahrhundert in
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Rektaszension bzw. in Deklination [17]. Fornax Dwarf läuft mit über 400 km/s nach Südosten und hat vermutlich vor etwa 190 Millionen Jahren die Magellansche Ebene gekreuzt. Die Kollision mit dem Gas des Magellanschen Stroms könnte die jüngste Sternentstehung in Fornax Dwarf erklären. Im letzten Jahr wurde dazu passend eine bisher unbekannte Schalenstruktur aus Sternen gefunden [18]. Sie befindet sich 1,3 Grad nordwestlich des Fornax-Zentrums und könnte durch einen Kollisionsvorgang entstanden sein. Fornax Dwarf besitzt einen Offenen Haufen (OC) und fünf Kugelsternhaufen (GC). Der hellste Kugelhaufen war schon im 19. Jahrhundert von John Herschel beobachtet worden und wurde später als NGC 1049 katalogisiert, als die Zwerggalaxie noch unbekannt war. Die ersten vier Kugelhaufen gleichen den galaktischen Vertretern M 68 und M 92, haben auch in etwa das gleiche Alter [19]. Der fünfte Kugelhaufen scheint etwa 3 Milliarden Jahre jünger zu sein [20]. In vier der fünf Kugelsternhaufen wurden vor geraumer Zeit zahlreiche RR-Lyrae-Sterne entdeckt [21].
Literaturhinweise [1] M.G. Lee, 1993: "The distance to nearby galaxy NGC 3109 based on the tip of the red giant branch", Astrophys. J. 408, 409 [2] M. Capaccioli, G. Piotto, F. Bresolin,
1992: "On the Cepheid variables of the nearby irregular galaxy NGC 3109", Astron. J. 103, 1151, 1419, 1420 [3] M.V. Alonso et al., 1999: "Infrared photometry of the inner regions of the dwarf irregular galaxy NGC 3109", Astron. Astrophys. 346, 33 [4] D. Minniti et al., 1999: "The Stellar Populations of NGC 3109: Another Dwarf Irregular Galaxy with a Population II Stellar Halo", Astron. J. 117, 881 [5] F. Bresolin et al., 1993:" The dwarf galaxy NGC 3109. I - The data", Astron. J. 105, 1779, 2012 [6] H. Shapley, 1938: "Two Stellar Systems of a New Kind", Nature 142, 715 [7] W. Baade, E. Hubble, 1939: "The New Stellar Systems in Sculptor and Fornax", Publ. Astron. Soc. Pac. 51, 40 [8] NASA Extragalactic Database, http:// nedwww.ipac.caltech.edu/ [9] J. Kaluzny et al., 1995: "OGLE catalogue of variable stars in the Sculptor dwarf spheroidal Galaxy", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 112, 407 [10] E.K. Grebel, W.J. Roberts, 1994: "Stellar populations and abundances in Sculptor and Fornax", Bull. Am. Astron. Soc. 26, 939 [11] G.S. Da Costa, 1984: "The age (s?) of the Sculptor dwarf galaxy", Astrophys. J. 285, 483 [12] M. Azzopardi et al., 1986: "New carbon stars in spheroidal galaxies. II - Draco,
Ursa Minor and new data on Sculptor, Carina, and Leo I", Astron. Astrophys. 161, 232 [13] A.E. Schweitzer et al., 1995: "The absolute proper motion and a membership survey of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy", Astron. J. 110, 2747 [14] D. Bersier, P.R. Wood, 2002: "Variable stars in the Fornax dwarf galaxy", Astron. J. 123, 840 [15] I. Saviane et al., 2000: "The stellar populations of the Fornax dwarf spheroidal galaxy", Astron. Astrophys. 355, 56 [16] B.E. Westerlund, B. Edvardsson, K. Lundgren, 1987: "Red stars in the Fornax dwarf galaxy", Astron Astrophys. 178, 41 [17] D.I. Dinescu et al., 2004: "Absolute proper motion of the Fornax dwarf spheroidal galaxy from photographic and Hubble space telescope WFPC2 data", Astron. J. 128, 687 [18] M.G. Coleman et al., 2005: "A wide-field survey of the Fornax dwarf spheroidal galaxy", Astron. J. 129, 1443 [19] R. Buonanno et al., 1998: "The ages of the globular clusters in the Fornax dwarf galaxy", Astrophys. J. 501, L33 [20] J. Strader et al., 2003: "Spectroscopy of globular clusters in the Fornax dwarf galaxy", Astron. J. 125, 1291 [21] A.D. MacKey, G.F. Gilmore, 2003: "RR Lyrae stars in four globular clusters in the Fornax dwarf galaxy", Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 345, 747
Ein Supernovarest am Winterhimmel
von Frank und Sarah Slotosch
Im letzten Spätherbst bauten wir in einer Nacht mit Mondschein unsere SphinxMontierung auf und schwenkten die Teleskope dann in Richtung des Sterns Eta in den Zwillingen. Nahe bei diesem Stern lag unser Aufnahmeziel: der Supernovarest IC 443. Dabei war die spannende Frage, was ein H-Alpha-Filter für die Deep-SkyFotografie bei Mondlicht bringt. Die CCD-Kamera Starlight SXV-H9 wurde an den 75-mm-Refraktor von Pentax mit 500 mm Brennweite gesetzt. Das Scharfstellen regelten wir über zwei Fäden, die wir kreuzförmig in der Taukappe dieser Optik angebracht hatten. Ist ein
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Abb. 1: Der Supernovarest IC 443 beim Stern Eta Geminorum
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heller Stern im Blickfeld der Kamera, so entsteht auf dem Chip ein Beugungskreuz. Daran ist die Fokussierung sehr gut überprüfbar. Die Nachführung erledigte der SXV-Autoguider am Leitrohr, einem 90mm-Maksutov mit 1.200 mm Brennweite. Wir machten eine Serie von 12 Belichtungen zu je 4 Minuten durch den H-Alpha-Filter.
Das Ergebnis kann sich sehen lassen: Sehr schön kommen die Nebelfilamente heraus. IC 443 hat eine klare Schalenstruktur, typisch für expandierende Nebel. Das Bild wurde noch leicht im Kontrast angehoben. Der Mond hatte scheinbar gar nicht so sehr gestört. Welchen Einfluss er aber wirklich auf die Aufnahme hatte, bekommen wir
noch heraus. Dazu könnten wir IC 443 noch einmal aufnehmen - in einer klaren Nacht ohne Mond. Eine ganz andere Frage ist, wie die Aufnahme bei Mondlicht ohne H-Alpha-Filter ausgesehen hätte.
Der beschwerliche Weg zu Simeiz 22
von Stefan Ueberschaer
Alles begann während des Deep-SkyTreffens 2005 in Bebra: Peter Riepe und Jens Bohle stellten das neue gemeinsame Projekt der VdS-Fachgruppen Astrofotografie und Deep-Sky vor. Nach den Zwerggalaxien sollte nun eine Auswahl an planetarischen Nebeln (PN) beobachtet, gezeichnet und fotografiert werden. In einer Liste waren zahlreiche Vorschläge erarbeitet worden, wovon die DST-Teilnehmer zehn PN auswählten. Als Astrofotograf sah ich die Sache relativ simpel: Die Nebel sollten großflächig sein, damit sie nicht nur als kleines Scheibchen abgebildet werden. Ferner sollten interessante Strukturen enthalten sein, und vor allem muss das Objekt hell sein und möglichst hoch im Zenit stehen, damit ich unter Vorstadtbedingungen auch etwas erreichen kann. Nach einiger Zeit wurde die endgültige Liste veröffentlicht [1]. Außer dem Hantelnebel schienen mir alle Nebel sehr schwach zu sein, also für mich nahezu unerreichbar. Im Herbst saß ich abends bei Klaus, und er zeigte mir eine Aufnahme eines kleinen sichelförmigen Nebels. ,,Kennst Du den?" fragte er mich und wies auf einen kleinen sichelförmigen Nebel hin. Dann zeigte er mir die Liste der PNs aus dem Fachgruppenprojekt, welches ich für mich schon ad acta gelegt hatte. Bei dem mir unbekannten Nebel handelte es sich um Simeiz 22, der auch noch die Bezeichnungen Sh2-188 (Sharpless-Katalog) und PNG 128.0-04.1 hat. Trotz Mondlichts und der Solinger Lichtverschmutzung gelang es Klaus, den Nebel mit einem 250 mm / 1.250 mm-Newton und der Canon 20D abzulichten. Ob es mit Diafilm und einem 6-Zoll-Newton ebenfalls möglich sein könnte, Simeiz 22 erfolgreich zu fotografieren? Mein Interesse an dem Objekt war geweckt. Der Nebel wurde 1951 am Crimean Simeiz Observatorium in Russland durch Shajn
Abb. 1: Simeiz 22, fotografiert auf Kodak E 200 mit 152 mm / 797 mm-Newton, Summenbild mit Belichtungszeiten von 18, 17, 16 und 15 Minuten, Beobachtungsplatz bei Mettmann. Der blaue Lichteinfall am oberen Bildrand entstand durch den Stern Chi Cassiopeiae knapp außerhalb des Bildfeldes.
und Gaze fotografiert, die den Nebel für eine HII-Region hielten [2]. Acht Jahre später untersuchte Sharpless [3] den Nebel genauer und ermittelte eine Ausdehnung von 340''. Sharpless hielt den Nebel für eine HII-Region, wies aber auch auf einen Ursprung als Supernovarest oder einen alten Planetarischen Nebels hin. Erste Spektraluntersuchungen [4] ergaben ein extrem hohes N[II]/H-Verhältnis, welches durch einen hohen Stickstoffanteil im Nebel verursacht wird. Weitere Beobachtungen [5], unter anderem radioastronomische, belegten 1978 eine starke Ähnlichkeit von Simeiz 22 und dem Medusanebel (PK 205.1+14.2), sowohl in den Spektren als auch in der Morphologie. Untersuchungen der Spektren und der darin enthaltenen Emissionslinien sowie
die gemessenen hohen Ausdehnungsgeschwindigkeiten legten nahe, dass es sich bei beiden Objekten um Planetarische Nebel handelt. Dies wurde 1988 durch die Entdeckung eines möglichen Zentralsterns in Simeiz 22 untermauert, der sich außerhalb des geometrischen Zentrums des Nebels befindet [6]. Die Entfernung des Zentralsterns zur Sonne wurde 1999 mit ~965 pc gemessen [7]. Die ungewöhnliche Form von Simeiz 22 wurde 2005 durch das Zusammenspiel verschiedener Winde und Bewegungen erklärt [8]. Eine Simulation ergab, dass von dem Zentralstern ein stellarer Wind mit ~1000 km/s ausgeht. An der Bugwelle des Windes wird die Materie komprimiert und durch die energiereiche UV-Strahlung des Sterns ionisiert. Die filamentartigen Strukturen in dem Nebel
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werden durch die Eigenbewegung des Zentralsterns mit einer Geschwindigkeit von ~125 km/s erzeugt. Eine bildliche Darstellung der Simulation zeigte verblüffende Ähnlichkeiten zu dem fotografischen Anblick des Nebels. Der goldene Oktober 2005 machte seinem Namen alle Ehre. Entsprechend nutzte ich die Gelegenheit, Simeiz 22 zu fotografieren. Weil ich noch nicht wusste, welche Farbe der Nebel aufweist ([3] schweigt sich zu diesem Thema bezüglich Simeiz 22 leider aus), wählte ich als Film den Fujichrome Provia 400F, der die Farben von Himmelsobjekten recht neutral abbildet. Am 11.10. war es soweit: Mit meinem 152 mm / 797 mm-Newton fotografierte ich in der Nähe von Mettmann den Nebel. Nach der Filmentwicklung war der Schreck groß: Alle Aufnahmen zeigten eine deutliche Bildfeldrotation! Als Ursache machte ich einen Defekt am Polsucher aus, der umgehend repariert wurde. Wenigstens wusste ich, dass der Nebel in einem rötlichen Licht erstrahlt, weshalb ich für den nächsten Versuch den Kodak E 200 auswählte. Ende Oktober 2005 wollte ich es trotz
eines böigen Windes auf einen zweiten fotografischen Versuch ankommen lassen. Diesmal war es ein Wettrennen mit dem abnehmenden Halbmond, der recht früh aufging. Als sich Simeiz 22 endlich aus der Wuppertaler Lichtglocke herausgeschält hatte, begann ich mit einer 18Minuten-Belichtung und arbeitete mich dann in Minutenschritten runter zu den kürzeren Belichtungszeiten. Während der 15 Minuten Belichtung tauchte der Mond langsam am Horizont auf, blieb aber auch während der 14-Minuten-Aufnahme noch recht dunkel. Erst anschließend hellte der Mond sichtbar den Himmelshintergrund auf. Aber das war mir dann egal, den Wettlauf mit dem Mond hatte ich gewonnen. Einige Tage später hielt ich den entwickelten Filmstreifen in der Hand, und auf den ersten Blick sah alles ganz gut aus. Aber auch diesmal waren die Sterne wieder leicht länglich, vermutlich eine Folge der Windböen. Trotzdem zeigten die Bilder den Nebel mit seiner Sichelform, die sich nach Norden hin verbreitert und im Himmelshintergrund verläuft. Selbst einige der Filamente sind auf der Aufnahme bereits erkennbar. Jetzt reizt es mich um so
mehr, demnächst von diesem interessanten Nebel nochmals einwandfreie Aufnahme ohne die störenden Einflüsse von Wind und Mond zu machen. Nachdem bereits Simeiz 22 mit meiner Ausrüstung fotografisch erreichbar ist, werde ich jetzt auch noch weitere PNs aus dem Fachgruppenprojekt fotografieren.
Literaturhinweise und Internet-Links [1] VdS-Fachgruppe Astrofotografie, 2005:
,,Projekt Planetarische Nebel", http:// www.vds-astro.de/fg-astrofotografie/ [2] J. Bohle: http://www.jens-bohle.de/ simeis_22.htm [3] A. Acker, 1992: "Strasbourg-ESOCatalogue of Galactic Planetary Nebulae" [4] R. Parker, 1964: Astrophys. J. 139, 493 [5] Kwitter et al., 1988: Astron. J. 96, 997 [6] Arkhipova et al., 1978: ,,The nature of the nebulae A21 /YM 29/ and Simeiz 22", Soviet Astronomy Letters, Jan.-Feb. 1978 [7] Napiwotzki, 1999: Astron. Astrophys. 350, 101 [8] Wareing et al., 2005: ,,Sh2-188: a model for a speedy planetary nebula", Societa Astronomica Italiana
CCD-Langzeitaufnahmen, kurz belichtet
von Peter Kersten
Ein schwaches Himmelsobjekt mit einer CCD-Kamera abzubilden, kann lange Belichtungszeiten bis hin zu Stunden erfordern. Zum Glück braucht man diese nicht unbedingt mit einer einzigen Langzeitbelichtung zu realisieren, sondern kann die Belichtungszeit auf einige, vielleicht sogar zahlreiche Einzelbelichtungen verteilen und die einzelnen Bilder dann überlagern. So kann man Probleme umgehen, die lange Belichtungszeiten mit sich bringen, wie die Bildfelddrehung bei einer nicht optimal ausgerichteten Polachse. Eventuell kann man sogar auf die kontrollierte Nachführung anhand eines Leitsterns verzichten [1] und die Montierung frei laufen lassen, wenn die Belichtungszeiten der Einzelbilder kurz gegenüber der Schneckenperiode sind und der periodische Fehler sich noch nicht auswirkt.
Allerdings gibt es die kurzen Belichtungszeiten nicht umsonst, denn jedes einzelne Bild trägt mit seinem Ausleserauschen zum Rauschen des resultierenden Bildes bei. Dieses wird also - bei gleicher
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Gesamtbelichtungszeit, die im Folgenden immer vorausgesetzt wird - ein schlechteres Signal-Rausch-Verhältnis haben als eine zusammenhängend belichtete Langzeitaufnahme. Im Folgenden soll es darum gehen: Auf wie viele Einzelbelichtungen kann man die Belichtungszeit verteilen, oder - anders gefragt - wie kurz kann man die Teilbelichtungszeit der einzelnen Bilder machen, bevor eine merkliche Verschlechterung des SignalRausch-Verhältnisses einsetzt? Es zeigt sich, dass man mit einem einfachen Test eine Teilbelichtungszeit für die Einzelaufnahmen ermitteln kann, den man ohne großen Aufwand vor einer geplanten Aufnahmeserie durchführen kann.
Das Signal-Rausch-Verhältnis und die Teilbelichtungszeit Überlagert man die Bilder einer Aufnahmeserie eines Objekts mit der Teilbelichtungszeit te und der Gesamtbelichtungszeit tges, ist das Signal-RauschVerhältnis des resultierenden Bildes [1]
(1)
S, B und D sind die pro Zeit in einem Pixel freigesetzten Ladungsträger, wobei S und B optisch durch das Objekt und den Himmelshintergrund ausgelöst werden, während D auf den thermisch bedingten Dunkelstrom zurückgeht. Entscheidend für das Rauschen ist die Summe dieser Beiträge, also die Anzahl der pro Zeit in einem Pixel freigesetzten Elektronen. R ist das Ausleserauschen, also der statistische Fehler, der beim Auslesen der Pixel des CCD-Chips auftritt. Einen typischen Wert für R kann man Herstellerangaben entnehmen, besser ist es, ihn mit einem einfachen Verfahren zu bestimmen [2]. Hier soll es nun nicht um den Wert des SignalRausch-Verhältnisses selbst gehen, sondern nur um die wesentlich einfachere Frage, wie sich das Signal-Rausch-Verhältnis ändert, wenn die Langzeitaufnahme durch eine Aufnahmeserie ersetzt wird. Hierbei wird das Signal-Rausch-Verhältnis kleiner, und zwar um den Faktor
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Abb. 2: Rohbild und Überlagerung von 30 Aufnahmen, Objekt: NGC 2024, Optik: Vixen ED 114SS (f = 600 mm, D = 114 mm), IRSperrfilter, Kamera: SBIG ST-7, maximale Auflösung, Temperatur -30 Grad C, Montierung: Vixen DX, Belichtung: links 20 s, rechts 30 x 30 s, Norden ist oben.
s einen Bildwert von 1.000 ergeben, zeigt die Die Teilbelichtungszeit
(2) Abbildung 1.
Aus (3) ergibt sich
(S + B + D) tges ist die Anzahl der Elektronen, die in einem Pixel bei der Langzeitaufnahme oder bei der Aufnahmeserie freigesetzt werden. Diese kennt man zunächst nicht, denn das Programm zur Steuerung der Kamera liefert lediglich für jeden Bildpunkt einen ,,Pixelwert" I. Die Anzahl der Elektronen für jedes Pixel erhält dann durch Multiplikation mit dem ,,Konversionsfaktor" g [2], der angibt, wie viele Elektronen erforderlich sind, um den Pixelwert I um eine Einheit (1 ADU) zu erhöhen. Damit wird aus (2)
(3)
Ein Beispiel, gerechnet mit den Daten einer ST-7 und Aufnahmebedingungen, die für 128
Aus der Kurve in Abbildung 1 kann man die gesuchte Teilbelichtungszeit für verschiedene Werte von w direkt ablesen. Damit können wir die anfangs gestellte Frage nach der kürzesten Teilbelichtungszeit zumindest für den Fall in Abbildung 1 beantworten. Halten wir z. B. eine Verringerung des Signal-Rausch-Verhältnisses um 10% für akzeptabel, entspricht dem w = 0,9. Aus dem Diagramm ergibt sich hierfür eine Teilbelichtungszeit te = 14,4 s. Allerdings gilt dies nur für die hier verwendeten Werte Iges und tges. Natürlich kann man die Teilbelichtungszeit auch aus (3) direkt erhalten, doch ist die allgemeine Gleichung hierfür etwas kompliziert. Im Folgenden wird eine einfache Näherung beschrieben.
(4)
Nun ist (tges / te) die Anzahl der Einzelaufnahmen und damit deutlich größer als 1. Wenn wir für w wieder den Wert 0,9 verwenden, ist (1 / w2 ) gerade 1,2. Der erste Summand in (4) ist daher deutlich größer als der zweite. Lassen wir den zweiten Summanden weg und verwenden die Linearität der Kamera (Iges ~ tges) erhalten wir näherungsweise für die gesuchte Teilbelichtungszeit
(5)
Dabei ist I der Pixelwert im CCD-Bild, den man nach der Belichtungszeit t erreicht, einschließlich des Dunkelstroms. Allerdings muss man eventuell einen Biaswert abziehen, wie man ihn bei einer kurz belichteten Dunkelaufnahme erhält, also z. B. 100 bei einer SBIG-Kamera. Speziell für w = 0,9 ergibt sich schließlich
(6)
Abb. 1:
Die Abhängigkeit des Signal-Rausch-Verhältnisses von der Teilbelichtungszeit bei
einer Aufnahmeserie, berechnet nach (3) mit g = 2,84 e- / ADU, R = 9,4 e-, tges = 128 s, Iges = 1.000 ADU
Der Test, mit dem man eine passende Teilbelichtungszeit bestimmen kann, besteht nun in einer einfachen Aufnahme (kurz belichtet, ohne kontrollierte Nachführung, ohne Dunkelstrom- oder Flatfield-Korrektur) des interessierenden Himmelsbereichs, die gerade so lang belichtet werden muss, dass man einen Wert für den Quotienten ( t / I ) in (6) abschätzen kann. Das Bild mag ruhig
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verrauscht sein und wird bei schwachen Objekten, um die es hier vor allem geht, kaum mehr als den Himmelshintergrund zeigen. Üblicherweise wird man I bestimmen, indem man über einen bestimmten Bereich der Testaufnahme mittelt. Dann sollte man darauf achten, dass das Ergebnis nicht durch defekte Pixel verfälscht wird. Zur Erinnerung: Ein eventueller Biaswert, den der Pixelwert I enthalten könnte, muss abgezogen werden. Die Näherung (6) wird umso besser, je mehr Einzelaufnahmen man überlagert. Sie kann allenfalls einen etwas größeren Wert als die genaue Rechnung ergeben. Für das Beispiel in Abbildung 1 erhält man z. B. mit (6) te = 17 s anstelle der genaueren 14,4 s. Man ist mit der Abschätzung also stets auf der sicheren Seite.
Ein Beispiel: Der Flammennebel NGC 2024 Der Test beginnt mit einer ersten Aufnahme des interessierenden Himmelsbereichs. Abbildung 2 zeigt links das Rohbild, belichtet mit 20 s. Man findet im Bereich des Nebels Pixelwerte I (nach Abzug des Biaswerts) von 90 ADU. Mit (6) und den Daten für R und g (s. Abb. 1) ergibt sich te = 30s. Mit dieser Belichtungszeit wurden 30 Aufnahmen gemacht und nach Ausrichtung auf zwei Sterne überlagert (Abb. 2 rechts), wobei auch eine Dunkelstrom- und Flatfield-Korrektur durchgeführt wurde. Die Aufnahmen erforderten keine kontrollierte Nachführung, da die Belichtungszeit
der Einzelbilder mit 30 s deutlich kleiner als die Schneckenperiode (10 min) war.
Anmerkungen Der wichtigste Punkt an der Abschätzung (6) für die Praxis ist wohl, dass der vorgeschlagene Test einschließlich seiner Auswertung sehr einfach ist und man ihn problemlos einer geplanten Aufnahmeserie voranstellen kann. Der Grund für die Einfachheit des Verfahrens liegt darin, dass es hier nur um die Änderung des Signal-Rausch-Verhältnisses und nicht - wie z. B. in [1] - um dessen absoluten Wert geht. Besonders interessant ist, dass in der Näherung für te die Gesamtbelichtungszeit nicht mehr auftritt. Aus (6) geht hervor, dass die Teilbelichtungszeiten umso länger sind, je kleiner der Pixelwert ( I ~ S + B + D ) an der interessierenden Himmelsposition ist. Handelt es sich um ein schwaches Objekt und ist der Dunkelstrom D durch Kühlen der Kamera weitgehend reduziert, wird I überwiegend durch den Himmelshintergrund B bestimmt. Daher lohnen, wie in [1] diskutiert, längere Teilbelichtungszeiten insbesondere bei dunklem Himmelshintergrund. Betrachten wir hierzu noch einmal den Flammennebel. Bei der Aufnahme in Abbildung 2 (Rohbild) findet man außerhalb des Nebels I = 70 ADU. Der Dunkelstrom ist bei 20 s Belichtungszeit vernachlässigbar. Selbst für den hellsten Bereich mit 90 ADU gehen also nur 20 ADU auf den Nebel zurück. Abschließend noch eine Bemerkung zu den
Kameradaten, also dem Ausleserauschen R und dem Konversionsfaktor g. Für die hier verwendete ST-7 lauten die Herstellerangaben g = 3 e- / ADU und R = 15 e-. Damit würde sich für te ein mehr als doppelt so großer Wert ergeben als mit den Werten, wie sie nach [2] bestimmt wurden. Dieses Verfahren, auch implementiert in dem zu [2] gehörenden Bildbearbeitungsprogramm, ist daher sehr zu empfehlen. Übrigens kann es passieren, dass man in der CCD-Literatur die Bezeichnung ,,Konversionsfaktor" nicht findet: Manchmal wird nur die Einheit angegeben, also e- / ADU oder e- / Counts.
Literaturhinweise [1] V. Witt, 2000: ,,CCD-Aufnahmen
ohne Leitstern - oder die Frage nach Belichtungszeit und Grenzgröße"; Teil 1: VdS-Journal für Astronomie Nr. 4 (Sommer 2000), 37; Teil 2: VdS-Journal für Astronomie Nr. 6 (Sommer 2001), 57. (In [1] tritt noch ein Faktor k in der Beziehung für das Signal-RauschVerhältnis auf, da S sich dort auf k Pixel bezieht.) [2] R. Berry, J. Burnell, 2000: ,,The Handbook of Astronomical Image Processing", Willmann-Bell, mit dem Bildbearbeitungsprogramm AIP4WIN [3] A. Martin, K. Kleemann-Böker, 2004: ,,CCD-Astronomie in 5 Schritten", Oculum-Verlag
Der ESO-3D-Atlas des Universums
von Thomas Pfleger
Diese von der Europäischen Südsternwarte herausgegebene Software lädt zur virtuellen Erkundung des Universums ein. Ausgehend von der Erde als Standort zeigt das Programm im Planetariumsmodus den Sternhimmel. Weitere ,,Simulationsräume" sind das Sonnensystem, unsere Milchstraße und im Modus ,,Deep Space" die Welt der Galaxien und Galaxienhaufen. Neben diesen interaktiv steuerbaren Simulationen erhält man eine reichlich bebilderte Enzyklopädie zur Astronomie, eine Reihe interessanter Artikel unter dem Motto ,,Astronomie Heute" und eine Dokumentation zur ESO mit fünf beeindruckenden Videos. Hier erhält man Einblicke in die Instrumentierung
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des Observatoriums und die Arbeitsweise der Astronomen. Weiterhin gibt es reichhaltige und übersichtlich strukturierte Bildergalerien, die besonders bei der Öffentlichkeitsarbeit nützlich sind, weil man damit zu fast jedem Thema schnell das passende Bild parat hat.
Der Planetariumsmodus bietet eine sehr geschmeidige Himmelsdarstellung, die für eine erste Orientierung am Himmel ausreicht. Als Programm für praktische Beobachter ist dieser Modus aber mangels weitergehender Daten oder Funktionen (z. B. Auf- und Untergangszeiten, physische Ephemeriden) nicht geeignet. So sind i. d. R. nur die PGC-Bezeichnungen der
Galaxien angegeben, auch wenn es sich um Messier- oder NGC-Objekte handelt. Angaben zur Helligkeit oder Größe der Objekte fehlen ebenso. Die Steuerung der Blickrichtung erfolgt mit der Maus, während die Vergrößerung per Tastatur einstellbar ist. Am besten lässt sich das Planetarium mit einem Navigationsdialog steuern. Eine durchgängige und intuitive Tastatursteuerung wäre aber gerade bei Vorträgen ein großer Gewinn.
Der Planetariumsmodus erinnert in mancher Hinsicht an das Freeware-Programm Stellarium. Der Clou ist aber, dass man direkt aus dem Planetarium heraus den Standort Erde verlassen und sich zu einem
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Planeten oder Stern unserer Milchstraße begeben kann.
Der Flug durch das Sonnensystem beeindruckt mit einer tollen und seidenweich animierten Grafik. Man kann entweder ein Ziel auswählen ,,und das Programm fliegt hin" oder man versucht selbst sein Glück als interplanetarer Pilot. Dies ist allerdings gewöhnungsbedürftig: Um Gas zu geben bzw. zu verzögern bewegt man die Maus vor und zurück, für Schwenks nach links oder rechts (Gierbewegung) schiebt man die Maus zur Seite und mit gedrückter rechter Maustaste steuert man die Nickbewegung. Dabei muss noch die linke Maustaste gedrückt werden. Wenn man sie loslässt, stoppt die Bewegung. Mit ein wenig Übung geht das ganz passabel, aber auch hier wäre eine zusätzliche einfache Tastatursteuerung wünschenswert.
Hält man die Sonne als Zentralkörper fest (Funktion ,,Umkreisen"), so ist es sehr anschaulich, die Exzentrizität der Bahnen von Merkur und Mars zu zeigen oder die starke Neigung der Plutobahn zu demonstrieren. Kleinplaneten und periodische Kometen sind leider nicht berücksichtigt. Sehr schön ist die Animation der Planeten per Zeitsteuerung, um die Rotation zu demonstrieren oder den Lauf der Monde zu verfolgen. Während die Monde flüssig animiert den Mutterplaneten umkreisen kann man dieses Szenario wiederum aus unterschiedlichen Richtungen betrachten. Damit erkennt man sehr schön die unterschiedlichen Gruppen von Monden der äußeren Planeten (mit hoher Bahnneigung und großem Abstand) oder etwa die ,,Schäfermonde" des Saturn.
Leider ist der Schattenwurf der Himmelskörper nicht berücksichtigt. So fehlt der Schatten des Saturnrings auf dem Planeten und der Planetenschatten auf dem Ring (Abb. 1). Damit entfallen auch die Möglichkeiten, Finsternisse oder Jupitermond-Ereignisse zu simulieren.
Auch der Flug in die Sternenwelt bringt eine Menge interessanter Einsichten. Die Tiefe der Sternbilder (die sich sehr schnell zur Unkenntlichkeit auflösen, wenn man einige Lichtjahre darauf zufliegt) wird erfahrbar; ebenso kann man wenigstens ansatzweise den Verlauf einzelner Spiralarme erahnen, weil dort die Sternendichte höher ist. Das gezielte Suchen eines Sterns ist nur über Eigennamen, Bayer-Bezeichnung oder SAO-Katalognummer möglich,
Abb. 1: Saturn mit Ringen und Monden
Abb. 2: Blick aus der Siriusumgebung zurück zur Sonne
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obwohl beim Anklicken eines Sterns deutlich wird, dass noch wesentlich mehr Katalognamen hinterlegt sind. Hat man sich in die Umgebung eines anderen Sterns begeben, so möchte man vielleicht sehen, wo die Sonne zu finden ist. Es ist leicht möglich, die Sonne zu lokalisieren (Abb. 2), aber damit wird dann sogleich der virtuelle Rückflug eingeleitet. Hier wäre es praktischer, wenn zunächst nur die Blickrichtung zum gesuchten Objekt geschwenkt würde und der Flug dorthin wahlweise angeboten würde.
Relativ enttäuschend fand ich den Flug um unsere Milchstraße herum: sie wird (wie auch die Galaxien im Deep Space Simulationsraum) als flache Scheibe dargestellt und es ist nicht möglich, in die Sternwolken hinein zu fliegen. Selbstverständlich existieren dafür nicht genügend Daten und 1011 Sternpositionen kann kein PC mehr rendern. Mir hätte aber gefallen, wenn man wenigstens eine zufällig verteilte Sternpopulation spendiert hätte, deren Dichte den wahren Verhältnissen in etwa entspricht. Damit könnte man vom Standpunkt unserer Position in der Milchstraße aus verdeutlichen, wie deren Anblick am irdischen Himmel zustande kommt. Die Sternwolken der Milchstraße an unserem Himmel ergeben sich ja gerade aus dem (tangentialen) Blick in die Spiralarme hinein. Der Flug um die Milchstraße zeigt sehr schön das Halo der Kugelsternhaufen und die kleinen Begleitgalaxien der Milchstraße. Beim Umkreisen der Milchstraße steht die räumliche Verteilung der Objekte geradezu plastisch vor einem auf dem Bildschirm (Abb. 3)!
Sehr spannend ist die Möglichkeit, die großräumigen Strukturen des Kosmos im Simulationsraum ,,Deep Space" zu erkunden: Galaxienhaufen und Superhaufen werden erkennbar, man kann endlich einmal ,,live" erleben, wie die lokale Gruppe aufgebaut ist und erlebt bei einem Flug in die richtige Richtung das Getümmel der Galaxien im Virgohaufen. Umkreist man die Milchstraße aus sehr großer Entfernung, so kann man erkennen, wie wenige Galaxien wir aufgrund der Extinktion in Richtung der Milchstraßenebene sehen können. Viele Galaxien scheinen sich längs von Strahlen aufzureihen, die in Verlängerung zu unserer Milchstraße zeigen: ein Effekt der ungenauen Entfernungsbestimmung. Aber dennoch werden die Mauern und Leerräume im Universum anschaulich. Umkreist man
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Abb. 3: Die lokale Gruppe vor dem Hintergrund entfernter Galaxien
die Milchstraße ganz langsam, so scheinen diese räumlichen Strukturen quasi vor dem Auge des Betrachters zu stehen! Einen solchen Eindruck vermitteln höchstens Animationen in wissenschaftlichen Fernsehbeiträgen, aber bislang konnte man diese ,,Erfahrung" noch nicht am heimischen PC nachvollziehen.
Leider erfolgt die Identifikation der Galaxien außer nach Eigennamen oder Messiernummer nur nach PGC-Nummern. Damit ist es schwierig, z. B. zum ComaGalaxienhaufen (um NGC 4889 herum) zu fliegen, denn ,,NGC 4889" ist als Suchbegriff nicht erfolgreich. Die Suche funktioniert nicht, obwohl das Objekt PGC 44715 sehr wohl den alternativen Namen NGC 4889 kennt. Man ist damit außer in einfachen Fällen auf zusätzliche Software angewiesen, um die passende PGC-Bezeichnung zu ermitteln. Im Vergleich zur Freeware Celestia kann der ESO-3D-Atlas mit vielfältigeren Simulationsmöglichkeiten und deutlich mehr Daten gerade im Deep Space Modus überzeugen. Besonders für LiveDemonstrationen bei Vorträgen ist der 3DAtlas mit den Simulationsmöglichkeiten und der hochwertigen Bildergalerie sehr nützlich. Man erspart sich damit den Wechsel zwischen mehreren anderen Programmen. Die Steuerung des virtuellen Raumschiffs
ist gewöhnungsbedürftig und ohne Maus nicht sinnvoll zu bewerkstelligen. Mit etwas Übung macht es viel Spaß, durch das Planetensystem, den interstellaren Raum oder in Richtung der Galaxienhaufen virtuell davonzufliegen. Das mitgelieferte gedruckte Handbuch ist ausführlich und sorgfältig gestaltet. Der Preis von 49 Euro erscheint angemessen.
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Ein Essay über die Lichtverschmutzung aus der Feder eines Beobachters
von Sven Wielsch
Abb. 1: Laserstrahl am Sternenhimmel (Foto: A. Hänel)
Ich beobachte Sterne. Nichts spezielles, nicht regelmäßig, aber immer mit Freude und Entzücken. Zum ersten Mal wurde meine Beobachtung durch einen dicken, fetten Strahler auf dem Dach eines Schnellrestaurants gestört. So banal kommt sie oft daher, die Lichtverschmutzung. Mal sind es Skybeamer zu Silvester, mal für ,,Die-große-achtziger-neunziger-und-das-beste-vonheute-Seitensprungparty", die genau ins Sommerdreieck reinbretzeln. (Das Wort ,,banal" hat ein Geschmäckle von Überheblichkeit an sich. Hebe ich mich aber kraft persönlicher Arroganz über den Geschmack meiner Mitmenschen, wenn ich die Schönheit des Himmels für wertvoller erachte als die einfachen geometrischen Muster von grellen Strahlen? Oder achte ich damit nicht vielmehr die Natur als Meisterin der Ästhetik?) Die zunehmende Himmelsaufhellung versetzt mich in Sorge. Jegliche astronomische Beobachtung wird beeinträchtigt. Kometen, Planeten und der Mond sind keineswegs immun. Daher geht die Lichtverschmutzung uns alle an. Nicht nur die Sternfreunde (unabhängig vom Spezialgebiet), und die wissenschaftlichen Astronomen. Sondern alle Menschen. Wir Sternfreunde sind vom Himmel
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begeistert und wissen um den Einfluss der Astronomie auf Wissenschaft und Kultur. Auf die Entwicklung von Neugierde und Interesse. Das gab's früher überall gratis und ist heute in Gefahr. Gespräche mit astronomisch unbeleckten Zeitgenossen über die Lichtverschmutzung erzeugen meist ein mildes Lächeln. Gar nicht wenige Menschen murmeln verzückt von sooo vielen Sternen am Himmel, wenn grade mal ein dutzend trübe Funzeln vom Boden aus zu sehen sind. Ein Freund hat mir allen Ernstes gesagt, manchmal strahle man halt den Himmel an, um auf etwas aufmerksam zu machen. Dass genau das zum Umweltproblem wird, wäre ihm nie in den Sinn gekommen. Wenn wir gegen die Lichtverschmutzung kämpfen wollen, ist diese Ignoranz ein gefährlicher Gegner. Die Existenz der Lichtverschmutzung ist den meisten Zeitgenossen schlichtweg nicht bewusst. Betrachten wir einmal zeitgenössische (fortschrittlich zu schreiben würde meine Tastatur sprengen) Beleuchtungskonzepte und ihre Ziele: Die Erregung von Aufmerksamkeit und die Schaffung eines gewissen ästhetischen Eindrucks. Die grünen Laserstrahlen, die zur FußballWM geplant werden - sie sehen nicht unangenehm aus. Erleuchtete Hochhäuser
haben was an sich. Und eine Kirche, in orangenes Licht getaucht - man meint, die Jahrhunderte zu spüren, die auf dem Gebäude ruhen. Skybeamer malen hübsche geometrische Muster an den Himmel. Jeder Betrachter bestätigt diese Eindrücke, sehr wenige denken über den Verlust des Kontaktes zur einzigartigen Ästhetik des Weltalls nach. Ich nehme diesen Verlust nicht hin. Daher möchte ich meine Gedanken zur Bekämpfung der Lichtverschmutzung mit diesem Artikel zur Diskussion stellen. Eine geeignete Strategie benötigt zwei Schwerpunkte. Zunächst müssen die naturwissenschaftlichen und technischen Zusammenhänge noch weiter herausgearbeitet werden. Dazu gehören die Auswirkungen von Beleuchtungsmitteln auf die Umwelt, beispielsweise auf Zugvögel und Insekten, und die Entwicklung von effizienten Lampen ohne Streulicht. Den zweiten Schwerpunkt bildet eine massive Öffentlichkeitsarbeit. Wenn die Bevölkerung sich der Bedeutung für die Astronomie und des Schadens durch übermäßige Beleuchtung nicht bewusst ist - dann müssen wir das ändern! Astronomische Themen liegen ,,im Trend". Die einschlägigen Regale in Buchhandlungen biegen sich unter Prachtbänden und Sternatlanten. Das ,,Himmelsjahr" kann man fast überall kaufen. Die Abendnachrichten berichten über spektakuläre Missionen (Deep Impact, Stardust) und die bemannte Raumfahrt, wie im letzten Sommer über den Flug der Discovery. Ich bin fest davon überzeugt, dass wir die Öffentlichkeit für die Umweltschäden durch Lichtverschmutzung sensibilisieren können. Man mag mir widersprechen. Doch warum soll uns nicht gelingen, was andere Umweltschutzaktivitäten bewirkt haben? In der Öffentlichkeitsarbeit beträten wir dann zwei Aktionsfelder. Das erste umfasst die Verbreitung beleuchtungstechnischer Methoden, gemeinsam mit technischen Dachverbänden und im Dialog mit Gesellschaften zur Stadtentwicklung und Denkmalpflege (wegen der Anleuchtung historisch bedeutender Gebäude). Das zweite betrifft die Sensibilisierung der
Öffentlichkeit und fordert uns Sternfreunde, als Astronomen und als Menschen mit Herzblut. Ich nehme mir die Umweltbewegungen und atomkraftkritischen Gruppen der siebziger und achtziger Jahre zum Vorbild (lacht da jemand?). Das Buch ,,Der stumme Frühling" von Rachel Carson hat in den sechziger Jahren die Auswirkungen des Chemieeinsatzes in der Landwirtschaft erschreckend deutlich gemacht und ein Umdenken eingeleitet. Lasst uns dort ansetzen! Astronomische Gruppen können (und sollen) sich in der Presse porträtieren lassen. Eine elsässische Zeitung macht das schon lange mit einer lokalen Astronomengruppe, die im letzten Jahr auch in Deutschland für Furore gesorgt hat: Mit Protest-Starpartys gegen die Verbauung ihres Beobachtungsplatzes durch eine Nachtskianlage. Machen wir Dark Sky zu einer Marke! Es ist jetzt natürlich schön und bequem, ein solches Manifest zu verfassen ohne
konkrete Vorschläge zur Organisation und zur Finanzierung. Solche Vorschläge sind (für den Augenblick) tatsächlich nicht meine Absicht. Ich will die astronomische Gemeinschaft aufrütteln, sie aufrufen zu gemeinsamen Aktionen in der Öffentlichkeit. Ein Zitat zum Abschluss soll zeigen, was auf dem Spiel steht. ,,Lichtverschmutzung", schreibt der amerikanische Wissenschaftler David Crawford, ,,ist keine Angelegenheit, bei der es um Leben oder Tod geht. Dennoch ist das Thema wichtig, aus tief liegenden Gründen. Wir Menschen verlieren etwas von uns selbst, wenn wir nicht länger aufschauen und unseren Platz in Universum sehen können. Es ist, als hörten wir kein Kinderlachen mehr; wir geben etwas von dem auf, was wir sind."
Wir müssen das verhindern. Wir können das verhindern. Es ist Zeit, laut zu werden.
Praktische Beispiele zum Schutz der Vögel
von Andreas Hänel
Ergänzend zu dem Artikel von Dr. Salinger (VdS-Journal für Astronomie Nr. 19, S. 27) seien noch zwei Beispiele genannt, die zeigen, wie durch Abschalten der Beleuchtung die Zahl der Vogelkollisionen reduziert werden kann. In den USAund Kanada ist das Phänomen der toten Vögel an beleuchteten Hochhäusern vor allem während der Vogelflugzeit bekannt. In Toronto und Chicago konnte die Zahl der toten Vögel an beleuchteten Hochhäusern reduziert werden, dadurch, dass die Beleuchtungsstärke während der Vogelzugzeit reduziert wurde. Im Herbst 2005 ging dann noch das Beispiel der Hochhäuser in New York durch die Presse, woraufhin beispielsweise der Bonner Stadtrat beschloss, Beleuchtungen während der Vogelflugzeit zu reduzieren. In Deutschland ist das Bayerkreuz in Leverkusen ein bekanntes Beispiel: Seit 1964 beobachtete Hermann Brombach vom NABU Leverkusen jedes Jahr während der Vogelflugzeit die toten Vögel unter dem beleuchteten Bayerkreuz. Diese Individuen waren offenbar mit den beleuchteten Buchstaben oder deren Halterungen zusammengestoßen und dabei umgekommen, im mehrjährigen Durchschnitt etwa 28,5 Vögel pro Jahr. Die Werksleitung
erkannte die Problematik und reduziert die Beleuchtung seit 1980 während der Vogelflugzeit. Zwischen 20. März und 20. April und von Anfang September bis Mitte Oktober wird das Licht zwischen 22 und 4 Uhr abgeschaltet, seither wurden im mehrjährigen Mittel nur noch 1,9 tote Vögel pro Jahr gefunden! Diese Beispiele zeigen, dass zuviel Licht für den Naturhaushalt schädlich ist, und eine Reduzierung der Beleuchtung durchaus möglich ist!
Abb. 1: Das Bayerkreuz in Leverkusen wird während der Vogelflugzeit nachts ausgestellt.
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Lichtverschmutzung als Agenda 21-Thema
von Jürgen Linder
Als etwa 2000 die Agenda 21 in Durmersheim eingeführt wurde, war für mich klar, hier muss ich mitmachen. Ich wollte nicht, dass ich später einmal sagen müsste, ich habe es nicht versucht, etwas gegen die ausufernde Lichtverschmutzung zu unternehmen. Ein glücklicher Umstand kam hinzu, einer der Initiatoren der Agenda in Durmersheim ist Mitglied in unserem Verein (Sternfreunde Durmersheim und Umgebung e.V.). So konnte ich hier schon mal Näheres erfragen. Er riet mir, bei der Gruppe ,,Siedlungsentwicklung" mitzumachen. Anfangs schien es, dass das Interesse an diesem Thema gering oder als nicht ,,zugehörig" bewertet werden würde. Doch dies konnte nach einigen Abenden und den Informationen aus der Fachgruppe ausgeräumt werden.
Abb. 1: Der Rad-/Fußweg in Durmersheim mit abgeschirmten Leuchten bei Tag und Nacht
Heute ist das Thema ein fester Bestandteil. In den meisten Fällen ist es kaum möglich, eine geplante Beleuchtungsmaßnahme zu verhindern. Hier ist es besser aufzuklären, um wenigstens zu erreichen, dass abgeschirmte Lampen eingesetzt werden. So ist es gelungen, dass ein Fußgängerweg mit voll abgeschirmten Lampen ausgestattet worden ist (September 2005). Zusätzlich wurde hier der Lampenabstand etwas größer gewählt. Neue Lampen werden im Rahmen des Möglichen abgeschirmt aufgestellt. Leider wurden die Maßnahmen nicht überall eingehalten. So erscheint mir die Zahl der Lampen in den Neubaugebieten als zu hoch und der eingesetzte Lampentyp noch nicht optimal, abgesehen vom oben genannten Fußweg. Neben dem Thema Lichtverschmutzung wurde nun auch das Thema ,,Planetenweg" aufgenommen, dies hat zwar nichts mit ,,Lichtverschmutzung" zu tun, zeigt aber, dass es sich auf jeden Fall lohnt bei der Agenda mitzumachen, um auch andere astronomische Projekte voranzubringen.
Eine Tagung zur ökologischen Straßenbeleuchtung in Angers
von Andreas Hänel
Zum 1. März 2005 hatte die französische Association national pour la Protection du ciel nocturne (ANPCN) zusammen mit der ADEME, der nationalen Organisation zur Energieeinsparung, die öffentlichen Verwaltungen der Region Pays de la Loire zu einem Treffen über die öffentliche Beleuchtung eingeladen. Rund 250 Personen vor allem aus den öffentlichen Verwaltungen waren dieser Einladung in das Ausstellungsgelände von Angers gefolgt. Unter Leitung der ANPCN zeigten einige Firmen ihre Leuchten, die möglichst wenig Licht an den Himmel streuen, aber auch Einrichtungen, die durch intelligente elektronische Steuerungen den Verbrauch der elektrischen Energie reduzieren. Aber auch Vereinigungen, die sich für eine Reduzierung der Energieverschwendung einsetzen, astronomische Vereine (auch die Fachgruppe Dark Sky) oder der regionale Nationalpark waren der Einladung gefolgt, ihre Aktivitäten vorzustellen. Das
Programm umfasste vier Diskussionsrunden mit unterschiedlichen Schwerpunkten und die von einem Moderator geleitet wurden. In der ersten Runde über die Funktionen öffentlicher Beleuchtung wurde eine Studie aus Grenoble vorgestellt, wo die Orientierung und Reaktion von Menschen
Abb. 1: Diskussionen am Stand der französischen Lichtverschmutzungsvereinigung ANPCN, in der Mitte eine Digitalkamera mit Fisheye-Objektiv, mit der sehr eindrucksvoll der lichtverschmutzte Himmel dokumentiert werden kann.
untersucht wurde. Als Reaktion daraus wurde ein Beleuchtungskonzept für eine Vorortsiedlung von Toulouse entwickelt. Ein weiterer Beitrag dieser Runde ging auf die Bedeutung der Beleuchtung im Stadtraum ein, wobei auch das Problem der Sicherheit durch die Straßenbeleuchtung
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ausführlicher diskutiert wurde. Auch dabei wurde wiederum klar, dass kein objektiver Zusammenhang zwischen mehr Beleuchtung und mehr Sicherheit vor Kriminaldelikten besteht, sondern lediglich das subjektive Sicherheitsempfinden der Bevölkerung gesteigert wird. In der zweiten Diskussionsrunde ging es dann um die Auswirkungen künstlicher Beleuchtung. Zunächst berichtete Dominique Birrien von der Energiebehörde ADEME über die Energieeinsparmöglichkeiten bei der öffentlichen Straßenbeleuchtung. Dabei wurde klar, dass in Frankreich pro Einwohner etwa doppelt soviel Strom pro Einwohner aufgewendet wird wie in Deutschland. Zudem hat dieser Wert von 1990 bis 2000 von 70 auf 91 kWh/Einwohner zugenommen. Zwar hat der Anschlusswert pro Lichtpunkt von 300 auf 180 Watt abgenommen, doch hat die Anzahl der Lichtpunkte um 30 % zugenommen, zudem die Zeit, die die Leuchten eingeschaltet werden, auf 4.000 Stunden im Jahr zugenommen. Durch Einsatz effizienterer Leuchtmittel, effektiverer Leuchten und der zeitweisen Leistungsreduzierung werden Einsparmassnahmen bis zu 30% gesehen, das entspricht einem jährlichen Einsparpotential von etwa 1,6 TWh, oder 175.000 Tonnen CO2 (bei einem Umrechnungsfaktor von 109 g/kWh). Anschließend sprach der Amateurastronom Pierre Brunet über die negativen Auswirkungen auf die astronomischen Beobachtungen. Seine Messungen der Beleuchtungsstärken auf den Straßen in Paris, Berlin und Hannover bestätigten die höheren Werte in Frankreich: Auch die Beleuchtungsstärken sind mindes-
tens doppelt so hoch wie in Deutschland. Wiederum dokumentierten seine eindrucksvollen Fischaugenfotos die unterschiedliche Aufhellung in unterschiedlichsten Regionen Frankreichs. Der Biologe Florent Lamiot beleuchtete dann die negativen Einflüsse des nächtlichen Kunstlichtes auf die Tier- und Pflanzenwelt. In der dritten Diskussionsrunde am Nachmittag ging es dann um die Reduzierung der negativen Einflüsse. Ein Vertreter der Vereinigung der Beleuchtungsingenieure AFE (Association Francaise des Eclairistes) zeigte auf, dass zu den erkannten Problemen eigentlich bereits Lösungsmöglichkeiten gibt, so kann mit der entsprechenden Software bereits der an den Himmel gerichtete Anteil des Lichtes berechnet werden. Ein Vertreter des nationalen Stromversorgers EDF zeigte dann, dass die Zunahme des Energieverbrauchs auf geänderte Anforderungen in der öffentlichen Beleuchtung zurückzuführen ist. In der letzten Diskussionsrunde ging es schließlich darum, konkrete Beispiele vorzustellen. Zurückgehend auf die gute Zusammenarbeit der französischen und der deutschen Gruppe gegen die Lichtverschmutzung war Sandor Isepy von der Stadt Augsburg eingeladen worden. Durch die konsequente Umrüstung der Straßenbeleuchtung auf effiziente Natriumhochdrucklampen und Optimierung der Schaltzeiten konnten 25 - 30 % Reduzierung erreicht werden, was allerdings durch eine erhebliche Zunahme von Straßenleuchten verbraucht wurde. Auch im Pariser Vorort Orgeval konnten die Kosten für den Energieverbrauch durch Umrüstung auf Natriumhochdruckdampf-
Abb. 2: Einige Teilnehmer der Tagung in Angers: der Biologe Florian Lamiot, Dr. Andreas Hänel. Sandor Isepy von der Stadt Augsburg, David Portsmouth, ein Stadtabgeordneter von Orgeval, Paul Blu der Präsident der ANPCN und ein Vertreter der Energieagentur ADEME
lampen und Reduzierung der Helligkeit reduziert werden. Im Nationalpark Luberon in der Provence werden die Gemeinden im Rahmen einer nachhaltigen Entwicklung bei der Reduzierung der Kosten für die Straßenbeleuchtung unterstützt. Die Mitglieder der ANPCN, die einen recht familiären Umgangston pflegen, waren mit dem Verlauf der Tagung sehr zufrieden, da es eigentlich ein großes Experiment war, aber durch zahlreiche persönliche Kontakte war der Erfolg teilweise vorbereitet worden. Zumindest hat sich die Zusammenarbeit mit den Entscheidungsträgern und den Beleuchtungsingenieuren als fruchtbar und erfolgreich erwiesen.
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
Die 2. Tagung der Fachgruppe am 29. Oktober 2005 auf der Sternwarte Sonneberg (Thüringen) war ein großer Erfolg: 42 Teilnehmer erlebten ein abwechslungsreiches Programm aus Vorträgen, Besichtigung der Sternwarte und abendlichen Treffen. Lesen Sie dazu meinen Tagungsbericht in diesem Heft. Die nächste Tagung wird voraussichtlich am 4.11.2006 in Potsdam stattfinden, mit Besichtigung des großen Refraktors und des Einsteinturms auf dem Telegrafenberg.
Mehr dazu im nächsten Journal und auf unserer Website www.vds-astro.de/fggeschichte. Im Folgenden lesen Sie zwei interessante Beiträge. Heinz Schmidt berichtet über ,,Die Geschichte und Literatur des Lichtwechsels veränderlicher Sterne" und Christian Weis erzählt ,,Eine kleine Geschichte der Messung der Lichtgeschwindigkeit". Dies ist ein Abdruck seines Vortrags der Sonneberg-Tagung. Wir hoffen an dieser Stelle noch weitere Referate publizieren
zu können. 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/Euer Wolfgang Steinicke
VdS-Journal Nr. 20
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Die 2. Tagung der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" in Sonneberg
von Wolfgang Steinicke
Abb. 1: Gruppenfoto (Aufnahme: V. Witt)
Am 29. Oktober 2005 trafen sich 42 Teilnehmer zur 2. Geschichtstagung auf der Sternwarte Sonneberg in Thüringen (Abb. 1). Damit wurde das bereits gute Ergebnis der ersten Tagung in Göttingen noch übertroffen.
Zur Einstimmung war für den Freitagabend ein Treffen im nahen Gasthof ,,Zur Hohen Sonne" angesetzt. Angekündigt waren etwa 10-15 Personen. Diese Zahl wurde schnell überschritten, neue Tische und Stühle mussten her. Es war eng aber gemütlich. Erste Kontakte wurden geknüpft oder ein Wiedersehen mit alten Bekannten gefeiert. Der Wirt war für den Samstagabend vorgewarnt.
Samstagmorgen. Die Tische waren schnell besetzt, weitere Stühle mussten aufgestellt werden (Abb. 2). Die Tagung begann trotzdem pünktlich um 9:45 mit der offiziellen Begrüßung der Teilnehmer durch Wolfgang Steinicke und den Sternwartenleiter Dr. Kroll. Schon Tradition hat der erste Vortrag: Er ist der Geschichte des Tagungsorts gewidmet. Dies übernahm Thomas Weber. Schwerpunkt war natürlich Cuno Hoffmeister (1892-
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Abb. 2: Tagungsraum (Aufnahme: B. Kunzmann)
1968), Sternwartengründer und Pionier der deutschen Veränderlichenforschung. Sonneberg kann auf eine 80-jährige, wechselvolle Geschichte zurückblicken. Die politischen Bedingungen waren nicht immer einfach. Heute stehen der Erhalt der historischen Sternwarte und insbesondere die Sicherung des umfangreichen Plattenarchivs im Vordergrund. Im zweiten Vortrag ging es zunächst um
Dreyers Briefe an Hagen. Arndt Latußeck hatte sich auf der Vatikansternwarte in Castelgandolfo ,,eingemietet" und konnte in der dortigen Bibliothek einige Schätze heben. Auch die Schatzsucher im irischen Birr Castle wurden fündig, wie er im zweiten Teil seines Vortrags berichtete. Dort sind in einem Keller einige Dutzend Originalveröffentlichungen zufällig aufgetaucht. Darunter Werke von Lord Rosse und Milchstraßenzeichnungen von Otto Boeddicker. Das Material wird derzeit verkauft, um die historische Sternwarte zu renovieren. Weiter weg zog es Daniel Fischer - zumindest inhaltlich. Er berichtete über die rätselhafte ,,Himmelsscheibe des Dschinggis Khan?", ein Objekt, das 2005 in der Bonner Kunsthalle ausgestellt war. Durch intensives ,,googeln" konnte er herausfinden, dass es sich dabei um eine alte mongolische Sternkarte handelt. Auch gelang es, deren genaue Herkunft zu lokalisieren.
Abb. 3: Mechthild Meinike (links) und Petra Mayer bei ihrem Vortrag über Oberth (Aufnahme: W. Steinicke)
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Abb. 5: Die Gas- und Staubwolken in der Sommermilchstraße erfasste Rainer Sparenberg im Juni 2001 mit einer 66-Mittelformatkamera. Er belichtete mit einem Objektiv 1:2,8 / 80 mm (Arbeitsblende 4) 60 Minuten lang auf Ektachrome 200 Farbdiafilm. Zur Aufnahmezeit stand Mars als hellstes Objekt im Gesichtsfeld. Beobachtungsort war die Farm Tivoli in Namibia.
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Abb. 4: Cuno Hoffmeisters Refraktor (Aufnahme: V. Witt)
,,Astronomiegeschichte am PC" in Perfektion!
Dass auch ,,Licht" eine Geschichte hat, zeigte anschließend Christian Weis. In seinem Vortrag ging es um die ,,Entdeckung der Lichtgeschwindigkeit" (siehe auch den Beitrag in diesem Heft). Bedeutende Namen wir Galilei, Römer und Bradley wurden genannt. Ein exakter Wert konnte aber erst von Fizeau, Foucault und Michelson, mit unterschiedlichen Methoden, bestimmt werden. Seit 1983 ist die Lichtgeschwindigkeit ein für allemal festgelegt - das ,,Meter" hat das Nachsehen.
Nur wenige Meter hangabwärts waren es bis zum Gasthof, wo ein echt thüringer Mittagessen serviert wurde. Wer keinen Hunger verspürte, konnte die Mittagssonne auf dem ausgedehnten Sternwartengelände genießen. Um 14:00 ging das Programm mit dem Hauptvortrag weiter.
Prof. Wolfram Hergert berichtete über Georg Joachim Rhetikus (1514-1574), der eine wichtige Rolle bei der Verbreitung der Gedanken des Kopernikus spielte. Seine ,,Narratio prima" ist die erste umfangreiche Darstellung der neuen Theorie. Rhetikus ist ebenfalls die maßgebliche
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Person bei der Herausgabe von ,,De Revolutionibus Orbium Coelestium", dem Hauptwerk des Kopernikus. Prof. Hergert erläuterte ausführlich die geschichtlichen Zusammenhänge und die beteiligten Personen. Eine zentrale Rolle spielt dabei die Universität Wittenberg.
Um ,,Schein oder Sein? - Nebelzeichnungen im 19. Jahrhundert" ging es im Vortrag von Wolfgang Steinicke. Anhand von vielen Beispielen wurde die Geschichte der Darstellung von Nebeln und Sternhaufen erläutert. Die zwangsläufige Subjektivität bei der visuellen Beobachtung führte immer wieder zu Kontroversen. Dies hat sich bis heute, wie die Erfahrungen in der Deep-Sky-Szene zeigen, eigentlich nicht verändert. Der direkte Vergleich einzelner Objekte zeigt, welchen Einfluss Instrument, Erfahrung, Sehvermögen und Luftqualität auf die Zeichnung haben. Nun war es Zeit für eine weitere Stärkung in Form von Kaffee und Kuchen. Beides war in ausreichender Menge vorhanden. Danach folgten noch zwei Vorträge. Nach Hoffmeister und Rhetikus wurde ein weiterer bedeutender Astronom Ostdeutschlands vorgestellt: Wilhelm Tempel (1821-1889) aus Nieder-Cunnersdorf in der Oberlausitz. Lutz Clausnitzer skizzierte Leben und Werk dieses bedeutenden Entdeckers von
Planetoiden, Kometen und Nebeln. Sein Name ist momentan in aller Munde durch die erfolgreiche Mission ,,Deep Impact" zum periodischen Kometen ,,Tempel 2". Dargestellt wurden neben den astronomischen auch die lithographischen Arbeiten.
Abschluss, und sicher einer der Höhepunkte der Tagung, war der gemeinsam von Mechthild Meinike und Petra Mayer (Abb. 3) gehaltene Vortrag über ,,Das Leben des Hermann Oberth (1894-1989)". Beide verstanden es, den ,,Vater der Raumfahrt" auf eine sehr persönliche Weise vorzustellen. Nicht nur das umfangreiche Werk von Oberth, seine genialen Ideen und Publikationen, wie ,,Die Rakete zu den Planetenräumen", wurden behandelt. Es ging auch um persönliche Beziehungen, Probleme mit den Mitmenschen und die Schwierigkeiten im Berufsleben. Trotz der späten Stunde waren die Zuhörer sichtlich fasziniert.
Die Tagung endete mit der notwendigen Manöverkritik und dem Ausblick auf 2006. Allen hat die Veranstaltung gefallen, insbesondere wegen der angenehmen, entspannten Atmosphäre und dem breiten Spektrum der Vortragsthemen. Sicherlich sollte man das Programm noch etwas reduzieren, längere Pausen machen. Andererseits können dann weniger vortragen - ein generelles Dilemma eintägiger Veranstaltungen. Aber es gab ja noch eine Nachsitzung in der ,,Hohen Sonne". Bei Bier und Speisen wurde noch lange diskutiert. Auch über den Vorschlag ,,Potsdam" als Ort für die nächste Tagung 2006. Dies wird gegenwärtig geprüft.
Viele Teilnehmer blieben noch bis Sonntagmittag. Denn es gab - auch dies ist bereits Tradition - noch eine ,,Exkursion": natürlich eine Besichtigung der Sonneberger Sternwarte. Thomas Weber führte die Besucher durch das kleine aber feine Astronomiemuseum, zeigte historische Instrumente, wie Hoffmeisters Refraktor (Abb. 4), den großen Schmidtspiegel und die Astrokameras. Und natürlich die umfangreiche Plattensammlung, die gegenwärtig digitalisiert wird. Nicht zuletzt dieser Programmpunkt hat sicher für das große Teilnehmerinteresse gesorgt. Wann kommt man schon mal nach Sonneberg? Ein Dank an die lokalen Veranstalter. Ihr Engagement wurde mit großem Beifall quittiert.
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Eine kleine Geschichte der Messung der Lichtgeschwindigkeit
von Christian Weis
Die Lichtgeschwindigkeit ist eine der wichtigsten Naturkonstanten. Mit ihrer Kenntnis lässt sich eine absolute Aussage über die Größe des Universums machen. Man denke dabei z. B. an die Angaben der Entfernungen in Lichtjahren. Doch wie hat man eigentlich herausgefunden, wie schnell das Licht ist? Mit dieser Geschichte sind viele hochrangige Astronomen und Wissenschaftler verbunden.
Galileo Galilei (1564-1642) Der erste Versuch, die Lichtgeschwindigkeit zu bestimmen, geht auf das Allroundgenie Galilei zurück, der diesen im Alter von gerade mal 17 Jahren durchführte. Dazu leuchtete er mit einer abdunkelbaren Lampe einen Helfer auf einem mehrere Kilometer entfernten Berg an, der sofort nach Erreichen des Lichtsignals seine Lampe einschalten sollte. Vom Aussenden des Lichtstrahles Galileis bis zum Sichtbarwerden des Gegensignals sollte unter Berücksichtigung der menschlichen Reaktionszeit eine gewisse Zeit vergehen, wenn das Licht sich nicht mit unendlich großer Geschwindigkeit ausbreitet. Allerdings bekam Galilei immer nur Werte heraus, die im Bereich dieser Reaktionszeiten lagen, so dass er schlussfolgerte, die Lichtgeschwindigkeit sei zu groß für seine Methode.
Ole Rømer (1644-1710) Wie allgemein bekannt ist, wird der Jupiter von einigen Monden umrundet. Da die Jupiterbahn nicht allzu weit von der Ekliptik abweicht, kommt es regelmäßig zu Vorübergängen, Verfinsterungen und Bedeckungen der Galileischen Monde. Ole Rømer beobachtete 1675 die Verfinsterungen des Mondes Io, die etwa alle 42,5 Stunden eintreten. Kennt man also die Dauer bis zur nächsten Verfinsterung, dann kann man wunderbare Vorhersagen machen. Das machte auch Rømer und merkte schnell, dass diese mit der Zeit mehr und mehr abwichen. Beispielhaft seien an dieser Stelle aus visuellen Gründen die Bedeckungsanfänge Ios vom 19.4. und 28.7.2005 dargestellt (Abb. 1). Natürlich lassen sich diese nicht beobachten, da der Jupiterschatten vorher den Mond verdeckt. Am 19.4. war der Bedeckungsanfang für Io 1:58 MESZ.
Abb. 1 : a) Bedeckungsanfang von Io am 19.4.2005 um 1:58 MESZ. b) Der vorhergesagte Bedeckungsanfang am 28.7.2005 um 22:18 MESZ erweist sich als falsch. c) Der tatsächliche Bedeckungsanfang ist erst um 22:28 MESZ. Man beachte zudem den deutlichen Größenunterschied der Jupiterscheibe, ein deutlicher Beweis dafür, dass er am 28.7. viel weiter weg stand als am 19.4.
Nach 104 Perioden würde man den Bedeckungsanfang am 28.7. um 22:18 erwarten. Er tritt jedoch erst etwa 10 Minuten später ein. Woran liegt das? Nun: Die Zeit für eine Jupiterumrundung hat sich natürlich nicht verändert. Rømer merkte schnell, dass es nur an der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit liegen kann. Da sich die Planeten mit unterschiedlichen Winkelgeschwindigkeiten um die Sonne bewegen, verändern sich natürlich auch deren gegenseitige Abstände. So betrug der Abstand des Jupiters zur Erde am 19.4. circa 4,5 Astronomische Einheiten (AE), am 28.7. jedoch etwa 5,75 AE. Die Verzögerung von 10 Minuten liegt also darin begründet, dass das Licht für die 1,2 AE mehr Strecke diese Zeit benötigt. Durch anschließende geometrische Betrachtungen schloss Rømer daraus, dass das Licht 22 Minuten benötigt, um den Erdbahndurchmesser zu durchlaufen. Da drei Jahre zuvor die Astronomische Einheit zu 139 Mio. km bestimmt worden war, war erstmals eine Größenordnung der Lichtgeschwindigkeit gefunden, die mit etwa 250.000 km/s für die damaligen Mittel sehr gut war (Anmerkung: Da die AE etwa 10 Mio. km zu klein angenommen wurde, entspricht der Wert Rømers heute etwa 227.000 km/s). Diese Werte wurden durch Cassini (14 min bzw. 357.000 km/s) und Halley (17 min bzw. 294.000 km/s) noch verbessert.
James Bradley (1692-1762) Im Jahre 1725 stellte Bradley zusammen mit Molyneux Beobachtungen des Sterns Dra an, mit dem Ziel, dessen Parallaxe
zu bestimmen. Damit sollte eine Aussage über die Entfernung des Sterns möglich sein. Über geometrische Beziehungen müsste Dra eigentlich am 3.12. seinen südlichsten Punkt erreichen und anschließend wieder nach Norden wandern. Diesen Gefallen tat ihnen der Stern aber nicht. Er bewegte sich noch ein Vierteljahr weiter Richtung Süden, insgesamt mehr als 20'' weit. Weitere Sternbeobachtungen lieferten das gleiche grundlegende Ergebnis, jedoch mit anderen Werten. Bradley stand vor einem scheinbar unlösbaren Rätsel. Wie so oft half auch hier der Zufall weiter. Auf einer Schiffsreise im Jahre 1728 bemerkte Bradley, dass die Wetterfahne bei jedem Kurswechsel eine andere Richtung anzeigte als zuvor. Die angezeigte Richtung ist eine Vektoraddition aus der Fahrtgeschwindigkeit des Schiffes und der Windgeschwindigkeit. Sie kann gleichsam auf den Sternenhimmel übertragen werden: Die Windgeschwindigkeit entspricht der Lichtgeschwindigkeit und die Fahrtgeschwindigkeit des Bootes derjenigen der Erde. Diese Erkenntnis trug er 1729 der Royal Society vor. Mit der Kenntnis der Bahngeschwindigkeit der Erde und dem gemessenen Winkel ergibt sich dann die Lichtgeschwindigkeit. Formelmäßig sieht das so aus:
(1)
Dabei sind: c = Lichtgeschwindigkeit, vErde = Bahngeschwindigkeit der Erde (etwa 29,7 km/s), = ermittelte Aberration eines Sternes, der genau senkrecht zur Bahnbewegung der Erde steht (also auf dem ekliptikalen Nord- oder Südpol);
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Abb. 2: Aufbau des Zahnradversuches nach Fizeau.
= 20,48''. Als Nebenprodukt der Aberration folgt zudem, dass die Sterne viel weiter weg sind, als ursprünglich angenommen, da ja ein beträchtlicher Teil der beobachteten Parallaxen auf die Aberration fällt.
Armand Hippolyte Louis Fizeau (18191896) Nachdem nun zwei astronomische Methoden erfolgreich die Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit bewiesen und einen groben Richtwert gegeben hatten, versuchte man nach über hundert Jahren der Stagnation, diese mit erdgebundenen Methoden zu ermitteln. Den ersten Versuch startete der französische Physiker Fizeau in den Jahren 1849/50 mit einem von Arago vorgeschlagenen Verfahren. Der Versuch wird auch als Zahnradmethode oder Zahnradversuch bezeichnet (Abb. 2). Man schickt Licht durch ein schnell
rotierendes Zahnrad auf einen entfernt liegenden Spiegel, welcher das Licht zurückwirft. Dabei gibt es nun mehrere Fälle: 1. Die Drehgeschwindigkeit des
Zahnrades ist noch so klein, dass man den reflektierten Strahl durch die gleiche Lücke des Zahnrades sehen kann. 2. Die Drehgeschwindigkeit ist so groß, dass das reflektierte Licht an dem der Lücke folgenden Zahn hängen bleibt. 3. Die Drehgeschwindigkeit des Zahnrades ist so groß, dass der reflektierte Strahl durch die nächste Lücke scheint.
Es gilt die Beziehung
(2)
mit c = Lichtgeschwindigkeit, s = Abstand Zahnrad-Reflektor, z = Zähnezahl des Zahnrades, n = Drehzahl des Zahnrades. Daraus kann man dann auf die Lichtgeschwindigkeit schließen (Gleichung 2 gilt für Fall 2). Fizeau folgerte, dass die Lichtgeschwindigkeit etwa 295.000 km/s beträgt.
Jean Bernard Leon Foucault (18191868) Wenig später verbesserte der unter Spiegelschleifern wohlbekannte französische Physiker Foucault das Verfahren. Mit seinem Drehspiegelversuch (Abb. 3), der im Aufbau bis auf das Zahnrad identisch mit demjenigen von Fizeau ist, konnte er die Lichtgeschwindigkeit noch besser ermitteln. Hierbei wird das Licht nach der Reflektion an einem Polygonspiegel auf einen Reflektor geschickt und gelangt
zurück auf den Drehspiegel, der sich aber schon ein Stückchen weitergedreht hat. Es ergibt sich eine Winkelabweichung, die gemessen und ausgewertet werden kann.
Es besteht folgender mathematischer Zusammenhang:
(3)
Dabei sind c = Lichtgeschwindigkeit, n = Drehzahl des Polygonspiegels, = Strecke vom Auftreffpunkt des Lichtstrahles auf den Polygonspiegel zum Reflektorspiegel, = gemessener Winkel vom eintretenden zum austretenden Lichtstrahl. Über einfachste mathematische Beziehungen errechnete Foucault eine Lichtgeschwindigkeit von etwa 298.000 km/s.
Albert Abraham Michelson (1852-1931) Er trieb den Drehspiegelversuch mit den Jahren zum Exzess. Dazu benutzte er deutlich bessere Optiken und viel längere Messstrecken. Damit kam er dem heute gültigen Wert für die Lichtgeschwindigkeit immer näher. Sein um 1890 gefundener Wert von c = (299.853 +- 60) km/s blieb für 45 Jahre der Standardwert. Erst 1924 verbesserte sich dieser nochmals, als er eine Messstrecke von über 70 km aufbaute. Diese war auf 5 cm genau ausgemessen (ohne LASER oder GPS!!!). Allerdings gab es zuvor bei diesem Projekt viele Schwierigkeiten, z. B. durch Erdbeben und Waldbrände. Hierbei fand er eine Lichtgeschwindigkeit von c = (299.796 +- 6) km/s. Dies sollte sein bester Wert bleiben. Mitten in neuen Messreihen in einer evakuierten Röhre von 1,6 km Länge starb
Abb. 3: Links: Aufbau des Drehspiegelversuches nach Foucault. Rechts: Da sich der Spiegel ein Stück weitergedreht hat, während der Strahl zum Reflektor und wieder zurück läuft, wird der Strahl nicht in sich zurück geworfen, sondern seitlich um den Winkel abgelenkt.
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er. Diese Messreihen brachten später einen schlechteren Wert, nämlich c = (299.774 +- 11) km/s.
Die Festlegung der Lichtgeschwindigkeit Schon zu Michelsons Zeiten konnte die Lichtgeschwindigkeit auf elektrischen und elektrooptischen Wegen ohne solch großen Aufwand bestimmt werden. Den besten Wert erreichte Evenson im Jahre
1972. Er bestimmte c zu 299.792,46 km/ s. Im Jahre 1983 wurde die VakuumLichtgeschwindigkeit schließlich auf den heute gültigen Wert c = 299.792,458 km/ s festgelegt. Dieser weist eine relative Unsicherheit von 4 x 10-9 (entspricht etwa 12 cm) auf.
Ich danke Herrn Dr. Bernd Pfeiffer für richtig stellende Hinweise.
Literaturhinweise [1] F. R. Paturi: ,,Harenberg Schlüsseldaten
Astronomie", Harenberg Lexikon Verlag, Dortmund [2] H. Zimmermann: ,,Lexikon der Astronomie", 8. Auflage, Heidelberg, Spektrum Akademischer Verlag [3] J. Herrmann: ,,Das große Lexikon der Astronomie", Orbis Verlag für Publizistik, München
VEGA live
von Susanne M. Hoffmann
Die VdS hat eine sehr aktive Jugend! Zur BoHeTa traf sich eine illustre Meute von ca. 10 jungen Leuten in Bochum, besuchte die Vorträge und war selbst mit einem Beitrag von Willem van Kerkhof und Susanne M. Hoffmann vertreten. Wir haben die VEGA und ihre Verbindung zur VdS vorgestellt. Volker Heesen von der MAO stellte das von ihm organisierte Astronomische Abenteuer-Camp vor. Wir besuchten das Zeiss-Planetarium mit einer Führung durch Susanne Hüttemeister. Eine VEGA-Silvester-Party gab es in Berlin. Wiederum versammelten sich Leute aus der ganzen Republik zu einer Feier ins neue bürgerliche Jahr. Eine ganze Woche lang waren die jungen Astrofans in der Hauptstadt. Im letzten VdS-Journal gab es einen Fehler: Das nächste Astronomische Sommmerlager der VdS wird vom 22. Juli bis 5. August stattfinden. Austragungsort ist zum zweiten Mal Klingenthal im Vogtland. Die Jugendherberge bietet uns ausreichend Platz, große Wiesen zum nächtlichen Beobachten mit und ohne Teleskop sowie zum Raketenstarten tags.
Abb. 1: Die VEGA-Mitglieder um Susanne M. Hoffmann (vorn Mitte) wurden von Prof. Susanne Hüttemeister (vorn rechts) im Zeiss-Planetarium Bochum empfangen.
Die AG Alltagschemie
von Jenny Suppes und Steffen Heidrich
Als wir uns am ersten Tag noch alle pünktlich um 13:30 Uhr im AG-Raum Pisces im zweiten Stock eingefunden hatten, besprachen wir mit unserem AG-Leiter Tobi erst einmal, was wir in den vier Tagen, die uns für die AG blieben, tun wollten. Unter anderem wollten wir das Orbitalmodell, E-Nummern, Polarlichter, Gifte und Medikamente, Drogen, Spektroskopie und Sonnencreme behandeln. Also fingen wir frohen Mutes mit dem Orbitalmodell an und Tobi gab sich alle Mühe uns den komplizierten Orbitalaufbau des Atoms zu erklären und anschaulich bildlich darzustellen. Beim f-Orbital hörte jedoch auch seine zeichnerische Kreativität auf und so begaben wir uns lieber zu der Problematik
der Bindungen von Sauerstoff. Nach diesem anstrengenden Ausflug in den Mikrokosmos gönnten wir uns erst einmal eine halbständige Pause, die wir auch den Rest der AG immer pünktlich um halb vier begannen. Frisch erholt wandten wir uns nun der Glucose zu und lernten gleichzeitig noch die ,,cis"- und ,,trans"Bindungen von diesem Zucker kennen. Abschließend erzählte Tobi uns noch etwas über Blausäure und ihre Wirkung im Körper, was uns so begeisterte, dass wir sogar um zehn Minuten überzogen. Am nächsten Tag machten wir da weiter, wo wir aufgehört hatten, mit Giften. Vorher schoben wir jedoch noch einen Exkurs zum Alkohol und dessen Wirkung
im Körper ein. Danach widmeten wir uns Ether und Tobi stellte fest, dass Lachgas impotent macht. Nachdem sich einer von uns AG-lern über Kopfschmerzen auf Grund von Schlafmangel beklagte, erklärte uns Tobi den Aufbau von Salicylsäure, dem Hauptbestandteil von Aspirin. Und da wir gerade bei den Schmerzmitteln waren, machten wir mit Ibuprofen, auch paratrans-Bethyl(2 Methyl)benzoe-Essigsäure, weiter. Und wie man auf diesen wundervoll komplizierten Namen kommt, erklärte uns Tobi bereitwillig am Beispiel von Paracetamol. Am dritten Tag ließ unsere Pünktlichkeit dann schon zu wünschen übrig, aber mehr als zehn Minuten später fingen wir nicht
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an. Aus irgendeinem Grund kamen wir dann wieder auf das Orbitalmodell, aber diesmal von Kohlenstoff. An Hand dieses ließen wir uns die teilweise Hybridisierung von Doppelbindungen erklären. Nach dieser sehr theoretischen Ausführung wandten wir uns dann doch lieber praktischeren Dingen wie den Drogen zu. Angefangen bei Tetra-Hydro-Cannabinol (Cannabis) und dessen Wirkung, die uns Tobi aber nicht aus eigener Erfahrung schilderte über LSD bis hin zur ,,ASL"-Droge Coffein. Am vierten Tag überlegten wir uns, dass wir vielleicht doch noch etwas behandeln sollten, das mit Astronomie zu tun hatte und so erzählte uns Tobi auch ohne Bilder, wie Polarlichter zu Stande kommen. Da Tobi immer auf unsere Fragen einging und wir dadurch mehr als einmal vom eigentlichen Thema abschweiften, fanden wir uns plötzlich bei der Besprechung davon wieder, warum manche Haare glatt und manche gelockt sind. Irgendwann an einem dieser Tage fiel uns auch unsere Präsentationsidee für den Donnerstag ein: Wir wollten die Himbeerplöre, die es zu trinken gab, analysieren und den begeister-
Abb. 1: Bei der Präsentation am Ende der AG stellen die AG-Teilnehmer dem Camp ihre Analysen vor. Zur Analyse des Tees der Herberge beschäftigen wir uns sowohl mit Farbstoffe als auch mit Zucker, Vitaminen u. a. (Bild Stefan Huskamp)
ten Trinkern die Inhaltsstoffe schmackhaft machen. Am Donnerstag setzten wir diese Idee dann in die Tat um und Dank der Mithilfe eines Zivis, der uns die Inhaltsstoffe von der Verpackung abgeschrieben hatte, konnten wir gleich damit beginnen herauszufinden, woraus diese eigentlich sind und was sie bewirken. Heraus kam, dass unser Lieblingsgetränk fast ausschließlich aus Zucker bestand und der Farbstoff, der es himbeerfarben machte, aus weiblichen Schildläusen hergestellt wird. Unsere
Präsentation kam so gut an, dass es am nächsten Tag von der Speisekarte verschwand. Abschließend lässt sich wohl sagen, dass uns sieben AG-lern die AG sehr viel Spaß gemacht hat und Tobi seine Sache sehr kompetent uns locker durchgezogen hat. Er hat uns wirklich jede Frage beantwortet und wenn er etwas mal nicht wusste, hat er es für uns nachgeschlagen.
Vielen Dank für die tolle AG! Wir sind jetzt um einiges schlauer!
Astronomie für Kinder und Jugendliche - Erfahrungsbericht II
von Susanne M. Hoffmann
Abb. 1: Der Mond ist nicht nur ein wunderschönes Fotomotiv, sondern auch ideal für Astronomie in der Grundschule geeignet. (Foto Andre Müller, ASL)
Seit Bekanntmachung der PISA-Studie ist ein regelrechter Boom ausgebrochen, möglichst zeitig mit der Bildung anzufangen und nicht so viel Zeit zu vertrödeln. Die Astronomie bietet unzählige Möglichkeiten himmlischer Motivationen für fachübergreifenden Unterricht.
Kinder-Uni Spielerisch kann man Kindern Wissen vermitteln. Während meines Studiums hatte ich die Gelegenheit, an einer Kinder-Uni mitzuwirken. Dabei wird Kindern ein Vortrag im Stil einer Experimentalphysik-Vorlesung gehalten. So können die Grundschüler bereits stolz von sich behaupten, mal in einer Universität gewesen zu sein und eine Vorlesung in einem echten Hörsaal besucht zu haben. Abgesehen davon gibt es hinterher für jedes Kind ein Zeugnis, auf dem der Name des Kindes steht. Thematisch bietet sich in diesem Fall an, sich auf Sonne, Mond und Planeten zu beschränken, um die haptische Wirkung eines Telluriums nutzen zu können. Die Erzieher haben den Uni-Besuch ihrer
Schützlinge hinterher in der Schule ausgewertet und die Kinder als Hausarbeit eine viertel Seite schreiben lassen. Das Beeindruckendste war, dass eines der Kinder den Versuchsaufbau skizziert hatte, mit dem den Kindern der Umlauf von Erde und Mond um die Sonne veranschaulicht wurde.
Vortrag für Kinder: Mond, Mond, Mond! Zu fernen Sternen, die unvorstellbar heiße Gasbälle sind, können die meisten Kinder nicht so guten Bezug entwickeln, denn dieses Thema wird erst so richtig interessant, wenn man sich der Physik widmet. Der Mond als unser nächster Himmelskörper bietet sich daher viel mehr an. Jedes Kind versteht, dass man dorthin mit einem Raumschiff fliegen kann und fragt sich, wie es den Astronauten dort geht, warum sie Anzüge tragen müssen und wie die Oberfläche des Mondes beschaffen ist.
Die Mondbewegung Sonnen- und Mondfinsternisse und auch die Phasen des Mondes kann man ganz
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leicht erklären, indem man mit drei Kindern ein kleines Rollenspiel durchführt. Ein stets lächelndes Kind stellt die strahlende Sonne dar, die das Szenario aus der Ferne betrachtet. Ein anderes Kind soll die Erde und ein drittes der Mond sein. Idealerweise ist das Mondkind ein zierliches Mädchen, das die Haare mit einem Zopfhalter hinten gebunden hat und das Erdenkind ein wenig größer. Bei einer Kindergruppe sind die übrigen Kinder in einem Bogen hinter dem Sonnenkind oder in einem Kreis die Fixsterne. Das Mondkind, bewegt sich um das stehende Erdkind. Wird das Mondkind so geführt, dass es das Erdkind immer anschaut, sieht ,,die Erde" niemals den Zopfhalter. Auch wenn sich die Erde um die eigene Achse dreht, ändert sich das nicht. Um die Rückseite des Mondes zu sehen (also den Zopfhalter des Mädchens), muss die Erde einen Fotoapparat werfen und das Mädchen von hinten fotografieren. Mit diesem Bild haben die Kinder hinterher verstanden, warum wir immer die gleiche Seite des Mondes sehen und welch wichtige Aufklärung die Raumfahrt
Abb. 2: Bei einem kleinen Schauspiel wird von der K-Fee oder der Toffi-Fee das Universum erschaffen. Mit ihrem Zauberstab zaubert sie hervor, was von fleißiger Bäckerinnenhand hergestellt wurde. (Danke an Bettina J. Hoffmann)
brachte. Mondphasen Nun kommt die Sonne ins Spiel: Das Sonnenkind wird aufgefordert, die Bewegung des Mondkindes genau anzuschauen. Es wird mal das linke Ohr des Mondkindes sehen, mal das rechte Ohr, mal den Hinterkopf und mal das Gesicht. Appellieren wir an die Phantasie der Kinder zu bedenken, dass die Sonne das Licht auf den Mond wirft, dann ist das, was die Sonne gerade ,,sieht", die beleuchtete Seite. Sonnenklar ist nun, warum der Mond mal wie eine Banane, mal halb und mal voll beleuchtet ist. Die Mondphasen haben wir also nun auch verstanden.
Finsternisse Ein Kind in der Nähe der Sonne ruft plötzlich bei einem Vollmond: ,,Aber ich kann den Mond ja gar nicht mehr sehen!" Ja... nun haben wir wohl eine Mondfinsternis: Der Mond ist im Schatten der Erde verdunkelt - man sieht ihn zwar noch, aber er ist nicht mehr so hell wie sonst. Erklären sollte man hier moderierend, dass der Mond bei einer solchen Finsternis rötlich
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Abb. 3: Eine Torte mit viel Sahne und Schokoladenküssen stellt als offensichtliche Ansammlung vieler Kometen eine sehr schmackhafte Oort'sche Wolke dar.
erscheint. Stellt sich das Mondkind nun zwischen Erde und Sonne, und geht die (größere) Erde etwas in die Knie, kann man auch leicht die Bedeckung der Sonne durch den Mond visualisieren.
Planeten In die Ferne schweifend: Planeten und vor allem deren Farben! Es ist schon allein faszinierend, die Natur der Planeten zu beschreiben und ihren Umlauf um die Sonne. Die Umlaufzeiten lassen sich am besten in Relationen setzen, wenn man sich überlegt, wie alt man selbst auf dem jeweiligen Planeten wäre. Kinder sind begeistert, wenn sie ihr Alter in Merkurjahren angebend vervierfachen können, während
eventuell begleitende Erwachsene es lieber hören, wenn man Jupiter (rd. 12 Erdenjahre) oder Saturnjahre (ca. 30 Erdenjahre für einen Umlauf) wählt. Geburtstagskinder kann man mit solcher Zahlenspielerei ganz besonders erfreuen. Wenn man sich nach der Natur der Planeten erkundigt, ist stets die Frage sehr faszinierend, ob dort Leben existieren kann. Die erste Frage ist, ob wir dort landen könnten und daraus folgt weiterhin: Falls wir dort nicht überleben können: Wie müsste ein Lebewesen beschaffen sein, das das kann? Auf der Venus wären wir durch den hohen Druck platt gedrückt und durch die große Temperatur schnell am kochen. Auf dem Mars ist es etwas kühl und Sandstürme behindern unsere Sicht. Auf Schul- oder Volksfesten lohnt es sich hierfür, Wettbewerbe auszuschreiben: Insbesondere eignet sich auch ein Spiel mit dem Titel ,,Erschaffe deinen Alien". Für Ältere kann man dann ja noch begründen lassen, warum ein solches Wesen leben kann bzw. unter welchen Bedingungen, z. B. könnte ein solches Wesen flach aussehen, weil auf seinem Heimatplaneten ein hoher Druck herrscht.
Toffi-Fee, K-Fee & Co Kometen sind meine Lieblingsgebilde: Jedes Kind kann zu einem Star werden, also zu einem Stern, auf den Kometen stürzen, wenn man Kometen mit Mohrenköpfen darstellt, die die Kinder begierig verschlingen. Der übliche Schneeball-Vergleich ist gar nicht verkehrt. Diese ,,Schneebälle"
sind aber nicht so fest wie jene, die die Kinder verbotenerweise auf dem Schulhof formen, sondern haben etwa die Konsistenz von Schlagsahne. Sie haben eine raue (d. h. diffus streuende) Oberfläche, in der man wohl ganz leicht einsinken würde, wenn nicht die Landung dort ohnehin unglaublich schwierig wäre. Schließlich entspräche auch auf so einem Körper schon unsere Schrittgeschwindigkeit der Fluchtgeschwindigkeit. Eigentlich sind diese staubbedeckten Gesellen aber dunkel - den Schweif bekommen sie ja erst hier in Sonnennähe. So sind die schokoladenüberzogenen Schlagsahne-Küsse eine gerade ideale Analogie zu den Herumtreibern im Sonnensystem. Übrigens kann man die Konsistenz von Planetoiden auch mit der von Luftschokolade vergleichen, die Oberfläche der Sonne mit einer Apfelsine. Neben der Capri-Sonne gibt es aber auch viel anderes astronomisches im Supermarkt. Die Kometensonde Giotto gibt es ebenso im Süßwarenregal wie Galaxy-Schokolade und -Chips, MilkyWay und Mars und das Sternbild Löwe (Lion). Licht wird es für junge Astronomen ,,after eight" schlagartig, wenn sie sich mit Maxwell (Kaffee), Newtons (Kekse aus den USA) und Leibni(t)z beschäftigten. Die Stars treten als (Stork Schoko) Riesen oder (Frucht-)Zwerge auf. Versüßt man seinen Schülern den Unterricht auf diese Weise, wird er gewiss eine bleibende positive Erinnerung bleiben.
Vor 30 Jahren: Der große Komet West
von Heinz Kerner, Maik Meyer und Andreas Kammerer
Zu den schönsten Kometen des vergangenen Jahrhunderts zählt ohne Zweifel der Komet West (1975 n), oder C/1975 V1 (West), wie er nach der neuen Bezeichnung heißt. Weder die breite Öffentlichkeit noch die astronomische Fachwelt waren im Frühjahr 1976 auf eine große Kometenerscheinung wirklich vorbereitet. Die Experten waren in ihren Prognosen zu diesem Kometen sehr vorsichtig und zurückhaltend, hatte sich doch nur zwei Jahre zuvor der hoch gehandelte Komet Kohoutek (1973 f) als Enttäuschung erwiesen. So liest man im Editorial von ,,Sterne und Weltraum" 3/1976: ,,Wenn der bisherige Trend der Helligkeitsentwicklung bis nach dem Perihel erhalten bliebe, könnte uns der März eine eindrucksvol-
le Kometenerscheinung bescheren. Wenn, aber das muss nicht notwendig sein, wie wir wissen." Der Trend blieb nicht nur erhalten, es kam sogar noch besser. Am 6. November 1975 wurde mit dem IAU Zirkular 2860 die Entdeckung eines neuen Kometen durch den ESO-Astronomen Dr. Richard M. West bekannt gegeben. Bei der Untersuchung einer Fotoplatte, die am 24. September 1975 mit der 1-mSchmidtkamera auf La Silla, Chile, belichtet wurde, stieß er auf die Spur eines diffusen, 2'' bis 3'' großen und 14 bis 15 mag hellen Objekts mit einem 10'' langen nach Norden gerichteten Schweif. Es befand sich bei 20h 46m, -42 57' (1950.0) im Sternbild Mikroskop. Da die Eigenbewegung des vermeintlichen Kometen auf dieser 60
Minuten lang belichteten Aufnahme gering war, hoffte R. West, ihn noch auf weiteren Aufnahmen zu finden, die zu jener Zeit in dieser Himmelsregion gemacht worden waren und wurde tatsächlich auf zwei weiteren Platten fündig. Er vermaß Anfang und Ende der drei Spuren und meldete seine Entdeckung an das Büro der IAU. Dort bezweifelte man zunächst, dass es sich dabei um ein und dasselbe Objekt handelte, dann fand Brian Marsden eine Bahn, zu der die 6 Positionen recht gut passte. Danach sollte der Komet am 24. Februar 1976 in nur 0,200 AE Abstand von der Sonne sein Perihel durchlaufen und sich bis dahin durch die Sternbilder Schütze, Mikroskop, Südlicher Fisch und Wassermann bewegen, sichtbar aus-
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beobachtet werden. Der weitere Verlauf ist hingegen sehr gut beschrieben, mit geringer Streuung der geschätzten Helligkeiten. Die ab Ende April sich verstärkende und bis Mitte Juli (ohne Berücksichtigung von Ausreißern) 2 mag umfassende Streuung der Helligkeiten ist auf das zunehmend diffuser werdende Erscheinungsbild des Kometen zurückzuführen. Solch eine Morphologie führt zu deutlich unterschiedlichen Helligkeitsschätzungen in Abhängigkeit von Himmelsqualität und verwendetem Instrument. Die Helligkeit nach dem Perihel wird durch die Formel
m = 4,7 + 5 logD + 8,0 log r
sehr gut beschrieben (rote Kurve) und
bedeutet eine Maximalhelligkeit von ca.
-1,5 mag und eine Helligkeit von 0 mag
für den Beginn der Morgensichtbarkeit.
Abb. 1:
Die deutlich helleren Schätzungen (bis -3
Zeitliche Entwicklung von Helligkeit und Komadurchmesser beim
mag) sind dennoch plausibel, nimmt man
Kometen C/1975 V1 (West), basierend auf 423 visuellen Helligkeits- und 97
einen durch die Kernteilung bedingten
Durchmesserschätzungen. (Quelle: Archiv des International Comet Quarterly)
kurzfristigen Helligkeitsanstieg an. Diese
hat sicherlich auch dazu beigetragen,
schließlich von der Südhalbkugel der Erde. ner südlichen Position und seiner gerin- die Aktivität nach dem Perihel langsa-
Nach dem Periheldurchgang, in den ersten gen Elongation zur Sonne fast gar nicht mer abklingen zu lassen. Einigen ameri-
Märztagen, würde der Komet im Sternbild visuell beobachtet werden konnte, lässt kanischen Beobachtern gelang es Ende
Pegasus stehend in der Morgendämmerung sich über das Helligkeitsverhalten die- Februar, den Kometen nur wenige Grad
von der Nordhalbkugel erstmals zu sehen ses Zeitraums kaum Genaues ermitteln. von der Sonne entfernt am Tageshimmel
sein, danach an Horizonthöhe gewinnen Die wenigen Schätzungen deuten ledig- teleskopisch auf zu finden (,,... brilliant,
und am Monatsende das Sternbild Delphin lich einen nicht unüblichen steileren like the planet Venus in daytime but with
erreichen. Eine geringfügige Korrektur der Anstieg vor dem Perihel an. Mit dem a 15' tail ..."). Und John Bortle konnte
Bahnelemente erfolgte am 12. Februar 1976 Erscheinen des Kometen am nördlichen ihn am Abend des 25. Februars wenige
aufgrund weiterer Positionsmessungen. Sternenhimmel änderte sich die Situation Minuten vor Sonnenuntergang mit dem
Der Zeitpunkt des Periheldurchgangs ver- schlagartig. Die ersten Schätzungen gelan- bloßen Auge sehen (,,... an incredible
schob sich von Feb. 24,81 auf Feb. 25,22, gen nahe der maximalen Helligkeit und sight!").
die Periheldistanz von 0,200 AE auf 0,197 weisen eine beträchtliche Streuung auf Was sich dann in der Morgendämmerung
AE.
- ein Problem bei sehr hellen Kometen, der ersten Märztage dem Betrachter dar-
Da es bis zum Perihel so gut wie keine die zusätzlich in der hellen Dämmerung bot, war so fantastisch und unwirklich,
Helligkeitsschätzungen von der Süd-
halbkugel gab, war es natürlich schwer,
eine Prognose für die weitere Hellig-
keitsentwicklung abzugeben. In der
Ephemeride der VdS-Schnellmitteilung
1/1976 spricht man von einer maximalen
Helligkeit von etwa -0,5 mag im Perihel,
immer noch respektablen 1,5 mag am 3.
März, 5 mag Mitte März und 7 mag Ende
März. Die in der Abbildung 1 dargestellte
Lichtkurve beruht auf den archivierten
Beobachtungen des International Comet
Quarterly (ICQ). Sie basiert auf 537 visu-
ellen Beobachtungen. Im Diagramm sind
signifikante Ausreißer beseitigt, so dass
letztlich 423 Helligkeitsschätzungen für die
Bestimmung der Helligkeitsparameter ver- Abb. 2:
wendetwurden.DieKreiseüberderAbszisse Zeitliche Entwicklung der scheinbaren Schweiflänge beim Kometen C/1975 V1
symbolisieren die Vollmondtermine. Da (West), basierend auf 236 visuellen Schätzungen. (Quelle: Archiv des International
der Komet vor dem Perihel aufgrund sei- Comet Quarterly)
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dass viele Beobachter bei ihrer ersten Sichtung des Kometen irgend welche irdischen Lichtquellen als Ursache vermuteten, für das, was da am Himmel aufstieg. Fred Schaaf aus New Jersey, USA, z. B. schreibt über seine erste Beobachtung nach einer Woche schlechten Wetters: ,,Ich wusste, dass es am Morgen des 7. März klar sein würde und ich war bereit. Nein, ich war übermotiviert. Lange bevor der Kopf des Kometen über den Bäumen im Osten aufgehen sollte, war ich in den Garten gegangen. Vielleicht würde ja schon ein ungeheuer langer Schweif empor ragen, dachte ich scherzhaft. Ich kam zu einer Stelle, von der aus ich einen Einschnitt in der Baumreihe einsehen konnte, und dann, da kam ein Lichtstrahl aus dem Wald, eindeutig. Sicher ein Fehler, sicher war der Strahl von Menschen gemacht. Nein, es war kein Fehler, es war ein Ausläufer des gewaltigen Schweifs des Kometen West. Es dauerte noch eine ganze Weile, bis ich den Kopf und den Großteil des Schweifs ungehindert sehen konnte. Die Helligkeit der Morgendämmerung nahm nun rasch zu, aber das machte nichts, so leuchtend hell war der innere Teil des Kometen."
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Abb. 3: Bahn des Kometen C/1975 V1 (West) im inneren Sonnensystem mit den Stellungen der Himmelskörper am 4. März 1976. Grafik erstellt mit Easy Sky.
War bis Ende Februar nur ein kurzer Schweif von 1O Länge beobachtet worden, bildeten sich im März ein imposanter Staub- und Gasschweif, die deutlich getrennt sichtbar waren. Die visuelle Länge des Staubschweifs wurde in der ersten Märzwoche auf maximal 30O geschätzt, verkürzte sich in der Folge aber rasch (Abb. 2). Tatsächlich dürfte der Schweif eine Ausdehnung von 80 bis 90 Mio. km erreicht haben. In anderen Quellen werden 30O bis 35O für den Staubschweif und 6O (nach F. Schaaf 20O) für den Gasschweif angegeben. In dem breiten, fächerförmigen Staubschweif zeigte sich ein Streifenmuster von hellen Bändern, engl. ,,synchronic bands" und ,,striae" genannt. Sie bestehen aus Staubteilchen, die zeitlich verschiedenen Staubausbrüchen zu geordnet werden können (synchronic bands) oder aus Staubteilchen, die später auf die gleiche Größe zerfielen und sich unter dem Strahlungsdruck der Sonne neu formierten (striae).
Abb. 4: Komet West am 3.3.1976 um 4:54 UT über Bochum. Aufnahme mit Objektiv 1:1,4/50mm, 10 Sekunden ohne Nachführung (!) auf Kodachrome 64 belichtet von Werner E. Celnik vom Dach der Ruhr-Universität.
Die Koma war in der ersten Märzwoche hoch verdichtet und wies einen durch die große Sonnennähe bedingten kleinen Durchmesser auf. In der Folge dehnte sie sich aus und wurde zunehmend diffuser. Der maximale scheinbare Komadurchmesser wurde mit 12' Anfang Juli erreicht. Absolut gesehen erreichte die Koma in jenen Wochen einen maximalen Durchmesser von 900.000 km. Was war die Ursache für die unerwartet große Helligkeit und die Bildung des imposanten Staubschweifs? Der Kern des Kometen war in mindestens 4 Teile zerbrochen. Sie wurden mit den Buchstaben A - D bezeichnet. Edward Geyer und M. Hoffmann von der Sternwarte Hoher List, Eifel, entdeckten am 5. März das Bruchstück B 3'' von der Hauptkomponente A ent-
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Abb. 5 (links): Komet West am 4.3.1976, 4:33-4:37 UT. Aufnahme mit Objektiv 1:2/85mm auf Kodak Ektachrome High Speed, 23 DIN, von Jürgen Linder in Dobel, Schwarzwald.
Abb. 6 (unten): Peter Stättmayers Aufnahme des Kometen West stammt vom 4.3.1976. An seinem Beobachtungsort war der Himmel so klar und dunkel, dass der blaue Gasschweif hier am besten erkennbar ist!
Abb. 7: Komet West am 5.3.1976, Aufnahme mit 50 mm Brennweite auf Ektachrome High Speed 23 DIN von Thomas Kleine und Otto Guthier.
fernt. Später löste sich C von A und D von B. Während Fragment C schnell verblasste und nicht mehr gesehen wurde, konnte das Auseinanderdriften der anderen Bruchstücke bis in den Herbst hinein verfolgt werden. Komet West wurde Mitte April letztmals mit dem bloßen Auge gesehen, die letzte Beobachtung gelang am 25. September 1976.
Literaturhinweise [1] G. Kronk: ,,Cometography",
http://cometoraphy.com [2] Sterne und Weltraum 12/1975, 3/1976 [3] F. Schaaf: ,,Comet Of The Century" [4] J. Bortle: "The Bright Comet
Chronicles", http://encke.jpl.nasa.gov/ bright_comet.htm
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Ein Erlebnisbericht
Damals, im Frühjahr 1976, studierte ich in Hamburg Physik und Astronomie und stand in engem Kontakt mit Thomas Kleine, der an der Hamburger Sternwarte Bergedorf für Lubos Kohoutek arbeitete. Ende Februar / Anfang März 1976 sollte am Morgenhimmel mit Komet West ein heller Schweifstern auftauchen. Vor dem Perihel war er nur von der Südhalbkugel aus sichtbar, aber ohne Internet, Fax oder ähnliches lagen uns beiden keine Helligkeitsangaben vor, so dass wir keine Ahnung hatten was uns bevorstehen würde. Am 29. Februar unternahm ich in der hellen Morgendämmerung einen ersten Versuch - vergeblich. Auch am 1. März, damals besuchte mich mein Freund Bernd Flach (heute trägt er den Namen Bernd FlachWilken) in Hamburg-Bergedorf, hatten wir zwischen Wolkenlücken keinen Erfolg. Dann am 2. März, 5:45 Uhr gelang die erste Sichtung. Komet West stand bei fortgeschrittener Dämmerung rund 2 Grad über dem Horizont. Aus meinem Beobachtungsbuch ist zu entnehmen: ,,Grande success! Auffallend heller Kern, breiter Schweifansatz an dem Kopf, Kern erschien scheibenförmig." Gegen 6:10 Uhr fertigte ich eine Zeichnung mit Hilfe meines 20 x 80-Feldstechers an, die Helligkeit schätzte ich mit bloßem Auge auf etwa Abb. 8: -1,1 mag; die Kernhelligkeit im Feldstecher auf etwa Komet West im Sternbild Delphin am 30.3.1976, +0,3 mag. Die sichtbare Schweiflänge in der hellen 2:49-3:01 UT. Aufnahme mit Objektiv 1:2,8/50mm, Morgendämmerung betrug etwa 1 Grad. Gegen 6:40 11,5 min belichtet auf Kodak Tri X Pan, von Otto Uhr verschwand der Komet, deutlich später als Atair in Guthier. der Dämmerung. Am nächsten Tag fuhren Thomas Kleine und ich mit einem klapprigen VW-Käfer in den Osten Hamburgs und erreichten bei Neu-Börnsen einen guten Standort mit einer idealen Horizontsicht. Schon auf der Fahrt wunderten wir uns über eine ,,Rauchfahne" im Osten, doch erst nach einigen Minuten wurde uns klar, dass wir den Schweif des Kometen observiert hatten, noch lange bevor der eigentlich Kern des Kometen aufgegangen war. Wir waren aus dem Häuschen! Konnte das sein? Und dann schob sich dieses Prachtexemplar eines Kometen über den Horizont. Wir waren sehr beeindruckt von diesem gewaltigen Anblick. Erinnerungen an meine erste Kometensichtung - am 4.4.1970, als ich in den Morgenstunden den 2 mag hellen Kometen Bennett (1969 i) sah - gingen mir durch den Kopf. Aber dieser Anblick übertraf alles, was ich in meiner astronomischen Tätigkeit bisher gesehen hatte! Mit Hilfe eines 6-Zoll-Newton-Teleskopes auf wackliger, parallaktischer Nachführung (ausschließlich von Hand) gelangen uns im ,,Huckepackverfahren" und einem 50 mm Zeiss-Tessar mit meiner alten Icarex-Kamera die ersten Aufnahmen auf Ektachrome Highspeed (man, was waren das noch Zeiten?!). Die Totalhelligkeit des Koma schätzte ich auf etwa -0,5 mag; der Kern, der deutlich herzförmig war, auf ca. +0,5 mag. Tief beeindruckt, und schwer begeistert von diesem Erlebnis traten wir die Rückfahrt an. Auch an dem darauf folgenden Tag, dem 4. März, saßen wir wieder früh morgens im VW-Käfer. Uns bot sich auf der Anreise ein noch prächtigerer Anblick, denn der Komet war nun bereits vor Dämmerungsbeginn sichtbar. Einfach gigantisch! So etwas hatten wir noch nicht gesehen! Nachdem sich der Kopf des Kometen langsam über den Horizont geschoben hatte, erkannten wir die ganzen Ausmaße dieses Schweifsterns: Ein ca. 6 Grad langer, geradliniger Plasmaschweif stand nördlich Epsilon Pegasi und der gewaltige, stark gekrümmte Staubschweif erreichte eine Länge von 31 Grad, gefächert und reichlich strukturiert. Rasch fertigte ich eine Skizze in meinem Beobachtungsbuch an. Die Gesamthelligkeit war deutlich zurück gegangen und lag bei etwa +0,3 mag, die Helligkeit des scheibenförmigen Kerns schätzte ich auf +1,5 mag. Rasch wurden etliche Aufnahmen auf Tri-X-Pan und Kodak Ektachrome Highspeed gewonnen. Auch am 5. März konnte ich den Kometen erneut beobachten, der deutlich an Helligkeit verloren hatte. Allerdings erreichte der Gasschweif eine Länge von ca. 13 Grad im 20 x 80-Feldstecher. In insgesamt 27 Nächten konnte ich den großen Kometen bis zum 18. Mai 1976 verfolgen, als ich ihn mit einer Helligkeit von 7,9 mag zum letzten Mal mit meinem Feldstecher sichtete. Rund 10 Jahre sollte es dauern, bis mit Komet 1P/Halley ein weiterer heller Komet auftauchte...
Otto Guthier
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Die Mars-Opposition 2005
Roter Herbst 2005
- Ein Stimmungsbericht zur letzten Marsoppositionsperiode
von Bernd Flach-Wilken
Wer seit fast 40 Jahren aktiver Beobachter ist, der hat sich im Vorfeld der letztjährigen, großen Marsopposition keine verstärkten Hoffnungen auf eine erfolgreiche Marsbeobachtungsperiode machen können, da die Wetterstatistik im Oktober/ November eher zur Beobachtung ungeeignetes Wetter bevorzugt. Zu meiner großen Überraschung aber präsentierte sich der Herbst 2005 dann doch als einer der schöneren und gab hier im Westen der Republik eine überraschend freundliche Vorstellung. Allerdings gab es des Öfteren heftige Boden- und Frühnebeleinlagen mit zum großen Teil das Seeing verderbenden kräftigen Windeinlagen. Mars erreichte zwar ,,nur" einen scheinbaren Durchmesser von gut 20'', das aber bei viel versprechenden Kulminationshöhen von rund 60 Grad , deutlich mehr als zu Zeiten der Jahrzehntausendopposition 2003. Seit 1988 gab es hierzulande keine so günstige Marsopposition mehr, die für einen berufstätigen Menschen im August/ September 2005 dann aber zur wahren Tortur werden konnte. Klingelte um 3 Uhr morgens der Wecker, galt der erste Blick natürlich dem Himmel: klar, oder zu neblig? Nebel als solcher beruhigt ja das Seeing, aber zuviel davon verlängert die Belichtung unnötig, so dass wiederum das Seeing Überhand gewinnt. Nacht um Nacht zog ins Land: Die Himmelstransparenz war des Öfteren gut, aber durch die Randlage meines Beobachtungsortes zum herrschenden Hochdruckgebiet war es zeitweise so windig, dass an eine Beobachtung nicht zu denken war, zumal ich ohne Schutzhütte den Himmel genieße. Ließ der Wind einmal nach, nebelte es binnen Minuten zu und eine weitere Beobachtung des roten Planeten war zwecklos. Immer zwischen diesen Wetterlagen pendelnd, hiess es also: Lässt der Wind mal nach, muss ich schnell einsatzklar sein, um das kleine Zeitfenster bis zum totalen Einnebeln zu nutzen. Spannend, aufregend, Nerven zehrend ...
Mit viel Geduld und zähen Arbeitstagen danach gelangen mir schließlich doch noch in zwei Nächten recht zufrieden stellende Webcam-Ergebnisse, welche hier zu sehen sind. Georg Ditties GIOTTO zauberte
Abb. 1: Am Morgen des 14.10.2005 beruhigte sich der zappelnde Mars vor dem Aufzug einer dichten Nebelwand für wenige Minuten. Mit zwei ToUCams pro gelang mit dem 300-mmSchiefspiegler bei 12 m Brennweite dieses Marsportrait, welches als iPünktchen die Anfänge des 2006er Staubsturmes bei Margaritifer Sinus zeigt (helle Wölkchen nördlich davon). Sehr gut zu erkennen ist die während der diesjährigen Oppositionperiode sehr deutlich ausgeprägte blaue Nordpolhaube.
Abb. 2: Verglichen mit dem TP2415-Bild von 1988, erkennt man den Fortschritt überdeutlich, den die Video/WebcamRevolution dem Amateurplanetenbeo bachter beschert hat. Mars hat soeben 20'' Durchmesser erreicht, zeigt aber 10 Tage vor seiner Opposition (27.10.2005) noch immer eine deutliche Phase. Die Südpolkappe hat ein Minimum erreicht und wäre mit der 1988er Aufnahmetechnik wohl nicht mehr abbildbar gewesen.
Abb. 3: Zur Opposition 1988, als Mars immerhin 23,8'' Durchmesser erreichte, galt diese Abbildungsqualität auf TP2415-Filmemulsion als immerhin so gut, dass es zum Gesamtsieg im VdSMarsfotowettbewerb gereicht hat. Mit dem gleichen 300-mm-Schiefspiegler wurde bei 51 m Effektivbrennweite 3 Sekunden belichtet. Um eine solche Auflösung heutzutage im Digitalzeitalter zu erreichen, genügen sicherlich 8-cm-Fernrohre.
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aus jeweils 2.000 Rot-Infrarotbildern und 30%-iger Sortierung den Luminanzkanal mit einer umgebauten ToUCam (Sony ICX098BL Detektor), die Farbe dazu lieferte eine handelsübliche ToUCam mit Minus-IR-Filter (der Farbtreue wegen), gewonnen aus je 700 Einzelframes. Hing mein 300-mm-Schiefspiegler den Sommer über noch etwas lustlos an einer Zimmerwand, so lief er angesichts des roten Planeten zu Hochform auf und lieferte bei allerdings nie perfekter Luftruhe blickweise ganz Erstaunliches. Die Brennweite wurde mittels Projektionsokular auf 12 m verlängert, welches im entscheidenden Luminanzkanal Belichtungszeiten von 1/50 s zuließ, also schon in Bereichen,
bei denen das Seeing eingefroren werden kann. Visuell allerdings wird die heutzutage mit der Videotechnik erreichbare Auflösung auch mit meinem geübten Planetenauge nicht mehr erreicht. Eine paradoxe Situation, die die vor der Videoanwendung geltende Meinung total auf den Kopf stellt. Damals war die unumstößliche Meinung aller Planetofixe: Die visuelle Okularauflösung kann man mittels Wiedergabemedien nie erreichen. So ändern sich eben die Zeiten ... Ein zu Filmzeiten zur Marsopposition 1988 gewonnenes Marsportrait mag die Videorevolution anschaulich verdeutlichen. Dieses TP2415-Portrait hat damals
immerhin den SuW-Marsfotowettbewerb gewonnen, war also auch nicht von schlechten Eltern. Die Video-Webcam-Entwicklung geht unaufhaltsam weiter: Eine neue Generation von wesentlich rauschfreieren Webcams als die ToUCam steht vor der Tür. Genannt werden von Praktikern die 10-fache Rauscharmut, was in Konsequenz wesentlich engere Sortierraten erlaubt und zur nächsten Marsopposition an Weihnachen 2007 noch Erstaunlicheres an Marsportraits zulassen könnte. 15'' Marsdurchmesser werden es werden, klein ist leider nicht immer fein. Wenn nur das Wetter mitspielt ..., dann wird es ein Roter Winter 2007 werden.
Mars in der Opposition des Jahres 2005
von Horst Liebig
Die hier gezeigten Fotos des Planeten Mars habe ich mit meinem 8-zölligen KutterSchiefspiegler und der WebCam von PHILIPS, ToUCam PCVC 740 K, aufgenommen. Dabei wurde die WebCam ohne Kameraobjektiv betrieben, d. h. der Chip saß direkt im Fernrohrfokus. Die 4 Meter Primärbrennweite des Schiefspieglers wurden zuvor mit einer 1,5-fachen BarlowLinse auf 6 Meter Äquivalentbrennweite verlängert. Die Bildschärfe wird zunächst mit der MICROSOFT FreewareAMCap eingestellt, da hier das Objekt in Echtzeit ohne ruckelnde Bewegungen gesehen werden kann. Mit AMCap können auch Bildakquisition
zeigt, zumindest bei der Freeware-Version, diese die Schärfeeinstellung stark behindernde, nicht Echtzeit-bedingte ruckelnde Bildbewegung. Ich habe 2.500 Bilder mit 15 Bildern pro Sekunde Aufnahmegeschwindigkeit und 1/50 Sekunde Belichtungszeit durch das übliche UV/IR-Sperrfilter im
Abb. 3: Mars am 28. Oktober 2005 um 00:35 Uhr MESZ, Aufnahmetechnik s. Text
Abb. 1: Mars am 11. Oktober 2005 um 00.40 Uhr MESZ, Aufnahmetechnik s. Text
und Kamerasteuerung erfolgen. Die häufig verwendete Akquisitions- und Bildbearbeitungssoftware K3CCDTools
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Abb. 2: Mars am 18. Oktober 2005 um 00:45 Uhr MESZ, Aufnahmetechnik s. Text
RGB-Kanal aufgenommen. Das UV/IRSperrfilter soll die Übersteuerung der RGB-Kanäle verhindern, da der CCDChip in beiden Wellenlängenbereichen hohe Empfindlichkeit aufweist. Bei Linsenfernrohren wird zusätzlich die abweichende IR-Fokuslage vermieden. Sofort im Anschluss an das RGB-avi wird die Kamera auf Schwarzweißmodus umgestellt und mit dem Filterrad ein geeignetes IR-pass-Filter in den Strahlengang geschwenkt. Belichtungszeit (ich verwen-
de für mein System nun 1/25 Sekunde) und Schärfe werden korrigiert und wieder ein 2.500 Bilder-avi mit 15 Bildern pro Sekunde aufgenommen. Durch die Monochromasie der IR-Aufnahme ist das Atmosphärenspektrum gelöscht und vielleicht wird auch die Luftunruhe etwas umgangen. Im avi-Filmchen zumindest zappelt der Planet etwas weniger. Auf eine Flatfield-Aufnahme verzichte ich, da der Chip und die unmittelbar vor der Kamera befindlichen Optiken nach Gebrauch sofort staubsicher gelagert werden. Staub etc. auf dem Hauptspiegel und auch auf Fangspiegel und Korrektor stören offensichtlich überhaupt nicht. Auch Vignettierung im Strahlengang ist bei meinem Teleskop bei dem kleinen Bildausschnitt nicht vorhanden. Auf ein Darkfield-Bild zur Korrektur von
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Dunkelstrom-Rauschen verzichte ich ebenfalls seit geraumer Zeit, da eine bildverbessernde Wirkung bei WebCam-Aufnahmen an Mond und Planeten eigentlich nie festzustellen war. Die RGB- und IR-avi-files werden mit einem geeigneten ,,elektronischen Entwickler" bearbeitet: in Frage kommen z. B. die Freeware-Programme K3CCDTools (ältere Version), Giotto,
Abb. 4: Mars am 9. November 2005 um 00:05 Uhr MEZ, Aufnahmetechnik s. Text
IRIS oder RegiStax. Letzterem gebe ich wegen seiner Stabilität, aber auch wegen der Wavelet-Filtertechnik den Vorzug. Die komplexen Wavelet-Algorithmen holen aus den hohen bis niederen Ortsfrequenzen des Hintergrund- und Signalrauschens, aus denen sich das Bild zusammensetzt, direkt am Bildschirm einstellbar, das Bestmögliche heraus. Auch die einfache
Abb. 5: Mars am 19. November 2005 um 22.25 Uhr MEZ, Aufnahmetechnik s. Text
Korrektur des atmosphärischen Spektrums durch Verschieben der Rot-Blaukanäle ist bei RegiStax zuverlässig und einfach gelöst. Die letztlich erzielten RGB- und IR-Bilder werden nun z. B. mit der Adobe-PhotoshopEbenentechnik überlagert: Ich verwende PhotoShop 6.0 und öffne beide Bilder im Display. Das IR-Bild wird aktiviert und mit dem Verschiebewerkzeug über das RGB-Bild gezogen. Die IR-Ebene wird z. B. auf eine Deckkraft von 50 % gestellt. Mit den Pfeiltasten können nun das RGBund das IR-Bild feinfühlig zur Deckung gebracht werden. Um das IR-Teilbild stärker in die Berechnung einzubringen, reguliere ich die Deckkraft z.B. auf 55 % bis 60 %. Besonders intensiver Kontrast entsteht bei Einstellung auf 100 % Deckkraft, aber das ist eine ,,Geschmacksfrage" und jedem selbst überlassen. In meinem spezi-
ellen Falle kann durch den Ebenen-Befehl ,,Multiplikation" ein besseres Ergebnis erzielt werden, als mit der sonst üblichen Übernahme des IR-Bildes als LuminanzKanal (Ebenen-Befehl ,,Luminanz"). Warum das so ist, kann ich nicht erklären, zumal ich bei ersten ,,Trockenübungen" zu dieser Technik mit einem kleinen Fernrohr an weit entfernten Gebäuden, mit der Übernahme der IR-Aufnahme in den Luminanzkanal eigentlich immer die besseren Resultate erzielt habe. Die Aufnahmen vom 11. und 18. Oktober zeigen wegen der Luftunruhe leider keine Optimalergebnisse für meine Ausrüstung (Abb. 1 und 2). Auffällig ist die deutlich heller gewordene Albedo von Trinacria oberhalb von Syrtis Minor / Mare Tyrrhenum in Abbildung 2, im Vergleich zu Aufnahmen früherer Jahre [1]. Am 28. Oktober war die Luftunruhe geringer, so dass Details kontrastreicher und etwas schärfer abgebildet wurden (Abb. 3). Am 9. November war die Luftruhe wieder etwas schlechter (Abb. 4). Zu erkennen ist das Gebiet um das ,,Auge des Mars", Solis Lacus und der helle Fleck Nix Olympica, Dunst oder Reif am Riesenvulkan Olympus Mons im nördlichen Teil der Vulkanregion Tarsis. Die wohl letzte Aufnahme der Oppositionsperiode gelang bei wieder ruhigerer Luft am 19. November (Abb. 5). Im Vergleich zur Aufnahme vom 11. Oktober sind deutlich mehr feine Details in den Dunkelgebieten zu erkennen.
Literaturhinweise [1] B. Flach-Wilken, 1989: Marsaufnahme,
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Mars zur Opposition 2005 - Aufnahme und Bildbearbeitung
von Klaus Hohmann und Franz Xaver Kohlhauf
Abb. 1: Vom Einzelbild zum Endergebnis: Die Schritte der Bildbearbeitung bei der Planetenfotografie am Beispiel Marsopposition 2005. Aufnahme vom 7.11.2005 mit 356 mm / 3.910 mm Schmidt-Cassegrain-Teleskop und WebCam ToUCam PCV840K. Aufnahme und Bildbearbeitung von Klaus Hohmann und Franz Xaver Kohlhauf.
Am 7.11.2005, 802 Tage nach der legendären ,,2003-er Opposition" bildeten Sonne, Erde und Mars erneut eine Linie. Dadurch, daß Mars den Perihel seiner ziemlich exzentrischen Bahn bereits hinter sich hatte und sich zu diesem Zeitpunkt wieder um rund 10 Mio. Km von der Sonne entfernt hatte, verfrühte sich seine größte Annäherung an die Erde um 8 Tage. So wuchs seine scheinbare Größe ,,nur" auf maximal 20,2'' an, was aber immer noch überdurchschnittlich ist. Vorteil dieser Opposition gegenüber der legendären ,,2003-er" war die deutlich höhere Deklination des Planeten von über +15 Grad , kein ,,Horizontschleicher" also.
Die Einzelaufnahme Am 15.10.2005, 15 Tage vor der größten Annäherung an die Erde gestattete der Himmel über Bad Tölz um 23:53 Ortszeit einen recht brauchbaren ,,Durchblick" auf den 19,5'' großen Mars in 50 Grad 15' Höhe über dem Horizont. Die Brennweite des eingesetzten Teleskops (356 mm / 3.910 mm Schmidt-Cassegrain) wurde mit einer Barlowlinse auf 7.820 mm verdoppelt. Als Kamera kam die Philips ToUcam PCVC840K zum Einsatz, mit der wir 256 Einzelaufnahmen machten. Die beste davon ist links im Bild zu sehen: Das Rauschen des Chips ist deutlich zu erken-
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nen, die Details sind zwar scharf aber eher schlecht definiert.
Die Kombination Aus den 256 Einzelaufnahmen wurden nun die besten 39 manuell ausgewählt und mit der bekannten Software Giotto kombiniert, wobei Giotto angewiesen wurde, aus diesen 39 handverlesenen Bildern noch einmal die 25 besten zum Kombinieren heranzuziehen. Die Schärfe hat unter der aufaddierten Luftunruhe gelitten, doch das Rauschen ist praktisch verschwunden, und die Details sind nun weit deutlicher definiert.
Die Schärfung Mit dem Programm NeatImage wurde im nächsten Schritt das leichte Restrauschen entfernt und das Bild vorsichtig nachgeschärft. Dieser Schritt ist notwendig und auch sinnvoll, denn hier wird nur ein systembedingter Fehler korrigiert und nicht versucht, die Aufnahme künstlich ,,aufzupeppen". Beim Nachschärfen ist darauf zu achten, dass die Kanten nicht überschwingen.
Das Unscharfe Maskieren Der Feinschliff der Aufnahme erfolgte in der freien Bildbearbeitung GIMP: Zunächst wurde mit ,,unscharf maskieren" eine wei-
tere, leichte Verbesserung der Schärfe erreicht. Ganz am Schluss konnten die weniger auffälligen Oberflächendetails durch gezieltes Verändern der Helligkeitskurve und des Histogramms etwas besser betont werden.
Das Resultat Die so gewonnene Aufnahme zeigt die Region um Sinus Meridianum in der Mitte. Da wir uns noch 3 Wochen vor der Opposition befinden, sehen wir keinen runden ,,Vollmars", sondern einen leicht von links beleuchteten ,,9/10-Mars". Dadurch liegt Syrtis Major ganz rechts im Bild bereits im Halbschatten und ist gerade noch zu erahnen. Darunter, noch auf der hellen Seite, ist die helle Ebene Hellas gut zu erkennen. Der Südpol hat unter dem ,,Marssommer" deutlich gelitten, ist aber noch gut zu sehen. Interessant ist der bläuliche Dunstschleier über dem Nordpol und am linken Planetenrand. Mehr zu den Grundlagen, sowie der Aufnahmetechnik und der Bildbearbeitung in der Astrofotografie gibt es auf der Seite http://astrofotografie.ilo.de/.
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Mars 2005 -
Krater, Berge und Wolken im Amateurfernrohr
von Ralf Hofner
Anfang November 2005 kam der Mars nach seiner Rekordopposition 2003 nochmals in eine günstige Beobachtungsposition, besonders für Sternfreunde in mittleren nördlichen Breiten. Anders als zwei Jahre zuvor kulminierte er nun bei +16 Grad Deklination relativ hoch am heimatlichen Himmel. Anlass ihn intensiv zu beobachten, denn die nächste Opposition wird erst an Heiligabend 2007 sein. Dann erzielt er in den Zwillingen eine zwar noch wesentlich größere Kulminationshöhe, aber mit nur noch 15'' scheinbaren Durchmesser wird es schon eine typische Aphelopposition sein.
Abb. 2: Mars am 20. Oktober, 23:50 UT. Das wohl hochauflösendste meiner Marsbilder kam keineswegs bei perfektem Seeing zustande. Aufgenommen bei ca. 6/10 im 14-Zöller der Sternwarte Radebeul. Durch Verwendung von über 5.000 Frames und Kombination mehrerer Schärfungsmethoden konnten zahlreiche Details herausgearbeitet werden.
Abb. 1: Mars-Gesamtkarte aus der Opposition 2005, erzeugt aus Aufnahmen mit einem 6Zoll-Teleskop.
Die Marsgesamtkarte (Abb. 1) konnte nur mittels 6-Zoll-Aufnahmen erstellt werden, besonders Anfang/Mitte November war das Seeing nicht für Aufnahmen an größeren Optiken geeignet.
Wie war das Beobachtungswetter? Nach dem wolkenreichen Sommer 2005 konnte der Herbst eigentlich nur besser werden. Und tatsächlich: Von Ende August bis Mitte November war der Himmel ungewöhnlich häufig klar, eigentlich eine einzige zusammenhängende Schönwetterphase, die immer nur für wenige Tage oder gar
Stunden von Bewölkung unterbrochen wurde. Verantwortlich dafür ist die typische Altweibersommerwetterlage: Zwischen dem ständig vorhandenen Azorenhoch und immer wieder entstehenden Hochdruckgebieten über Nord- und Osteuropa kommt es zu einer Brückenbildung, die als Sperrriegel für atlantische Tiefausläufer wirkt. Allerdings befanden wir uns öfter am Rande dieses Sperrriegels, wo es zwar wunderbar klar, aber recht windig ist - starke Luftunruhe ist dann die logische Folge.
2005 erreichte der Marsglobus immerhin noch 20,17'' - ein Fünftel weniger als 2003, aber immer noch deutlich mehr als in der ungünstigsten Aphelopposition, wo es nur 13,8'' sind. Die Oppositionsperiode 2005 liegt nun schon mehrere Monate zurück, der Wüstenplanet hat sich schon wieder weit von der Erde entfernt. Im Folgenden nun eine Auswertung des recht umfangreichen Beobachtungsmaterials.
Abb. 3: Seeingveränderungen binnen weniger Stunden: Am 27./28. Okt. wurde das Planetenbild mit steigender Höhe immer besser, doch kurz vor der Kulmination setzte dann Südostwind ein und machte weitere Aufnahmen unmöglich. Beim rechten Bild hatte der Mars den Meridian noch nicht erreicht, aber er wurde immer verwaschener, unschärfer, so dass ich die Beobachtung schließlich abbrach. Schade, denn der Abend hatte seeingtechnisch recht verheißungsvoll begonnen. Aufnahmen mit dem Intes-Micro 14-Zoll-Maksutov-Newton.
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Besonders genau zum Zeitpunkt der größten Erdannäherung, der auf Grund der starken Bahnexzentrizität schon eine Woche vor der Oppostionsstellung erreicht wurde, war bei kräftigem Ostwind das Seeing so schlecht, dass auf dem Planeten keinerlei Details - weder visuell wie auch fotografisch - erfassbar waren. Krater und Berge auf dem Mars Mit den heutigen computergestützten Aufnahmemethoden können Bilder gewonnen werden, die einst mit den größten ProfiInstrumenten undenkbar waren. CCDChip und Bildbearbeitungssoftware haben faktisch aus kleineren Amateurfernrohren Himmelskanonen gemacht. In der Abbildung 4 deutlich erkennbar sind die Ringstrukturen Schiaparelli und Huygens. Aber auch viele kleinere Krater, deren Inneres z. T. mit dunklem Vulkanstaub gefüllt ist und sich somit von der helleren Umgebung abhebt, können bei genauem Vergleich mit astronautisch erstellten Marskarten und aktuellen HSTBildern eindeutig identifiziert werden. Marsphase - besondere Details am Terminator sichtbar? Immer wieder wird mal die Frage aufgeworfen, ob am Marsterminator von der Erde aus Krater- oder Gebirgsstrukturen erkennbar wären. In der Abbildung 5 sieht
Abb. 6: Mars (16.10.2005) und Mondhorizont am Südpol (18.9.2003) im Vergleich bei jeweils gleicher Vergrößerung im 6-Zoll-Maksutov-Newton-Teleskop (Fotomontage).
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Abb. 4( links): Mars am 21.10.2005 im Intes-Micro 14Zoll-Maksutov-Newton.
Abb. 5 (unten): Mars am 23.9. (links) und am 27.10.2005. Im linken Bild wurde natürlich der Hintergrund nachträglich blau gefärbt, um die Größe des Phasenwinkels zu verdeutlichen. Gut sichtbar ist die unterschiedliche Beleuchtungsintensität, links ist die Hellas-Syrtis-Region bei dort höherem Sonnenstand wesentlich heller als die terminatornahen Gebiete, ein Effekt, der hier im Vergleich zum rechten Oppositionsbild (,,Vollmondansicht" des Mars) deutlich ins Auge fällt.
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Nordpolarnebel am 16. Oktober (Abb. 9): 42 Grad N, das ist auf der Erde die geografische Breite von Neapel. Später zog sich die Nordpolhaube zeitweilig wieder bis auf 60 Grad N zurück, offenbar bedingt durch die gleichen atmosphärischen Strömungen, die auch den Chryse-Sandsturm erzeugt hatten. Interessant war auch das zwischen
gab es nicht. Erst spät am Abend froren lokal begrenzt wieder Kohlendioxydkristalle aus, z. B. am Ostrand von Syrtis Major, siehe in Abbildung 8 die Aufnahmen vom 14.10. um 23:15 UT und 15.10. um 22:18 UT. Weiße, H2O-haltige Wolken waren zeitweilig im Polarnebel eingebettet (s. Abbildung 8, z. B. 16.10. um 0:56 UT)
Abb. 7: Mars am 13.Okt. um 23:45 UT. Mehrere kleinere Sandsturmzellen in der Chryse-Region. Diese Aufnahme entstand am Intes-Mikro 14-ZollMaksutov-Newton und zeigt bei sehr mäßigem Seeing nicht mehr Details als die Bilder in Abb. 8, die an den Folgetagen nur mit einem Sechszöller (Intes 6-Zoll-MN) gewonnen wurden.
man den Mars mit deutlicher Phase im September und einen reichlichen Monat später. Manche Struktur in Terminatornähe dürfte dem flachen Einfallswinkel des Sonnenlichts geschuldet sein, direkte Schattenwürfe von Kraterwänden oder Bergmassiven sind aber bei der im Vergleich zum Mond großen Entfernung des Planeten nicht auszumachen, man vergegenwärtige sich den Entfernungsunterschied mittels der Fotomontage in Abbildung 6.
Gelbe, blaue und weiße Wolken Gelbe Wolken, also Sandstürme, konnten auf Mars nur einmal - Mitte/Ende Oktober - beobachtet werden. Im Bereich Mare Erythraeum - Chryse entwickelten sich am 13./14. Oktober einige Staubsturmzellen (Abb. 7), die zwei Tage später zunächst wieder verschwunden schienen. Der Ende Oktober wieder auflebende Sturm war dann von Europa aus unbeobachtbar, wurde aber vom HST dokumentiert. Blaue Wolken bestehen aus CO2 -Eiskristallen und sammelten sich zu einer Mitte Oktober sehr großen Nordpolhaube (Abb. 8 und 9), die erwartungsgemäß ständig ihr Aussehen veränderte, teilweise am Südrand Lücken aufwies und auch meridianabhängig unterschiedlich weit in die gemäßigten Breitengrade vorstieß. Die größte Südausdehnung hatten die
Abb. 8: Mars vom 14. bis 16.10.2005. Aufgenommen mit 6-Zoll-Maksutov-Newton-Teleskop. Staubsturmzellen und Randdunst sind markiert. Auffällig auch die Nordpolhaube.
dem 12. und 15. Oktober beobachtete große Loch in der Polhaube. Blauer, zeitweilig sehr kräftiger Randdunst zeigte sich am Morgen-Terminator, aber Kondensationswolken, die sich auch bei höherem Sonnenstand hielten (wie vom HST in der 90-er Jahren öfter fotografiert),
Abb. 9: Am 16. Oktober 2005 erreichten die Nordpolarnebel mit 42 Grad N ihre größte Südausdehnung.
oder zeigten sich als dünner Bergnebel im Tharsisgebiet Anfang November (Abb. 10).
Veränderungen auf der Marsoberfläche Neben den saisonalen Veränderungen von Albedostrukturen, wie z. B. Pandorae fretum, das sich in diesem Spätsommer wieder erwartungsgemäß durch Staubablagerungen verdunkelte, gibt es auch längerfristige Änderungen des Aussehens der Marsoberfläche, wie in der Abbildung 11, einem Vergleich mit einer HST-Aufnahme aus dem Jahre 1990, zu sehen ist.
Ein Fazit der Mars war zwar 2005 merklich kleiner als zwei Jahre zuvor, doch gelangen diesmal von Mitteleuropa aus, insgesamt bessere Aufnahmen als seinerzeit auf den Kanaren, zumal damals dort nur ein kleines Zeitfenster unmittelbar zur Opposition zur Verfügung gestanden hatte. Es konnten zahlreiche feine Oberflächendetails dokumentiert werden, auch weil die Marsatmosphäre sich wieder recht staub-
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und dunstfrei zeigte. Es war noch eine typische perihelnahe Opposition, mit einer (für Marsverhältnisse) warmen Atmosphäre. Die kommenden Apheloppositionen werden uns wieder einen kälteren, wolkenund nebelreichen Mars präsentieren. Es wird interessant sein, ihn weiter im Auge bzw. im Okular zu behalten. Abb. 11 (rechts): Langfristige Veränderung in der SyrtisMajor-Region. Vergleich zwischen einer Aufnahme des Hubble-Space-Teleskops vom 13.12.1990 (oben) und einer eigenen Aufnahme vom 21.10.2005 mit einem 14-Zoll-Teleskop.
,,Unser" Mars 2005
von Gabriele und Jörg Ackermann Die in der Abbildung gezeigten Aufnahmen wurden mit einem MeniscasTeleskop MAK 180 mm / 1.800 mm, und einem Baader-Flatfieldconverter gewonnen. Die Brennweite betrug ca. 7 m, Aufnahmedetektor war eine WebCam Philips ToUcam Pro, bestückt mit UVIRcut-Filter. Aufnahmedaten waren oben links: 18.10.2005, 1:39 UT; oben rechts: 26.10.2005, 23:33 UT; unten links: 11.11.2005, 23:55 UT; unten rechts: 13.11.2005, 22:10 UT. Alle Bilder wurden in Ditzingen aufgenommen.
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 10 (links): Mars am 6.11.2005 (obere Reihe) und am 13.11.2005 mit 6-Zoll-Teleskop. Olympus Mons und die drei kleineren Tharsis-Vulkane. Die Gipfel sind am 6.11. in dünnen weißen Nebel gehüllt und heben sich sehr deutlich von ihrer Umgebung ab. Am 13.11. sind die Bergnebel zerronnen. Olympus Mons ist schwieriger zu identifizieren. (Norden unten)
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Planetenkartografie mit ,,IRIS"
von Bernd Gährken
Die Marsopposition 2005 ist sicher die bestdokumentierte in der Geschichte der Marsbeobachtung. Dies wird vermutlich auch noch für mehr als ein Jahrzehnt so bleiben, denn erst im Juli 2018 werden Mars und Erde wieder so nahe beieinander stehen wie im letzten Jahr. In den nächsten 12 Jahren wird der rote Planet den Durchmesser von 20 Bogensekunden nicht überschreiten. Es gibt also viel Zeit die 2005 entstandenen Fotos und Zeichnungen in aller Ruhe auszuwerten. Ein wichtiger Schritt dazu ist die Erstellung einer Marskarte.
Dazu ist im deutschsprachigen Raum die Freeware JUPOS weit verbreitet. Das Programm dient primär zur Anfertigung von Jupiterkarten, doch in der aktuellen Windows-Version sind auch die Funktionen des früheren DOS-Ablegers MAPOS integriert. Selbst Saturnkarten sollen mit dieser Software erstellt werden können. Eine weitere Option ist die französische Freeware ,,IRIS" von Christian Buil. IRIS ist ein unglaublich mächtiges Tool für nahezu sämtliche Aufgaben der Amateurastronomie. Die aktuelle Dokumentation nennt mehr als 450 unterschiedliche Befehle. Es gibt nicht nur Bildadditions- und Schärfungsalgorithmen, sondern auch Funktionen zur Bildfeld-Derotation (drizzle), Fotometrie, Spektroskopie, Entfernen von Blausäumen (Defringing), Mosaikerstellung, DSLR-Steuerung, RawKonvertierung, Autoguiding, Astrometrie, L-RGB, Polarimetrie, Deconvolution, Planetenkartografie und hundert anderen nützlichen Dingen. Leider sprengt der gigantische Funktionsumfang die Grenzen der üblichen Windows-Menueführung, so dass auf eine zeilenorientierte Kommandosteuerung zurückgegriffen werden musste. Der wichtigste Button in IRIS ist daher derjenige zum Öffnen der KommandoEingabe. Da das Programm soviel kann, ist es oft recht schwierig zu bedienen. Zum Glück kann man für die Planetenkartografie fast alle Funktionen ignorieren. Tatsächlich wird mit dem Befehl ,,MAP" sogar nur ein einziges Kommando benötigt! MAP besitzt jedoch 22 Parameter, die seine Wirkung steuern. Da es sehr umständlich ist, 22 Parameter mit einem Zeilenkommando einzugeben, zieht der Befehl eine kleine
Abb. 1: Der Einstieg ins Kartografie-Programm IRIS, Details s. Text.
Textdatei, in der die Parameter hinterlegt sind. Diese Textdatei wird mit der Endung .LST auf der Festplatte gespeichert. Man kann die Datei mit jedem Texteditor selbst erstellen, es ist jedoch einfacher sie von IRIS generieren zu lassen. Dazu dient im Menue ,,Analysis" der Unterpunkt ,,Ephemeries of Mars". Die Eingabemaske ist weitgehend selbsterklärend. Neben dem Aufnahmezeitpunkt ist die Lage des Marsscheibchenmittelpunktes in Koordinaten X und Y einzugeben sowie die Größe des gesamten Bildes in Pixeln.
X und Y sind jeweils die Anzahl der Pixel in der Horizontalen und Vertikalen, gezählt von der linken oberen Bildecke. Zudem ist der Radius des Planetenscheibchens zu nennen. Unter Darkness-Factor kann man einen Parameter zum Ausgleich der Randverdunklung angeben. Da die Randverdunklung von der individuellen Bildbearbeitung abhängig ist, gibt es dafür keinen eindeutigen Betrag. Ein guter Richtwert ist jedoch 0,30. Am Ende ist mit dem Button ,,SAVE" die LST-Datei direkt unter C:\ zu spei-
VdS-Journal Nr. 20
84 P l a n e t e n
Abb. 2: Marskarte aus 6 Einzelbildern, entstanden im Oktober/November 2005 am 10-Zoll-Refraktor der Volkssternwarte München.
chern. Die nötigen Daten lassen sich durch Bewegen des Mauszeigers auf dem Bild und dem Menuepunkt ,,File->Image Info" ermitteln. Um sich das Leben einfacher zu machen und unnötiges Herumprobieren zu vermeiden, ist es jedoch sinnvoll, die einzelnen Marsbilder mit einem normalen Grafikprogramm vorab auf ein einheitliches Maß zu trimmen. Standardprogramme wie Paint-Shop oder Photoshop sind dazu bestens geeignet. IRIS kann nur Marsbilder mit korrekter Nord-Südausrichtung verarbeiten. Das Scheibchen ist also vorab passend zu rotieren. Bei der Gelegenheit sollten auch die Farben der Marsbilder zueinander angeglichen werden. Pipette und Histogramm liefern dazu nützliche Hinweise. Farbbalanceund Kontrastregler sorgen für den nötigen Feinschliff. Der Befehl MAP kann leider nur 8-Bit-Graustufen-Bilder verarbeiten. Wer eine farbige Karte erstellen möchte, ist gezwungen einen etwas umständlichen Weg zu gehen. Jedes Marsbild muss vor der Verarbeitung in IRIS in seine Farbkanäle geteilt werden. Nach der Verarbeitung sind die Kanäle der Kartensegmente erneut zusammenzufügen. Für den ersten Versuch reicht es jedoch, einfach das Bild vor dem Abspeichern in den Graustufen-Modus zu konvertieren und so eine Schwarz-WeißKarte zu erstellen. Neben Fotos lassen sich auch gescannte Zeichnungen verarbeiten. Meist handelt es sich um Bleistiftskizzen, die im SWModus nicht an Qualität verlieren. IRIS kennt als 8-Bit-Formate JPG, BMP und TIF. Da JPG farbig ist und TIF auch als 16 Bit gespeichert werden kann, sollte das fertige Graustufenbild immer als BMP gesichert werden. Wenn die Software einmal streikt, liegt es fast immer daran, dass das vorliegende Bild als Farbbild interpre-
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 3: Marskarten von 2003 und 2005 im Vergleich.
tiert wird. Der Befehl MAP bezieht sich immer auf das aktuell in IRIS geladene Bild. Hinter diesem Befehl steht als erstes der Name der zu diesem Bild generierten LST-Datei mit den dazu passenden Parametern. Angenommen wir haben ein Marsbild, das am 15.10.2005 um 23:44 UT entstanden ist. Das Bild hat 300 x 300 Pixel. Die Scheibenmitte liegt bei X = 147 und Y = 148. Der Radius der Scheibe liegt bei 103
Pixeln. Die LST-Datei wurde unter dem Namen ,,Ursprung.lst" unter C:\ gespeichert. Beim Öffnen von ,,Ursprung.lst" mit einem Texteditor zeigt sich das folgende Bild:
0 180.0 78.1 -18.7 300 300 147.0 148.0 103.0 0.0000 0.00
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-180 180 -90 90 0 0 0 1.00 10.0 10.0 1
Die Online-Dokumentation von IRIS gibt den Parametern folgende Bezeichnungen:
PROJ LAMP PHIP MERI XW YW XC YC RC FL POWER LONG1 LONG2 LAT1 LAT2 L1 L2 FLHEMI SCALE LONGSTEP LATSTEP FLAG_T
· PROJ ist die Projektionsart: 0 ist der teleskopische Anblick, 1 ist eine Zylinderprojektion.
· LAMP gibt an welcher Pol des Planeten zum Beobachter zeigt. Der Wert ist beim Nordpol immer 0 und beim Südpol immer 180.
· PHIP ist 90 minus die Achsneigung
Abb. 4: Südpolkappe des Mars 2003 aus der Perspektive eines über dem Pol schwebenden Beobachters. Vergleich einer terrestrischen Aufnahme am 14-Zoll-SC auf Hakos/ Namibia mit einem Bild des HST.
des Planeten. Da der Mars ähnlich wie die Erde Jahreszeiten besitzt, ist die Achsneigung je nach Zeitpunkt veränderlich. · MERI ist der Zentralmeridian des Planeten. Bei Jupiter ist damit ZM2 gemeint.
· XW und YW sind Breite und Höhe des Bildes in Pixeln.
· XC und YC sind die Mittelpunktskoordinaten des Planetenscheibchens in Pixeln.
· RC ist der Radius des Planetenscheibchens in Pixeln.
'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
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VdS-Journal Nr. 20
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86 P l a n e t e n
· FL ist die Abplattung des Planeten. Bei Jupiter ist der Wert 0.0649. Bei Mars ist er gleich 0.
· POWER ist der Wert für die Randverdunklung. 0,3 oder 0,5 sind gute Richtwerte.
· LONG1, LONG2, LAT1 und LAT2 beschreiben die Zielkarte. Es sind -180, 180, -90 und 90 anzugeben.
· L1 und L2 geben die maximalen Breitengrade in Nord und Südrichtung an. L1 muss immer kleiner gleich L2 sein. Normal sind -90 Grad und 90 Grad .
· FLHEMI ist normalerweise 0. · SCALE gibt die Größe der Karte an.
Die Breite der Karte in Pixeln entspricht 1/Scale*360. Bei Scale = 0,5 wären es also 720 Pixel. · LONGSTEP und LATSTEP geben die Maschenweite bei der Berechnung an. Für beide Werte ist 10 ein guter Richtwert. · FLAG_T ist unbelegt und immer 1.
Die per IRIS generierte Parameterdatei (Ursprung.lst) gibt nur die Daten zum aufgenommen Foto an. Daneben wird noch eine weitere Parameterdatei mit den Daten für die Karte benötigt. Sie besitzt einen so einfachen Aufbau, dass sie per Texteditor leicht erstellt werden kann. Die Parameterdatei für die Karte sollte mit dem Namen ,,Ziel.lst" unter C:\ gespeichert werden. Sie hat folgenden Inhalt:
1 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 -180 180 -90 90 0 0 0 0.5 10.0 10.0 1
Fast alle Parameter der Ziel.lst sind konstant Null. Lediglich PROJ und SCALE sind relevant. Mit SCALE wird die Größe der Ausgabekarte definiert. Bei großen Objekten wie z. B. dem Mond ist auf eine ausreichende Skalierung zu achten! Die PROJektionsart ist in der Regel 1 für Zylinderprojektion. IRIS bietet daneben jedoch auch noch andere Projektionen. Mit ,,3" lassen sich Mercator-, mit ,,5" sinusoidale und mit ,,6" Moolweide-Karten erstellen. Insgesamt kennt das Programm 16 verschiedene Projektionsarten. Während jedes zu verarbeitende Marsbild seine eigene ,,Ursprung.lst" benötigt, ist die ,,Ziel.lst" stets gleich. Nachdem die bei-
VdS-Journal Nr. 20
den Parameterdateien erstellt sind, braucht man nur noch das Bild zu laden und das Zeilenkommando ,,MAP Ursprung Ziel" einzutippen und schon erscheint auf dem Bildschirm das passende Kartensegment (Abb. 1). Die einzelnen Kartensegmente müssen nur noch gespeichert und mit einer Standardanwendung wie Photoshop oder Paint-Shop zusammengepuzzelt werden. Dabei sind die Ausschneidehilfen der ,,Weichen Auswahlkante" bzw. der ,,Randunschärfe" äußerst hilfreich. Die Abbildung 2 zeigt das Ergebnis aus einem halben Dutzend Bildern, die im Oktober/ November 2005 am 10-Zoll-Refraktor der Volkssternwarte München entstanden sind. Wenn Karten aus mehreren Oppositionsperioden vorliegen, kann man versuchen Oberflächenänderungen aufzuspüren. Der Mars scheint zwar in Äquatornähe relativ statisch zu sein, zeigt aber in Polnähe längerfristig durchaus Kontraständerungen. Wesentlich deutlichere Veränderungen gibt es beim Planeten Jupiter. Hier lohnt schon im Wochenabstand die Erstellung neuer Karten. Im Umfeld des GRF gibt es zuweilen sogar deutliche Unterschiede im Tagesabstand. Es gelingt nur selten den GRF bei optimalem Seeing im Zentralmeridian zu erwischen. Über den Umweg der Kartenerstellung kann man die perspektivische Verzerrung bei Randlage herausrechnen und so die Änderungen leichter dokumentieren und besser präsentieren. Auch unser Mond ist ein dankbares Ziel. Über die Kartenerstellung ist es möglich, die Verzerrung in den Librationsgebieten zu beseitigen und so den Draufblick eines Beobachters im Weltall zu simulieren. Bei der Sonne können randnahe Flecken und Fackelgebiete entzerrt und so besser ausgemessen werden. IRIS erlaubt es auch, fertige Karten in den teleskopischen Anblick zurückzurechnen. Durch Veränderung des Parameters PHIP kann man dabei auf die Pole der Planeten blicken. Diese Aussicht ist sonst nur mit Raumsonden möglich. Weitere Inspirationen bietet die IrisOnline-Dokumentation in französischer Sprache. Wer keine Französischkenntnisse besitzt, kann sich mit den Sprachtools von Google behelfen. Mit etwas Fantasie kann man damit den Inhalt der Seiten recht gut zusammenreimen. Als Ergänzung zu diesem Artikel gibt es aber auch eine kurze Anleitung in Deutsch mit einigen Screenshots unter: http://www.free-space. at/gaehrken/karterst.htm
Internet-Links: [1] JUPOS: Software, http://jupos.privat.
t-online.de/index.htm [2] IRIS: Download, http://www.astrosurf.
org/buil/us/iris/iris.htm [3] IRIS-Dokumentation zur
Planetenkartografie, http://www. astrosurf.org/buil/iris/lecon19.htm, (auch die Lektionen 20 und 21 sind relevant!) [4] Kartenerstellung Step by Step mit Screenshots: http://www.free-space.at/ gaehrken/karterst.htm [5] Ergebnisse mit IRIS am Beispiel Mars: http://www.astrode.de/marsaw05b.htm [6] Ergebnisse mit Iris am Beispiel Mond: http://www.astrode.de/mondlib05.htm [7] Ergebnisse mit JUPOS am Beispiel Jupiter: http://www.geocities.com/ gaehrken3/jup0202.htm
Errata
In der letzten Ausgabe Nr. 19 unseres VdS-Journals haben sich leider einige Fehler eingeschlichen, die wir hier gerne richtig stellen. Die Redaktion bittet um Entschuldigung.
Im Beitrag von Torsten Güths: ,,Die Dunkelheit von Standorten - ein einfacher Selbstversuch" sind in der Tabelle 1 auf Seite 14 die Daten in den Zeilen 4 und 5 verrutscht. ,,Zenit 90 Grad Höhe" und darunter: ,,Süden 45 Grad Höhe" gehören in die Spalte ,,Nummer/Ort". Werte in den Spalten ,,2Langenhain" bis ,,6-Gonterskirchen" verschieben sich so um 1 Spalte nach links. In Spalte ,,6-Gonterskirchen" stehen 2 Werte: die für Spalte ,,5-Stumpertenrod" und Spalte ,,6-Gonterskirchen".
Im Beitrag von Torsten Güths: ,,Eine kurze Einführung in die technischen Aspekte von Außenbeleuchtungsanlagen" sollte auf Seite 20 die Bildunterschrift von Abb. 7 besser ersetzt werden durch ,,Ein so genannter Planflächenstrahler". Genannt war vorher lediglich einer der Hersteller.
Im Beitrag von Heinz Kerner: ,,Eine Statistik heller Kometenerscheinungen aus den beiden letzten Jahrhunderten" wurden die Bildunterschriften der Abb. 1 und 2 auf den Seiten 86 und 87 leider vertauscht. Im selben Beitrag ist in den beiden Tabellen 1 und 2 auf den Seiten 86 und 87 folgende Korrektur vorzunehmen: Die 2. Spalte (nicht die 1.) muss ausgefüllt sein. Auf die freien Plätze der Spalte 2 gehören die benachbarten Zahlen aus Spalte 1.
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88 S O N N E
Neues aus der Fachgruppe SONNE
Wenn Sie dieses Heft in den Händen halten, ist nach der ringförmigen Sonnenfinsternis vom 3.10.2005, die ja von zahlreichen Lesern in Spanien bzw. Nordafrika beobachtet wurde, auch die totale Sonnenfinsternis vom 29. März dieses Jahres vorüber. Diesen zwei Highlights steht eine momentan eher weniger aktive Sonne gegenüber - das Minimum steht vor der Tür. Aber mit jedem Minimum beginnt auch ein neuer Sonnenfleckenzyklus. Grund genug, um mit diesem Heft die Rubrik Relativzahlen beginnen, die nun an dieser Stelle regelmäßig erscheinen sollen.
Um Ihnen jedoch hier nicht Zahlen zu präsentieren, die bereits weit über ein Jahr alt sind, finden Sie die ,,provisorischen Relativzahlen". Während diese Zahlen bereits nach den eingegangenen Beobachtungen errechnet werden - jeweils bis zum 5. Tag des Folgemonats - dauert es für die Bestimmung und die Auswertung der ,,definitiven Relativzahlen" deutlich länger, die Abweichungen sind hingegen minimal. Die definitiven Werte können Sie schließlich im Internet unter http://www. vds-sonne.de finden. Eine detaillierte ,,Einführung in die Sonnenbeobachtung" der Fachgruppe
SONNE der VdS ist in überarbeiteter Form erschienen: Alles Grundlegende zum Thema Beobachtung der Sonne mit eigenem Fernrohr, Basiswissen über die Sonne, Sonnenfleckenklassifikation, -entwicklung und -zählung, Bestimmung der Relativzahl, Instrumente und Zubehör, Beobachtungsalltag und Aufnahmetechniken. Die Einführungsschrift kann von der Webseite http://www. sonnetagung.de, später auch von http:// www.sonneonline.org kostenlos heruntergeladen werden.
Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 2005
von Andreas Bulling
Tag Jan Feb Mär Apr Mai Jun Jul
Aug Sep Okt Nov Dez
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30
22
1
13
40
53
90
67
20
9
2
28
18
9
26
45
37
113
71
16
10
3
21
10
7
32
49
33
120 57
11
7
4
16
17
9
38
46
51
126 51
10
20
5
12
21
11
41
46
67
110
48
10
19
6
19
38
11
33
50
69
94
36
10
18
7
4
37
25
30
39
78
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46
14
17
8
11
37
36
27
45
73
75
42
24
15
9
15
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38
32
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74
64
36
33
8
10
17
52
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25
81
70
50
19
41
9
11
31
62
49
17
85
58
49
23
40
9
12
43
68
43
27
83
48
44
30
46
9
13
46
55
45
32
65
31
43
25
48
1
14
55
42
44
41
54
32
29
30
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50
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37
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42
24
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37
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30
32
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12
27
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33
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2
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36
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26
17
31
2
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26
12
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44
30
26
27
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16
9
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34
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16
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25
2
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17
1
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13
37
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12
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1
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10
49
6
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16
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9
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45
20
0
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23
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19
1
28
21
2
29
21
-
30
21
-
31
24
-
26
16
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0
15
40
25
1
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0
15
35
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10
23
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18
0
7
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29
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15
2
3
40
45
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49
39
6
8
12
-
50
-
75
30
-
17
Mittel 31,9 30,6 26,4 27,3 43,3 39,5 45,0 40,4 24,7 8,2
23
49
17
50
8
53
6
57
15
51
20
39
25
20
9
24
5
29
0
34
2
40
3
37
14
40
22
37
21
39
28
33
27
28
27
27
31
43
35
34
29
40
27
32
29
36
28
47
19
41
12
54
12
54
17
46
17
43
29
42
-
34
18,6 39,8
VdS-Journal Nr. 20
Im siebten H-alpha Himmel
von Evelyn Petkow
Abb. 1: Sonne am 19.1.2006, links: Weißlichtzeichnung: 85-mmSpektiv, f/6, 9:30 Uhr, Vergr. 30; rechts PST-Zeichnung: 40 mm, f/10, 9:45 Uhr, Vergr. 26; unten rechts: PSTDetailzeichnung: 40 mm, f/10, 10:25 Uhr, Vergr. 44.
Eines gleich vorweg: Es handelt sich um keinen Testbericht!
Das Coronado PST, welches in Astronomiezeitschriften
durchweg positiv beurteilt wurde, sollte endlich live in
Augenschein genommen werden. Ein Anruf in Augsburg
klärte dort die Wetterlage und so machte ich mich auf den
Weg.
Neugierig wagte ich meinen ersten Blick durch dieses kleine
kompakte H-alpha-Teleskop. Ich war auf Anhieb begeistert,
obwohl sich die Sonne eher von ihrer ruhigen Seite zeigte.
Drei kleine Protuberanzen schmückten ihren Rand und ein
stattliches Filament (Protuberanzen in Draufsicht) zog über
die Sonnenscheibe hinweg.
Zwei Tipps, die mir mit auf den Weg gegeben wurden,
möchte ich an dieser Stelle gerne weitergeben: Zum einen
sollte die robuste Bauweise nicht darüber hinwegtäuschen,
dass das PST (Etalon-Filter) sehr stoßempfindlich ist, zum
anderen sollte man während der Beobachtung minimal den
Verstellring hin und her drehen, um in den Genuss aller
Strukturen zu gelangen.
Das Wetter meinte es gut mit mir und in den darauf folgen-
den Tagen konnte ich ausgiebig meine neue Errungenschaft
testen.
Eine Woche nach dem ,,First Light" gab es eine dicke
Überraschung. Am Morgen des 19. Januar begann ich meine
Sonnenbeobachtung mit dem Spektiv und Sonnenfilter. Ich
hielt das kleine Fleckenpaar zeichnerisch fest und wechselte
zum H-alpha-Teleskop. Das PST ist in einer Minute aufge-
baut (Fotostativ) und mit Hilfe des integrierten Suchers ist das
Finden der Sonne wirklich kinderleicht. Gewöhnungsbedürftig
ist jedoch das eingeschränkte Gesichtsfeld im Okular. Bedingt
90 S O N N E
durch den engen Durchlass des 5-mmBlockfilters muss man die Sonne genau zentrieren. Ich wollte nur einen kurzen Blick auf die Sonnenflecken im H-alpha-Licht werfen. Große Protuberanzen auf zwei Uhr schossen, leicht vom Sonnenrand abgelöst, wie Fontänen in den Weltraum. Eine stattliche Höhe von 100.000 bis zu Millionen Kilometern können diese Wolken aus Wasserstoffgas erreichen [1]. Zwanzig Minuten später hatte sich das
ganze Gebilde weiter weg entfernt und die Struktur von Zirruswolken angenommen. Wieder eine Stunde später hatte sich alles in Luft aufgelöst. Auch wenn in einem Testbericht bei 10mm-Okularen Schluss ist, so konnte ich meine Finger nicht vom Neuner lassen. In Momenten großer Luftruhe war der Anblick immerhin noch befriedigend. Das knackscharfe Bild bei niedriger Vergrößerung (20 bis 26-fach) überzeugt auf der ganzen H-alpha-Linie. Die Sonne
wird richtig zum Leben erweckt. Das PST verlockt einen immer wieder, seinen Blick auf die brodelnde Hexenküche Sonne zu richten. Kaum auszumalen, was sie zu bieten hat, wenn es richtig stürmisch auf ihr zugeht.
Literaturhinweise [1] Interstellarum 36, 62
Sonne am 14. September 2005
von Karl-Hermann Klein
,,... kurz vor Einsendeschluss für das Journal, Heft 20, hier noch ... SonnenDias vom vergangenen Jahr (Sept./Okt. 2005). Dieses Mal bin ich wieder auf den altbewährten Dia-Film zurück gekommen, weil - speziell bei H-alpha-Aufnahmen der Gesamt-Sonne oder großer SonnenAusschnitte - der Abbildungsinhalt wesentlich besser ist als bei DigitalAufnahmen mit meiner Olympus C 5050 Z. Bei Aufnahmen der gesamten Sonne mit o. g. Digitalkamera ist es mir bisher noch nicht gelungen Oberflächendetails über die gesamte Bildfläche abzubilden. Diese zeigen sich nur im mittleren Bereich der Sonne, nicht aber oben oder unten. Diese Fähigkeit hat aber der Diafilm, wodurch sich bestätigt, dass der Mangel nicht vom H-alpha-Filter verursacht wird sondern von anderen Faktoren, die speziell für meine Digitalkamera zum Tragen kommen. Die Verwendung von Diafilm ist aber ebenfalls nicht unproblematisch, da die entwickelten Filme leider immer verkratzt sind (teils über den kompletten Film). Das (Groß-)Labor ist zwar stets bereit (kostenlose) Repros zu erstellen, die dann im Regelfall auch nicht kratzerfrei sind. Meinen nächsten Diafilm werde ich selbst entwickeln ..."
Abb. 1: Sonne am 14.9.2005 im H-alpha-Licht, Ausschnitt mit einem großen Sonnenflecken, Aufnahme mit Farbdiafilm.
Abb. 2: Sonne am 14.9.2005 im Weißlicht, Aufnahme mit Farbdiafilm.
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Entwurf, Bau und erste Tests eines klassischen
Spektrographen zur Sternbeobachtung
von Lothar Schanne
Die Informationen über astronomische Objekte werden uns durch deren Licht zugetragen. Ein sehr effektives und vielseitiges Werkzeug, die im sichtbaren Licht versteckten Informationen zu entschlüsseln, ist die optische Spektroskopie. Ende 2004 entschloss sich der Autor, den Einstieg in dieses anspruchsvolle Teilgebiet der Amateurastronomie zu wagen. Im vorliegenden Artikel wird über den Bau eines klassischen Spektrographen und die ersten Tests berichtet.
Beim Reflexionsgitterspektrografen wird das Bild eines stellaren Objekts, das sich in der Fokalebene des Teleskops befindet, durch den Kollimator in paralleles Licht verwandelt, das anschließend auf ein Reflexionsgitter fällt. Das Gitter beugt das Licht so, dass die Farben (Wellenlängen) des Lichts in verschiedene Richtungen reflektiert werden. Hier muss dann ein abbildendes Element (Auge, Kamera oder ähnlicher Detektor) in den Strahlengang gebracht werden und schon ist das Objekt in seinen Farben zu sehen. Jeder kann übrigens dieses faszinierende Farbenspiel beim Betrachten einer CD sehen. Durch Drehen des Gitters können die einzelnen Wellenlängenbereiche gezielt auf dem Detektor durchgefahren werden. Das zeigt die Abbildung 1. In meinem Falle ist eine CCD-Kamera (Audine mit KAF 401EChip) auf der 45 Grad -Achse fest montiert (Abb. 2). Der Spektrograf ist ohne Spalt unter Verwendung von zwei 135-mmFotoobjektiven konstruiert. Die Abbildung 3 zeigt den Einsatz am Teleskop (5-ZollMN58) mit Laptop und Kamerakühlung. Das verwendete Gitter (Dichte der beugenden Linien 1.200 / mm, Fläche 25 mm 25 mm) und die Optik definieren, welche Auflösung und Dispersion der Spektrograf besitzt. Um das Gerät zu kalibrieren (Feststellung der Dispersion) bedient man sich einer Lampe, die definierte und scharfe Emissionslinien ausstrahlt. Die einfachste Lösung ist die Benutzung einer rötlich leuchtenden Glimmlampe, welche das NeonEmissionsspektrum zeigt. In der Abbildung 4 ist ein Spektrumsausschnitt gezeigt. Die Emissionslinien sind scharf abgebildet. Damit kann nun die Wellenlängenskala kalibriert und die Dispersion sowie das
Abb. 1 (oben): Prinzipskizze des verwendeten Gitterspektrografen
Abb. 2: Fertig gebauter Spektrograf mit Kollimator, Gitter, Kameraobjektiv, CCD-Kamera und Sucher.
Abb. 3: Einsatz am Teleskop
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92 S P E K T R O S K O P I E
Diese zeigt eine dermaßen große Linienfülle
(vgl. Abb. 6), dass dafür Auflösungen über
15.000 benötigt werden. Das Einsatzgebiet
wird also die Beobachtung früher Sterne
sein (Spektralsequenz O bis F).
Als erstes stellares Testobjekt wurde
CMa (Sirius), ein A1V-Stern, ausgewählt.
Wegen seiner Helligkeit sollte er leicht
beobachtbar sein, ohne dass beim ersten
Abb. 4:
Test lange Belichtungszeiten erforderlich
Emissionsspektrum des Neons (Glimmlampe). Die Abszisse ist in Pixelnummern
sind. Ein auf das Kontinuum normierte
angegeben, da das Spektrum nicht kalibriert ist. Die Ordinate ist die Intensität in
Spektrum des Sirius im blauen Bereich
ADU der CCD-Kamera.
der H- und H-Linie zeigt die Abbildung
7. Neben den beiden breiten, dominan-
ten Wasserstofflinien der Balmerserie
sind auch viele weniger ausgeprägte
Metalllinien zu sehen.
Welche Einzelheiten aus den gemessenen
Spektren herausgeholt werden können zeigt
die Abbildung 8. Hier wurde der Bereich
der Wasserstofflinie H im Sirius-Spektrum
durch eine aufwändigere Bearbeitung
mit speziellen Auswertungsprogrammen
gespreizt und auf das Kontinuum normiert.
Der Vergleich mit einem professionel-
Abb. 5:
len Spektrum aus der Literatur [2] führt
Ausschnitt aus dem Spektrum der Sonne. Oben: Intensitätsverlauf (Abszisse in
zu dem verblüffenden Ergebnis: Sogar
Pixelnummern, Ordinate in ADU). Unten: der fotografierte Spektrumstreifen.
die schwachen Linien sind an der richti-
Dominierend im Spektrum sind die beiden Ca II-Absorptionslinien K und H in der gen Stelle (Wellenlänge) zu finden. Das
rechten Hälfte.
Beispiel zeigt sehr schön, dass auch mit
einfachen Amateurmitteln befriedigende
Auflösungsvermögen des Spektrographen Sogar über radiale Pulsationen und die Resultate erzielt werden können.
experimentell ermittelt werden. Die expe- Rotationsgeschwindigkeit lassen sich Nach diesen ersten Schritten eines
rimentell bestimmte Halbwertsbreite der Erkenntnisse gewinnen.
Anfängers ergab sich eine intensive E-
roten Neon-Emissionslinien beträgt = Ist die Dispersion des Gerätes bekannt Mail-Korrespondenz mit Mitgliedern
0,8 Å. Damit berechnet sich das praktische und mindestens eine Linie im gemesse- der FG Spektroskopie in der VdS [3],
Auflösungsvermögen im roten Licht zu nen Spektrum identifiziert, lässt sich das die eine sehr große Hilfe war. Die
R = / = 8.000. Aus den Abständen der gesamte Spektrum kalibrieren, d. h. den Diskussionsthemen waren die optimale
Linien bekannter Wellenlänge berechnet PixelnummernwirdeineWellenlängenskala Aufnahmetechnik, die Datenreduktion
sich die Dispersion zu 0,39 Å/Pixel = zugeordnet. Sind zwei Linien identifiziert, (Spektrengewinnung aus Rohdaten), die
43,2 Å/mm. Das Spektrum auf dem 768 kann das Spektrum
Pixel langen CCD-Chip umfasst einen mit diesen bei-
Wellenlängenbereich von 300 Å.
den Linien direkt
In der Abbildung 5 ist ein Ausschnitt kalibriert werden,
des Sonnenspektrums zu sehen. Hierbei ohne Kenntnis der
wurde ohne Teleskop mit nur einer 5-µm- Dispersion. Dies ist
Lochblende im Kollimator-Fokus gearbei- in der Abbildung
tet. Die Lochblende wurde mit direktem 6 gezeigt. Hier
Sonnenlicht beleuchtet. Im Spektrum fin- wurde das bekann-
den sich die als Fraunhofer-Linien bekann- te Dublett der
ten Absorptionslinien [1]. Die Atome Na-Linien (in der
und Ionen in der Photosphäre der Sonne Mitte des Sonnen-
absorbieren aus der Kontinuumsstrahlung Spektrums) zur
Photonen definierter Wellenlängen. Im Kalibrierung ver-
Spektrum verraten sich die Fraunhofer- wendet.
Linien durch dunkle Stellen im Spektrum. Mein Spektrograf
Die Gesamtheit und das Profil der ist als mittelauf-
Linien lassen detaillierte Aussagen lösendes Gerät Abb. 6:
über die chemische Zusammensetzung weniger für die Kalibrierter Spektrumsausschnitt der Sonne mit dem
der Gashülle des beobachteten Sterns Untersuchung der Na-Liniendublett
zu, auch über Druck und Temperatur. Sonne geeignet. (Abszisse: Wellenlänge in Å, Ordinate: normierte Intensität).
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men. Die Aufspaltung jeder Linie in 2
Minima lässt sich ausmessen. Die mitt-
lere Aufspaltung beträgt im dargestellten
Spektrum für die H- und die beiden Si-
Linien (2,9 +- 0,1) Å, was nach der Doppler-
formel einer Radialgeschwindigkeits-
differenz beider Sternkomponenten von
(132 +- 5) km/s entspricht (Literaturwert
130 km/s, [5]). Dieser Effekt ist nur sicht-
Abb. 7:
bar, wenn die spektrale Auflösung des
Normiertes Spektrum des Sirius im blauen Spektralbereich (Abszisse: Wellenlänge
Systems aus Spektrograf und Detektor
in Å, Ordinate: normierte Intensität). Dominierend im Spektrum sind die Balmer-
ausreicht und das optische System gut jus-
Linien des Wasserstoffs.
tiert und fokussiert ist. Die Beobachtung
der Linienaufspaltung von Mizar ist des-
halb für viele Amateur-Spektroskopiker
Interpretation der Ergebnisse und die Die Abbildung 11 zeigt die A-Komponente eine Herausforderung. Näheres dazu siehe
Beobachtungsprogramme. Eines ist sicher: des Mizar, einem spektroskopischen auch in [6].
Ohne die differenzierte Hilfe wäre es dem Doppelstern. Mizar ist ein visueller Die vorstehend beschriebenen Beispiele
Verfasser unmöglich gewesen, so schnell Doppelstern, bestehend aus der A- und der geben einen kleinen Einblick in die viel-
in die Sternspektroskopie einzudringen. schwächeren B-Komponente. Jede der bei- fältigen Möglichkeiten der optischen
Einige praktische Ergebnisse aus dieser den visuell unterscheidbaren Komponenten Sternspektroskopie. Bereits mit einem ein-
Zeit des Diskussions- und Lernprozesses ist für sich ein ,,spektroskopischer Doppel- fachen Spektrografenselbstbau lassen sich
zeigen die Abbildungen 9 bis 11.
stern", deren Doppelsterncharakter bisher komplexe Vorgänge in den Atmosphären
Die Abbildung 9 dokumentiert die breite nur spektroskopisch festzustellen ist. Das und den umgebenden Gaswolken von hei-
photosphärische H-Absorptionslinie von obere Spektrum wurde am Abend des ßen massereichen Sternen beobachten, die
Dra im Bereich von 4.845 bis 4.875 Å. 19.9.2005 aufgenommen. Ein Tag später sich in variablen Intensitäten und Formen
Darin ist um 4.861 Å eine Emission ein- (unteres Spektrum) hat sich das Spektrum von Emissions- und Absorptionslinien auf
gebettet, die in der den Stern umgebenden deutlich geändert. Die H-Linie, die FeII- der Zeitskala von Tagen bis Jahren zeigen.
Gasscheibe entsteht.
Linie bei 6.456 Å und die beiden Si-Linien Hier steht dem Amateur ein unerschöpf-
Das typische Emissionslinienspektrum des bei 6.347 und 6.371 Å sowie eine nicht liches und hochinteressantes Arbeitsgebiet
Be-Sterns P Cyg zeigt die Abbildung 10. identifizierte Linie bei 6.483 Å sind jetzt offen, in dem er seinen individuellen Platz
Die starke Emission bei 6.563 Å wird doppelt!
finden und wissenschaftliche Beiträge lie-
durch angeregte Wasserstoffatome erzeugt Diese Linienaufspaltung wird durch den fern kann.
(H-Linie), die Emission bei 6.678 Å Dopplereffekt bewirkt. Sie tritt alle 20,5 Nach einem Jahr intensiven Lernens,
stammt von angeregten Heliumatomen Tage auf, wenn die beiden Sterne in Phase Sammelns von Erfahrungen und Aha-
(He I). Direkt links (blauseitig) der beiden 0 stehen, d. h. also ein Stern auf uns Erlebnissen bin ich mittlerweile in der
Emissionslinien sind scharfe Absorptionen zukommt und der andere sich von uns Lage, an den Beobachtungsprogrammen
zu erkennen, das Markenzeichen der P- wegbewegt. Genau zu diesem Zeitpunkt der FG Spektroskopie mit zuverlässi-
Cyg-Linienprofile. Dies ist im Detailbild wurde das untere Spektrum aufgenom- gen Messungen aktiv teilzunehmen,
von Abbildung 10 noch besser zu sehen.
Die P-Cygni-Sterne besitzen eine ausge-
dehnte und expandierende Gashülle, in
der das Licht des zentralen Sterns teil-
weise wieder absorbiert wird. Wegen der
in der Sichtlinie auf uns zu gerichte-
ten Bewegung des Sternwinds wird die
Absorption gegenüber der Emission,
die in der sternnahen Gashülle entsteht,
durch den Dopplereffekt blauverscho-
ben. Aus der Wellenlängendifferenz
von Emissionsmaximum und Absorp-
tionsminimum lässt sich die relative Ex-
pansionsgeschwindigkeit des Sternwinds,
bezogen auf die emittierenden Gasregionen
in Sternnähe, ermitteln. Aus meinen
Spektren (Beobachtungszeitraum Oktober
und November 2005) lässt sich diese
Differenz zu durchschnittlich (4,6 +- 0,1) Å
bestimmen, was nach der Dopplerformel Abb. 8:
eine relative Expansionsgeschwindigkeit Vergleich des normierten Spektrums des Sirius um H mit einem Spektrum aus der
von vR = (/) · c = (211 +- 5) km/s ergibt. Literatur.
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Abb. 9: Bereich der H-Linie bei 4.680 Å von Dra: Die breite photosphärische Absorptionslinie zeigt eine eingebettete Emission, die von der den Stern umgebenden Gasscheibe erzeugt wird (Abszisse: Wellenlänge in Å, Ordinate: normierte Intensität).
eigene Arbeitsthemen zu erkunden und meine apparative Ausrüstung und ihre Möglichkeiten sukzessive zu verbessern. Es ist ein kontinuierlicher Lernprozess und deshalb ist diese Freizeitbeschäftigung immer spannend wie ein Krimi. Der nächste Quantensprung wird der regelmäßige Einsatz eines höher auflösenden Spaltspektrographen (R = 17.000) am 14Zoll-Teleskop der Sternwarte des Vereins der Amateurastronomen des Saarlandes e.V. sein, der hoffentlich ab Sommer 2006 realisiert werden kann.
Literaturhinweise [1] H. Scheffler, H. Elsässer,1994:
,,Physik der Sterne und der Sonne", Bibliographisches Institut AG, Zürich [2] J. B. Kaler, 1994: ,,Sterne und ihre Spektren: astronomische Signale aus Licht", Spektrum Verlag, Heidelberg, Berlin, Oxford [3] Internetseite der Fachgruppe Spektroskopie der VdS (Einführungen, Übersichtsartikel, Links): http://pollmann. ernst.org/ [4] Spektroskopie-Artikel im VdS Journal für Astronomie: http://www.astronomie. de/fachbereiche/ spektroskopie/vds/index.htm [5] C. H. Fehrenbach, L. Prevot, 1961: ,,Vitesse radiales et elements orbiteaux de Ursae majoris", Journal des Observateurs 44, 83 [6] B. Stober, 2005: ,,Der Mizar-Test", Sterne und Weltraum 6/2005, 64
Abb. 10: Spektren des Be-Sterns P Cyg um die starke Emission bei H (6.563 Å) und der HeI-Linie bei 6.678 Å. Aufnahme am 30.10.2005, 21:45 UT. Einsatzbild: Vergrößerte Darstellung aufgenommen am 8.11.2005, 22:00 UT. Deutlich ist das typische P Cyg-Profil mit der scharfen blauverschobenen Absorption neben der Emission zu sehen.
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Abb. 11: Aufspaltung der Absorptionslinien von Mizar (A-Komponente) durch den Dopplereffekt. Aufnahmen vom 19./20.9.2005.
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Bestimmung des Zeitpunktes von Sternbedeckungen mit ,,Scenalyzer LIVE"
von Frank Schaffer
Seit einiger Zeit beschäftige ich mich intensiver mit Sternbedeckungen - hauptsächlich durch den Mond. Anfängliche visuelle Zeitbestimmungen mit Stoppuhr und DCF77-Signal führten schnell zu dem Wunsch diese Vorgänge auch aufzuzeichnen, um den Zeitpunkt der Bedeckung genauer (ca. 0,1 s) bestimmen zu können. Diese Ereignisse nahm ich zunächst mit einer analogen Videokamera ,,Watec 120N", zusammen mit dem Zeitsignal, auf einem normalen VHS-Videorekorder auf. Bei der Auswertung war die Stoppuhr (Berücksichtigung der persönlichen Reaktionszeit) aber immer noch das bestimmende Messmittel. Prinzipiell lassen sich diese Videos aber auch direkt über einen A/D-Wandler bzw. eine Videoschnittkarte auf einen PC übertragen und mit einer Videoschnittsoftware, die Deinterlacing (Hallbbilder) und Zeitlupe erlaubt (Geschwindigkeitseinstellung: 50 %), auswerten. Diese Echtzeitlösung ist jedoch ziemlich teuer und die HardwareAnforderungen recht hoch. Nachteilig ist meiner Meinung nach auch, dass man gezwungen ist, bei Verwendung eines Time Inserter [1] [2], im Videomodus der Kamera (50 Halbbilder pro Sek.) zu arbeiten. Der Weg zu mehr Flexibilität wäre, längere Belichtungszeiten (Integrationszeiten) zuzulassen. Eine Einstellung (kameraspezifisch) von z. B. 40 / 80 ms (25 / 12,5 Bilder pro Sek.) geht natürlich auf Kosten der Zeitauflösung. An dieser Stelle sei aber bemerkt, daß eine sauber dokumentierte und objektiv reproduzierbare Zeitmessung, unter ungünstigen Beobachtungsbedingungen, die ,,nur" eine Genauigkeit von 0,1 s besitzt, denselben wissenschaftlichen Wert hat, wie eine ,,0,02 s"-Messung. Jeder Bedeckungsvorgang ist einmalig und örtlich, gerade bei streifenden Sternbedeckungen durch den Mond oder Kleinplanetenbedeckungen, nur sehr begrenzt sichtbar. Aus diesem Grund und angeregt durch einen Vortrag von Thomas Payer auf der BoHeTa 2004 (modifizierte Webcam, VirtualDub + AddFrameNumbers) suchte ich nach einer weiteren Möglichkeit objektive Zeitmessungen von Sternbedeckungen durchführen zu können.
Abb. 1a: Frontansicht des A/D-Wandlers ADVC-55
Abb. 1b: Rückansicht des A/D-Wandlers ADVC-55
Dabei standen folgende Wünsche im Vordergrund: · direkte Aufzeichnungsmöglichkeit
eines Videos mit PC bzw. Laptop (einfacheres Handling, Kontrolle während der Aufzeichnung, Verbesserung der Bildqualität) · Variation der Belichtungszeit unter Beibehaltung der Auswertemöglichkeit · eine geeignete Software zur objektiven Zeitbestimmung und Fehlerabschätzung · nachträgliche Überspielmöglichkeit von vorhanden analogen Bedeckungsvideos mit DCF77- Signal (ohne Zeiteinblendungen) auf den PC und deren Auswertung · komfortable Möglichkeit der Archivierung (Festplatte, CD, DVD,...)
Beispiel 1
Analog / DV (Digitalvideo) - Wandlung Um den analogen Datenstrom für die Aufzeichnung auf einem PC zu digitalisieren, muss ein A/D-Wandler zwischen Kamera und Computer geschaltet werden. Es ist dabei unbedingt notwendig, daß das Gerät den Videostrom in Echtzeit (DV-Standard = 25 Vollbilder pro Sek.) digitalisiert und eine Locked Audio Unterstützung bietet, d. h. das ein unbegrenzter Capturevorgang ohne zeitlichen Audioversatz des DCF77-Signals möglich ist. Die aus dem professionellen Bereich stammende ADVC-Serie von Canopus, hier besonders der ADVC-50 als Einbaugerät (Steckkarte) oder der ADVC-55 als trans-
Tc 0:00:11:15 - Tc 0:00:01:24 = 0:00:09:16
mit (16 Bilder 0,040 s = 0,64 s):
Stern nur ca. 50 % der Helligkeit auf dem ersten Bild:
Ton auf 4 aufeinander folgenden Bildern:
Zeitdifferenz zum nächsten Minutenbeginn:
Fehler ,,Sternhelligkeit":
Fehler ,,Ton":
9,64 s +0,02 s - 0,01 s
9,65 s +- 0,01 s +- 0,005 s
Gesamt :
9,65 s +- 0,015 s
Beispiel 2
Tc 0:00:11:15 - Tc 0:00:01:23 = 0:00:09:17 mit (17 Bilder 0,040 s = 0,68 s ): Sternhelligkeit nicht reduziert => Berechnung mit Tc 0:00:01:23 Ton auf 3 aufeinander folgenden Bildern: Zeitdifferenz zum nächsten Minutenbeginn: Fehler ,,Sternhelligkeit": Fehler ,,Ton":
Gesamt :
9,68 s
-0,02 s
9,66 s
+- 0,01 s
+- 0,005 s
9,66 s +- 0,015 s
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Abb. 2: Darstellung einer Szene mit 3 Vorschaubildern (oben) und Filmstreifen-Ansicht (unten) mit grafischer Tonspur (Bildanzahl einstellbar).
portables Gerät, sind dafür geeignet. Der Canopus HardwareCodec gilt qualitativ als einer der besten und erzeugt für jedes Bild einen TimeCode, der später durch ,,Scenalyzer Live" dargestellt und für die Auswertung benötigt wird. Die Anschlüsse der Signale (Video und DCF77) sind beim ADVC-55 frontseitig über Cinchbuchsen und rückseitig (zum PC) über Fire Wire IEEE 1394 realisiert (Abb. 1). Weitere Informationen, technische Daten und Preise über die ADVCSerie unter [3] und [4].
Aufzeichnung, Auswertung und Bearbeitung mit ,,Scenalyzer Live" Dieses Video-Capture-Programm lässt sich nach dem Herunterladen aus dem Internet [5] als Testversion problemlos in einem Verzeichnis, ohne jegliche Installationsroutine, einrichten. Bei Erfüllung der Systemvoraussetzungen ist das Programm ohne lange Ladezeit sofort bereit. Sind Kamera und DCF77Empfänger eingeschaltet, erscheint das Bild sofort im Live-Monitorfensters (oben links, zoombar, aber in Abb. 2 nicht aktiv)
VdS-Journal Nr. 20
und das Zeitzeichen wird akustisch hörund optisch sichtbar. Außerdem beginnt der TimeCode zu laufen. Vor Beginn der Aufnahme sollten aber noch ein paar Einstellungen vorgenommen werden. Zum Beispiel der Dateityp und das Zielverzeichnis bzw. ein Festplattengeschwindigkeitstest (s. Handbuch [5]). Nach der Aufnahme (ca. 225 MB / min.) kann sofort mit der Bearbeitung begonnen werden. Dazu gibt es verschiedene Steuerungsmöglichkeiten (blaue Zeile) bis zur Einzelbildweiterschaltung. Erleichtert wird die Identifizierung der Aufnahmen (Szenen), wenn man zusätzlich mit einem preiswerten DCF77-Inserter (z. B. VZ100 von ELV) arbeitet. Dann werden Datum und/oder Zeit (Stunde und Minute) in jedes Bild eingeblendet (Bildecke wählbar). Alternativ kann man diese Angaben im Dateinamen und/oder der Kommentartextzeile der Szene ablegen. Man muss sich dann allerdings einen Minutenanfang der Aufzeichnung notieren, um den Bezugspunkt für die absolute Zeit zu bekommen.
Für die Auswertung (Zeitbestimmung) wird jetzt das Bild gesucht, bei dem der Stern am Mondrand ein- bzw. austritt. Der Timecode (tc) des Bildes wird notiert. Analog verfährt man mit dem Beginn des nächsten DCF77-Tonimpulses (Länge: 100 ms) nach der (nicht gesendeten) 59. Sekunde (Minutenanfang). Da man die Minute kennt, kann man aus der Differenz der beiden Werte des Timecodes den absoluten Zeitpunkt des Ein- bzw. Austritts bestimmen. (siehe auch Abb. 3) Der Timecode hat das Format ,,h : mm : ss : Bild-Nr.". Die Bild-Nr. wird von 0 bis 24 gezählt (DV = 25 Bilder/Sek.), wobei jedes Vollbild somit einer Länge von 40 ms entspricht. Bei einer im Videomodus eingestellten Kamera (50 Halbbilder/Sek.) wird automatisch aus zwei Halbbildern ein Vollbild generiert. Bei z. B. 80 ms Integrationszeit der Kamera wird dann entsprechend zweimal dasselbe Bild abgespeichert, daran zu erkennen, daß sich erst bei jedem zweiten Bild der Aufnahmesequenz das (optische) Rauschmuster ändert. Abschließend kann man mit verschiedenen Schnittfunktionen die Szene auf
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Abb. 3: Szenenanalyse des Austritts eines Sterns am Mondrand, Bildfolge (oben) und Tonspur (unten) - schematisch dargestellt
Mindestlänge kürzen und somit sehr komfortabel archivieren. Dabei wird eine neue avi-Datei erzeugt. Eine nähere Beschreibung des Programms und deren Funktionen ist unter [5] und auch selbsterklärend direkt auf der Benutzeroberfläche des Programms zu finden.
Fehlerabschätzung der Messwerte Für die Zeitermittlung und Fehlerabschätzung der Messwerte sollen die Beispiele in der Abbildung 3 dienen. Ausgehend von der Tatsache, daß ein Stern innerhalb der Integrationszeit verschwindet oder wieder sichtbar wird, kann man aufgrund eines Helligkeitsabfalls von ca. 50
% den tatsächlichen Bedeckungszeitpunkt auf ca. die Hälfte der Integrationszeit bestimmen (s. Beispiel 1). Das Erkennen eines Helligkeitabfalls von ca. 25 % oder 75 % ist für schwächere Sterne aber nicht mehr praktikabel, da diese im Vergleich zu dem unmittelbar vorherigem oder folgendem Bild der Szene kaum zu erkennen ist. Es sei denn, der Stern ist hell genug. Nur in diesem Fall wird man wohl die nächst geringere Integrationszeit gewählt haben oder sowieso schon mit der kleinsten Integrationszeit arbeiten. Somit ergeben sich für 50 % Lichtabschwächung Werte von 20 ms +- 10 ms (40 ms +- 20 ms) bei 40 ms (80 ms) Integrationszeit. Der Einfluss einer evtl. Helligkeits-Szintillation ist aus
einer Bildfolge der Szene abschätzbar. Auf der anderen Seite lässt sich, unabhängig von der eingestellten Integrationszeit, die Anbindung an die Zeit (Minutenanfang) mit einer Genauigkeit von +- 5 ms ermitteln. Zusammenfassend sollen noch die Berechnungen für die Zeiten und Toleranzen in den in der Abbildung 3 angegebenen Beispielen gezeigt werden. Der Timecode tc bezieht sich immer auf das vorhergehende Bild. Die Integrationszeit beträgt 40 ms. Erste ausgewertete Beobachtungen (Reduktionswerte (O-C) vom ILOC) bestätigen die Synchronität von Bild- und Tonsignal bei der A/D-Konvertierung. Diese Werte haben sich im Vergleich zu den vorher mit der Stoppuhr gemessenen und anschließend gemittelten Zeiten, wie erwartet, nur leicht verbessert. Die Gründe liegen natürlich in der (Un-)Genauigkeit des Mondrandprofils gerade in äquatornahen Gebieten und der ungleichförmigen Mondbewegung. Die Einschränkung, daß der Eintrag für den Export-File im Programm LOW (Lunar Occultation Workbench) nur Zeiten mit 0,1 s Genauigkeit zulässt, sollte aber auch aufgehoben werden. Für Rückfragen stehe ich interessierten Sternfreunden gerne zur Verfügung, zumal sicherlich nicht alle Aspekte bei der Auswertung angesprochen wurden und dieser Artikel für das Journal gekürzt werden musste.
Internet-Links [1] www.pdfsystems.com/kiwiosd.html [2] www.astronik.de [3] www.digitalschnitt.de [4] www.canopus.de [5] www.scenalyzer.com
UV Ceti - Sterne
Von Markus Schabacher
Warten auf einen erneuten Helligkeitsanstieg. Wird er heute stattfinden? Oder beim nächsten mal, oder eventuell sehr lange Zeit gar nicht? Diese Fragen gehen einem wahrscheinlich durch den Kopf, wenn man einen UV-Ceti-Stern in seinem Okular anvisiert. Es kommt auch relativ häufig vor, dass man den Veränderlichen schon in seiner Maximalhelligkeit vorfindet oder er sich gerade noch im Abstieg zu seiner Minimalhelligkeit befindet. Unter
den so genanten Ausbrüchen versteht man größere Flares über der Photosphäre, die bis in die Korona des jeweiligen Sterns reichen. Um die Abläufe dieser Objekte zu verstehen, muss man sich erst einmal die Prozesse auf der Sonne vor Augen halten.
Bei unserem Zentralgestirn hat man heutzutage eine gute Erklärung, warum es dort zu den Flares kommt. Bei der Sonne entsteht ein Flare in folgender Weise:
In der so genannten Overshoot-Region, die zwischen dem radiativen Kern und dem Boden der Konvektionszone liegt, entstehen so genannte ,,Flussröhren", die aus gebündelten Magnetfeldlinien bestehen. Diese ,,Röhren" sind im Plasma regelrecht eingebettet. Nun genügt aber schon ein kleiner ,,Schubs", z. B. durch eine adiabatische Störung, um einen Teil der Flussröhre in die Konvektionszone zu heben und sie mit Hilfe des konvektiven Plasmas nach
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Abb. 1: V597 Cas am 4.5.2000
Abb. 2: V597 Cas am 8.1.2006
Abb. 3: AD Leo am 14.6.2005
oben zu bringen. Die Instabilität, die zum Auftrieb des Flussröhren-Abschnittes führt, nennt man auch die Parker-Instabilität. Das angehobene Teil der Flussröhre stößt irgendwann durch die Photosphäre, dort entstehen dann die für uns sichtbaren Sonnenflecken. Aus den größeren, bipolaren Flecken, strömen die Magnetfeldlinien durch die Chromosphäre bis in den Bereich der Korona, wo es gelegentlich zu Kurzschlüssen kommen kann, die letztlich die Flares erzeugen!
Es gibt zwei bekannte Arten von solaren Flares: 1. Kompakte Flares, dabei leuchtet ein
Bogen in der Korona auf und kühlt sich schließlich durch Strahlung wieder ab. 2. Two-Ribbon-Flares, die sich durch Kaskaden von emporsteigenden Bögen innerhalb der Korona bemerkbar machen. Durch Umwandlung von magnetischer in
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Abb. 4: AD Leo am 1.5.2005
thermische Energie und dadurch erhöhten Emissionen zeichnet sich der ,,Motor" der Flares aus. Das Material des Magnetfeldes kommt aus der Chromosphäre, und wird durch ,,schnelle Elektronen" mit herausgelöst (,,chromosphärische Evaporation"). Bei anderen Objekten ist man sich über den Erzeugungsmechanismus noch nicht so sicher, da bei ihnen auch größere Flecken in der Nähe der Polkappen festgestellt wurden. Auch müssen bei den UV-Ceti-Sternen entweder größere oder prozentual mehr Stern-Flecken existieren.
Lichtkurven Bei den Lichtkurvenformen kennt man zwei Typen: · Typ I: Der Anstieg der Helligkeit ist
extrem schnell, in wenigen Sekunden oder Minuten erreicht die Helligkeit das Maximum. Der Abstieg dauert dagegen
10 Minuten bis 2 Stunden. · Typ II: Der Anstieg sowie der Abstieg
sind um das Zehnfache langsamer. Man findet diese UV-Ceti-Sterne häufig und in großer Zahl in so genanten T-Assoziationen. Man hat schon sehr früh herausgefunden, dass bei den Flare-Sternen eine ,,aktive" Zeit und ein ,,Aktivitätsminimum" existiert, das auch von unserer Sonne bekannt ist. Bei dem Prototyp ,,UV Ceti" (2,7 pc Entfernung) hat man festgestellt, dass er im Aktivitätsmaximum alle 7 Stunden einen Ausbruch hat. Der Zyklus der Aktivität dieses roten Zwergsterns beträgt rund 6 Jahre. Ebenfalls hatte man bei diesem Stern im Jahr 1952 einen Strahlungsanstieg um das 75-fache innerhalb 20 Sekunden gemessen. Nun zu den UV-Ceti-Objekten, die sich in meinem Programm befinden. Es sind zwei zirkumpolare Sterne: CF UMa und V597 Cas.
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V597 Cas befindet sich 9 Bogenminuten von NGC 743 entfernt. Er besitzt eine Helligkeit von 10,1 bis 13,2 mag in B. Seine genauen (2000.0)-Koordinaten laut GCVS sind: 01h 59m 42,9s und +60 Grad 14' 44''. Der genannte Spektraltyp ist typischerweise M. Er hat sehr gute Vergleichsterne in unmittelbarer Nähe und ist leicht aufzusuchen. Kleinere Ausbrüche sind bei V597 Cas nicht selten, im Normalfall zwischen 0,4 und 0,7 mag. Bisher hatte ich nur einmal das Glück einen größeren Helligkeitsanstieg zu beobachten. Am 4.5.2000 beobachtete ich einen plötzlichen Anstieg von bis zu 0,8 mag innerhalb von drei Minuten. Den Abstieg beobachtete ich 1,5 Stunden, wobei die Helligkeit bis zu 0,5 mag zurück gefallen war. Diese schnellen Helligkeitsanstiege sind wie oben schon erwähnt, Lichtkurven-Formen vom Typ I (s. Abb. 1). Als nächstes gibt es noch eine aktuelle Beobachtung vom 8.1.2006, wo sich in der Form der Lichtkurve eine Überraschung zeigt. Der langsame Abstieg, gefolgt von einem schwachen, langsamen Aufstieg, wo es doch normalerweise bei V597 Cas eher zu schnelleren (man kann schon sagen aggressiven) Reaktionen, kommt (s. Abb. 2). Aber da es sich bei Flares um explosive Reaktionen handelt, gibt es dort logischerweise keine Symmetrien.
CF UMa Bei CF UMa hatte ich bisher weniger Glück gehabt. Bei allen Beobachtungen bemerkte ich keine Helligkeitsveränderung. Nun glaube ich, dass sich zumindest in der Zeit meiner Beobachtungen, CF UMa in keinem
Aktivitätsmaximum befunden hat. Ob es gar ein Aktivitätsminimum war, kann man anhand der großen Beobachtungslücken, die zwangsläufig entstehen, nicht bestimmen. Seine eingetragenen Daten im GCVS lauten: 11h 52m 41,8s und +37 Grad 47' 57'' (2000.0). Die Amplitude (Helligkeit): 8,5 - 12,0 mag in V. Bei der minimalen Helligkeit sind die Angaben laut GCVS noch unsicher! Als nächstes folgt ein Stern aus dem Sternbild Löwe:
AD Leo Seine Rektaszension und Deklination (2000.0) betragen 10h 19m 38,0s und +19 Grad 52' 13''. Die Amplitude (Helligkeit): 8,07 - 11,0 mag in B. Der Spektraltyp ist M 4.5 ve. Bei diesem Stern fällt mir ständig ein ,,verlangsamter" An- und Abstieg auf (verlangsamt im relativen Sinne). Auf den nachfolgenden Lichtkurven erkennt man diese Eigenschaft recht gut (s. Abb. 3). Hier können wir nun feststellen, dass AD Leo mehr Typ-II-Lichtkurven besitzt als vom Typ-I. Am 14. bis 15.6.2005 beobachtete ich eine für AD Leo typische Aktivität, wogegen am 1.5.2005 eine ergiebige Amplitude von 2 mag erkennbar ist (s. Abb. 4).
V1402 Ori Zu guter letzt habe ich mit V1402 Ori einen neuen UV-Ceti-Veränderlichen in meinem Programm aufgenommen. Er hat sage und schreibe eine Helligkeit von 6,73 bis 14,02 mag in U! Seine (2000.0)-Position ist laut GCVS: 05h 40m 16,1s und +12 Grad 39' 00''.
Er befindet sich 3 Grad nördlich von Ori (Heka) und knapp unter der Grenze zum Taurus. Beobachtet habe ich ihn bisher nur einmal, daher kann ich über ihn nur wenig berichten, wohl aber, dass er für sein Minimum recht viele Vergleichsterne in seiner nächsten Umgebung hat.
Amateur-Wissenschaft? Zum Abschluss dieses Artikels möchte ich aber noch darauf hinweisen, dass es sehr schwer ist aus den Amateur-Beobachtungen wissenschaftlich bedeutungsvolle Ergebnisse zu erzielen, da man diese wunderbaren und spannenden Veränderlichen auf Grund der Beobachtungslücken durch das heimische Wetter nicht ständig und kontinuierlich beobachten kann. Man trägt aber durchaus dazu bei, herauszufinden, ob der Stern sich gerade in einer maximalen Phase seines Zyklus befindet und kann eventuell sogar den ungefähren Zyklus ermitteln. Letzteres wäre jedoch nur möglich, wenn man einen UV-Ceti-Stern beobachtet, der, wie bei meinen ersten beiden Beispielen, zirkumpolar ist. Aber auch so sind es spannende und abwechslungsreiche Objekte, die mir bisher recht viel Freude gebracht haben und sie werden auch weiterhin ein Schwerpunktteil meines Programms bleiben.
Literaturhinweise [1] Kholopov et al., 1985-1988: ,,GCVS
(General Catalogue of Variable Stars)", 4th edition [2] K.G. Strassmeier, 1997: ,,Aktive Sterne", Springer Verlag, 1997
VarVul 05 - Entdeckung eines neuen kataklysmischen
Veränderlichen bei M 27
von Jörg Hanisch
Mittwoch, 17. August 2005 An diesem Abend wollte ich endlich mit meinem neuen C11 das ,,first light" feiern und auch einen ersten Test der Optik an einem Stern durchführen. Nach der Arbeit wurde schnell alles im Garten aufgebaut und ich freute mich auf den Beginn der Dämmerung. Dann kam die erste Enttäuschung: Für einen Sterntest würden die Bedingungen nicht reichen, dazu war das Gerät noch nicht genug ausgekühlt. Aber wenigstens die Brennweite wollte ich doch bestimmen. So rannte ich rasch
zurück ins Haus und holte meine CCDKamera. Als Objekt suchte ich mir kurz entschlossen M 27 aus. Vielleicht konnte ich ja einen Vergleich mit anderen Bildern machen. So stellte ich schnell M 27 ein, fokussierte und machte mit angeschlossener CCD-Kamera insgesamt 30 Aufnahmen à 20 s. 13 davon konnten nicht verwendet werden. Ich hatte einfach zu hastig aufgebaut und die richtige Einnordung vernachlässigt. Aber hätte ich erahnen können was ich in den nächsten Tagen auf meinen Bildern entdecken sollte ...?
Samstag, 20. August, gegen 12 Uhr Das gibt es doch nicht! Gerade hatte ich mir ein Bild aus dem Internet geladen und mit meiner Software mit einem meiner Bilder ,,geblinkt". Was ist das denn da für ein Punkt? Zunächst einmal schaute ich auf den restlichen Aufnahmen, die ich noch hatte nach, ob es sich um ein Artefakt handelte ...negativ! Auf allen anderen Bildern war dieser Punkt auch zu sehen. Da sich der Bildausschnitt während der Aufnahmen verschoben hatte, konnte ich somit
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Mailwechsel mit W. Quester verfasste ich eine Mail, die ich dann um 19:53 Uhr an das BAV-Forum schickte. Damit war der Startschuss gefallen!
Sonntag 21. August, 21:27 Uhr Über die (baavss-alert)-Mailingliste meldet Hans-Göran Lindberg aus Schweden die Sichtung eines Objektes bei M 27. Mit dieser Nachricht meldet sich Wolfgang Renz (BAV) bei mir und bittet um weitere Angaben zur Fotometrie.
Die nächsten Tage gingen sehr turbu-
lent zu. Immer wieder versuchte ich nach
den Hinweisen von Wolfgang, meine
Fotometrie zu verbessern. Ich hatte davon
bisher soviel Ahnung wie eine Kuh vom
Fahrrad fahren.
Derweil ist Wolfgang unermüdlich im
Einsatz. Über alle möglichen Webseiten
versucht er von anderen Amateuren
Beobachtungen zu bekommen und ist auch
Abb. 1:
erfolgreich, was sich unter anderem auch
Entdeckungsaufnahme vom 17.8.2005, 20:30 UT
an den bis etwa 1.000 E-Mails zeigt, die
sein Postfach in dieser Zeit sammelte!
Artefakte sicher ausschließen.
Sonntag 21. August, 8 Uhr
Arne Henden (AAVSO) identifiziert nach
Jetzt wollte ich noch genauere Unter- Sehr früh war ich aufgestanden, um eine Durchsicht eigener Aufnahmen mit dem
suchungen anstellen. Ich astrometrierte Mail an die BAV zu schicken. Nach einem 1,55-m-USNO-FS-Teleskop aus den 1990-
meine Bilder mit Astrometrica [1]. Jetzt
hatte ich eine genaue Position (J2000):
Rektaszension 19h 59m 51,29s und
Deklination 22 Grad 42' 32,3''. Die Helligkeit
(15,8 + 0,4) mag.
Damit machte ich mich zunächst auf die
Suche nach einem eventuell bekannten
Kleinplaneten. Ich lud die aktuellsten
Bahndaten, enthalten in der MPCORB,
herunter ...nichts. Auch der Minor Planet
Checker des MPC [2] hatte keinen bekann-
ten Kleinplaneten im Umkreis.
Jetzt wurde es richtig spannend und ich
versuchte mein Glück mit der Suche in
den Vizier-Daten durch Aladin [3]. Dort
fand ich in der Nähe meiner gemesse- Abb. 2:
nen Position einen Stern im USNO B1- Lichtkurve von VarVul05 am 23./24. August (T. Vanmunster [4])
Katalog: Rektaszension (J2000) = 19h
59m 51,04s und Deklination (J2000) =
+22 Grad 42' 35,4'' und R2 = 17,31 mag. Die
Position dieses Sterns lag also etwa 3
Bogensekunden neben ,,meiner", und auch
der Helligkeitsunterschied war zu groß.
Soweit traute ich meinen Messungen schon
...ich hatte also etwas Neues entdeckt!
Schnell verfasste ich noch eine Mail an
H.-G. Diederich (BAV) mit der Bitte um
Hilfe. Am Abend dann kam eine Mail
zurück. Er konnte mir nicht, wie ich viel-
leicht erhofft hatte, weiterhelfen, riet mir
aber mich an die BAV zu wenden ...
Abb. 3:
Schematische Lichtkurve von VarVul05 (B. Hassforther [5])
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Abb. 4: Helligkeitsverlauf von VarVul 05 in eigenen Beobachtungen
er Jahren mit einer Grenzgröße von 26 mag in R einen möglichen Vorläuferstern von 22,5 mag. Die Amplitude liegt damit bei etwa 8 Größenklassen und damit handelt es sich wahrscheinlich um einen neuen kataklysmischen Veränderlichen des Typs WZ Sge. Bei Wolfgang trudeln immer neue Beobachtungen ein. Am 23. August dann die erste Erfolgsmeldung: Die AAVSO gibt die Alert-Meldung 325 heraus. Am 24. August berichtet Tonny Vanmunster (Belgien) von seinen Beobachtungen. Er konnte in der Nacht vom 23./24. August Superbuckel mit einer Periode von (0,058 + 0,003) d und einer Amplitude von 0,3 mag nachweisen. Damit erweist sich der ,,Stern" als eine neue Zwergnova vom Typ UGSU oder UGWZ. Die folgenden Tage verbrachte ich mit neuen Beobachtungen und Auswertungen der Fotometrie. Bis dann am 28. August Meldungen über eine rasche Helligkeitsabnahme auftauchten. Darauf hin richtete Wolfgang Renz eine Yahoo-Gruppe ein. Diese sollte dazu die-
nen, alle Beobachtungen zu VarVul05 - so der vorläufige Name - zu sammeln. Weitere Beobachtungsnächte folgten. Ein Highlight kam aber noch: Am 29. August gab die IAU das IAU-Circular 8591 heraus. Endlich wurde die Entdeckung damit auch ,,offiziell". In den nächsten Tagen nahm die Helligkeit von VarVul05 stetig ab. Betrug die Helligkeitsabnahme zunächst etwa 0,1 mag pro Tag, so folgte etwa ab dem 3. September ein starker Helligkeitsabfall von ca. 1,2 mag pro Tag. Am 10./11.9. wurde noch einmal ein kurzer, heftiger Helligkeitsanstieg verzeichnet. Bis Ende September ist die Helligkeit dann bis auf unter 20 mag gefallen. Bis heute gab es danach keine positive Sichtung mehr. Somit klangen die wohl aufregendsten Wochen meiner bisherigen Beobachterkarriere langsam aus. Bis zum nächsten Ausbruch von VarVul05 ... Eine Animation meiner bisherigen Beobachtungen kann hier angesehen werden: http://tinyurl.com/dnrnt.
Ohne Wolfgang Renz wäre das sicherlich ganz anders ausgegangen ...
Literaturverzeichnis [1] Astrometrica: http://www.astrometrica.at [2] MP Checker: http://scully.harvard.edu/
~cgi/CheckMP [3] Aladin: http://aladin.u-strasbg.fr/ [4] CBA Belgium: http://users.skynet.
be/fa079980/cv_2005/var_vul_05_aug_ 23.htm [5] B. Hassforther, 2006: ,,Ein neuer Veränderlicher bei M 27: VarVul05", interstellarum 43, 7
Weitere interessante Links: BAV-Webseite: http://www.bav-astro.de/sterne/
m27.shtml Helligkeitssequenz von W. Renz: http://groups.
yahoo.com/group/VarVul05/files/ Animationen von R. Jay GaBany:
http://www.cosmotography.com AAVSO-Alert-Notice: http://www.aavso.org/
publications/alerts/alert325.shtml
Bericht über die 2. Veränderlichen-
Beobachtungswoche an der VdS-Sternwarte
in Kirchheim
von Gerd-Uwe Flechsig
Wie angekündigt fand in der Zeit vom 27.8. bis 4.9.2005 zum zweiten Mal die Veränderlichen-Beobachtungs- und Urlaubswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim statt. Die Woche war sowohl als praktische Einführung für neue/unerfahrene Beobachter sowie geübte Interessenten mit ansonsten zeitlich bzw. instrumentell beschränkten Beobachtungsmöglichkeiten gedacht.
Eyck Rudolph, und Rolf Stahr auf der Sternwarte, um sich einen ersten Überblick über die Gegebenheiten vor Ort zu verschaffen. Dr. Jürgen Schulz, der Leiter der Sternwarte, erschien später, um uns das Instrumentarium zu erklären und einige orga-
Am Samstag, dem 27.8. trafen sich ab ca. 15 Uhr Karsten Alich, Gerd-Uwe Flechsig,
Abb. 1: Lichtkurve von VX Her
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Abb. 2: Die Teilnehmer beim Ausflug zur Wartburg
nisatorische Dinge zu besprechen. Von den acht angemeldeten Teilnehmern hatte der Organisator Werner Braune aus gesundheitlichen Gründen einige Wochen vorher absagen und die Leitung der Veranstaltung an mich übertragen müssen. Daher fuhr ich am Samstag Vormittag nach Berlin zu Werner und übernahm sein C8 sowie Materialien für die Lehrveranstaltungen und praktischen Beobachtungen. Rudolf Obertrifter musste aus beruflichen Gründen kurzfristig absagen. Ein weiterer Teilnehmer sagte dann noch im Laufe der Woche telefonisch ab. Der achte hatte sich ohnehin nur unter Vorbehalt angemeldet. Karsten Alich, Eyck Rudolph und ich bezogen die Zimmer auf der Sternwarte. Rolf Stahr war mit dem Wohnmobil angereist und wohnte die ganze Woche über darin. Nach dem Abendessen wurde über Vorkenntnisse und Wünsche der Teilnehmer gesprochen. Dabei stellte sich heraus, dass zwei Teilnehmer (Eyck Rudolph und ich) mit praktischer visueller Beobachtungserfahrung aufwarten konnten. Für die beiden anderen gab es daher einen Crashkurs in visueller Schätzung und Beobachtungsvorbereitung für den Fall, dass die Wolken am Himmel am ersten Abend noch aufreißen sollten. Am Sonntag Vormittag führte ich zunächst theoretisch in die Argelandersche Stufenschätzmethode ein. Nach einer Pause, die wir zu einem Blick auf die Sonne
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nutzten (die Kirchheimer Volkssternwarte macht Sonntagvormittags öffentliche Sonnenführungen) machten wir eine erste praktische Schätzübung mit Hilfe der BAVDia-Serie zum Bedeckungsveränderlichen X Tri. Trotz unterschiedlicher Vergleichssterne und deutlicher Unterschiede im Gesamtstufenumfang sahen alle Lichtkurven sehr ordentlich aus. Wir landeten alle mit unserem Minimum nahe beieinander, was angesichts der sehr unterschiedlichen Erfahrungen der Teilnehmer immer wieder verblüfft. Nachmittags stellte Kerstin Rätz verschiedene zur Verfügung stehende Karten der AAVSO zur MirasternBeobachtung vor sowie einige auf der Sternwarte vorhandene Atlanten, auf die wir im weiteren Verlauf der Woche noch öfter zurückgriffen. In der Rolldachhütte ist zu den vereinseigenen Teleskopen ein 5-Zoll-TakahashiRefraktor (128 mm / 1.040 mm) hinzugekommen. Wir bauten auch ein zweites C8 auf GP-DX-Montierung auf (gehört der VdS). Dessen motorische Nachführung sollte sich noch als sehr nützlich erweisen. Auch in der zweiten Nacht konnte das Instrumentarium wegen des teilweise bedeckten Himmels noch nicht voll eingesetzt werden. Eine begonnene Beobachtung an AT Peg blieb unvollendet. Am Montag stand ein Ausflug nach Jena und Tautenburg auf dem Programm. Nach Besichtigung des ehemaligen ZeissStandortes im Zentrum der Stadt (dort steht heute ein Einkaufszentrum) zeigte uns Eyck die Sternwarte des örtlichen astronomischen Vereins. Mit dem 6-Zoll Coude-Refraktor gelang eine schöne Beobachtung unseres Zentralgestirns an diesem sonnigen Tag. In Tautenburg konnten die meisten von uns erstmals ein richtiges Großteleskop bewundern. Zusammen mit einer Gruppe sehr rüstiger Rentner erfuhren wir während einer gut gemachten Führung viele interessante Einzelheiten zu der Thüringischen Landessternwarte. Am späten Nachmittag erfolgte durch mich eine Einführung in die Beobachtungsplanung und die dazu zur Verfügung stehenden BAV-Hilfsmittel. Mit den folgenden Rahmenbedingungen · Beobachtung bis maximal 2 Uhr · Zwei C8, ein 5-Zoll-Refraktor,
Feldstecher der Teilnehmer (1050) · Bedeckungsveränderliche des BAV-
Standardprogramms ST · RR-Lyrae-Sterne des BAV-Programms
RR gingen wir das BAV Circular für den Tag durch, suchten alle in Frage kommen-
den Veränderlichen heraus und entschieden in einem zweiten Schritt an Hand von Helligkeit, Amplitude und Lage am Himmel, welche Veränderliche wir mit welchem Instrument beobachten wollten. Die Nacht auf den Dienstag war klar und so erhielten wir von zwei Sternen (SW Lac am 5-Zoll-Tak und DH Peg am C8 von Werner) Ergebnisse. Dabei hatte ich als Leiter und unerfahrener Tutor der praktischen Veränderlichenastronomie doch etwas Schwierigkeiten, drei mögliche Sterne an drei Instrumenten zu beherrschen und gleichzeitig alles zu erklären. Von daher entschied ich mich, nur zwei Beobachtungen parallel zu betreuen. Hinzu kam die Schwierigkeit des schnellen Aufsuchens per Star-Hopping, was ja mit der Identifikation des Veränderlichen Sterns verbunden ist. Man ist nicht fertig, wenn wie bei flächenhaften Objekten ein Nebelfleckchen irgendwo im Gesichtsfeld auftaucht, sondern erst, wenn die gesuchte Konstellation aus schwachen Sternen und dem Veränderlichen gefunden wurde. Glücklicherweise war der Takahashi in der Rolldachhütte mit PC und digitalen Teilkreisen ausgestattet (,,GOTO"), was eine erhebliche Entlastung bedeutete. An den C8 kam es während der folgenden Nächte gelegentlich zum Verlust der Einstellung, was erneutes Aufsuchen und eine Lücke in der Beobachtungsreihe bedeutete. Meiner Auffassung nach war es günstig, sich an einem GOTO-Teleskop auf das Schätzen konzentrieren zu können, während man am herkömmlichen transportablen Gerät auch das Aufsuchen üben konnte. Das Aufsuchen als Leiter nicht nur selbst zu übernehmen, sondern diese wesentliche Übung für die künftigen, eigenen Beobachtungen der Teilnehmer diese selbst machen zu lassen, ist äußerst wichtig. Neben einem diesmal fehlenden Betreuungspartner ist dabei auch der mögliche Ausfall des Übenden bei der allgemeinen Beobachtung zu berücksichtigen. Jeder möchte ja auch Ergebnisse an Veränderlichen erzielen. Suchübungen können aber daneben laufen; denn zum Üben des Aufsuchens steht mit zwei C8 immerhin eines dafür zur Verfügung. Insgesamt ist das eine der wesentlichsten Aufgaben bei der Gestaltung weiterer Beobachtungswochen in Kirchheim. Denn das Problem der eigenen Veränderlichenbeobachtung liegt nicht im Schätzen, sondern im Auffinden der Veränderlichen. Dass man mit Schätzen Lichtkurven erhält, ist der erste Biss; damit dieser reicht, sollte
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auch das Finden geübt sein. Am Dienstag Vormittag übten wir die Beobachtungsauswertung anhand der Daten der vergangenen Nacht und besprachen das weitere Wochenprogramm. Am Nachmittag kamen Manfred und Kerstin erneut zu uns. Manfred führte sein CCDSeminar durch, was auch gleichzeitig als Vorbereitung für die abendliche CCDBeobachtung diente. Dafür wurde der 50-cm-Newton mit ST-8-Kamera in der Kuppel eingesetzt. Nach anfänglichen Schwierigkeiten beim Aufsuchen und Identifizieren eines bedeckungsveränderlichen Sternchens 16. Größe gelang es doch noch, ein Minimum davon zu erhalten. Parallel liefen visuelle Beobachtungen an SW Lac (Tak) und UZ Lyr (C8). Wie in allen klaren Nächten hatte Eyck seine neue SBIG-CCD-Kamera huckepack mit Teleobjektiv auf der Montierung in der Rolldachhütte angebracht und beobachtete damit parallel den selben Stern wie wir anderen visuell am Tak. In dieser und in der folgenden Nacht wurde das C8 der Sternwarte eingesetzt, weil es motorisch nachgeführt werden konnte. Desweiteren gestattete die Ausrichtung der GP-DX-Montierung per Polsucher
auch die Verwendung der Teilkreise beim Aufsuchen. Am Mittwoch-Vormittag besichtigten wir Eisenach mit der sehr schön restaurierten Wartburg. Am Abend konnten nochmals zwei Veränderliche beobachtet werden, VX Her am C8 und CM Lac am Takahashi. Am Donnerstag stellte ich am PC das Stardialsystem vor und zeigte verschiedene Möglichkeiten der Auswertung. Im Anschluss werteten wir unsere Beobachtungen vom Vorabend aus und erstellten den Beobachtungsplan für die kommende Nacht. Leider wurde es bis zur Abreise nicht mehr hinreichend klar. Nach einem Ausflug nach Weimar begannen wir am späten Freitagnachmittag noch mit der Auswertung der Ergebnisse der vergangenen Nacht. Der Samstag diente der Auswertung der Ergebnisse der letzten Nächte und der Beobachtungsplanung für die letzte Nacht sowie einem Rückblick und Manöverkritik der gesamten Woche. Nach einem ausgiebigen Frühstück traten wir am Sonntag gegen 10 Uhr die Heimreise an. Die Verpflegung haben wir in Eigenregie organisiert. Gefrühstückt haben wir stets auf der Sternwarte. Zum
Mittagessen waren wir in verschiedenen Gaststätten, entweder bei den Ausflügen oder in der Umgebung von Kirchheim. Zu Abend haben wir auf der Sternwarte gegessen, was sich als sehr günstig herausgestellt hat, da wir so schnell auf die Wetterlage reagieren konnten. Der Beobachtungsumfang war mit maximal zwei Sternen pro Nacht für mich als unerfahrenen Beobachter-Betreuer noch zu bewältigen. Immerhin hatten wir in der Beobachtungswoche wie schon im Vorjahr drei gute Nächte. Der gewählte Zeitraum Ende August/Anfang September ist bekannt für gutes Wetter und daher sicher auch in Zukunft zu favorisieren. Bewährt hat sich der fehlende Mond, welcher im Vorjahr bei der visuellen Beobachtung noch störte. Die Mischung aus Beobachtungen und Ausflugsprogramm sorgte für viel Abwechslung und hat Lust auf eine weitere Wiederholung im nächsten Jahr gemacht. Zum Schluss möchte ich Werner für die umfangreiche Vorarbeit danken, die er geleistet hat, so dass diese Woche ein Erfolg wurde.
Neues aus der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung"
Liebe Sternfreunde, das Internet hat sich ja längst als aktives Medium zur Kontaktpflege unter Sternfreunden und Informationsbeschaffung etabliert. Seit vielen Jahren existiert die Deep-Sky-Mailingliste, die sich mittlerweile als Medium für Fortgeschrittene ,,Deep-Skyler" einen Namen gemacht hat. Hier werden regelmäßig Beobachtungen von visuell beobachtenden und auch fotografierenden Sternfreunden vorgestellt. Darunter viele der bekanntesten und anerkanntesten Amateurastronomen. Neu ist die Möglichkeit der Einsicht älterer Beiträge der Mailingliste. Das neu geschaffene Archiv kann auch gezielt nach Beiträgen durchsucht werden. An dieser Stelle gilt mein Dank Marco Nelkenbrecher für die geleistete Arbeit! Wer die Mailingliste noch nicht kennt, dem empfehle ich einen Besuch bei www.fachgruppe-deepsky.de. Eine weniger auffällige Änderung ist, dass die Fachgruppe seit Oktober 2005 den Webspace der VdS nutzt. Der
Inhalt der Webseite blieb davon unberührt. In den Jahren zuvor war unsere Webseite auf dem Server der Nürnberger Astronomischen Arbeitsgemeinschaft (NAA) untergebracht. An dieser Stelle ein großes Dankeschön für diesen langjährigen Service! In diesem Heft möchte ich besonders auf die Zusammenarbeit mit der Zeitschrift ,,nightsky" hinweisen. Ziel ist die Unterstützung und Publikation des Projektes ,,Zeichnen der Messierobjekte", welches auch von astronomie.de unterstützt wird. Mehr Infos dazu im Artikel in diesem Heft. In der nächsten Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie werden wir über aktuelle Beobachtungsprojekte und über den verlauf des Deep-Sky-Treffens 2006 berichtet. Bis dahin verbleibe ich mit sternfreundlichen Grüßen.
Ihr/ Euer Jens Bohle
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Ergebnisse des Projekts ,,Zwerggalaxien" - Teil 4: Fornax-Dwarf von Wolfgang Steinicke
Abb. 1: Sylvia Lindsay (1907-1999), Entdeckerin der sphärischen Zwerggalaxien in Fornax und Sculptor
Das Projekt ,,Zwerggalaxien" der Fachgruppen ,,Deep-Sky" und ,,Astrofotografie" geht in eine weitere Runde (siehe VdSJournal für Astronomie 17 bis 19). Eigentlich sollte dieser Teil drei Objekte enthalten: die Zwerggalaxien in Fornax und Sculptor sowie NGC 3109 im Sternbild Wasserschlange (vgl. den Artikel in der Rubrik ,,Astrofotografie"). Nur für das erste Objekt liegen aber visuelle Beobachtungen vor. Zunächst einige kurze Bemerkungen zum Fornax-Dwarf, dem wohl bekanntesten System vom Typ dSph (,,dwarf spheroidal").
Sylvia Lindsay (Abb. 1) fand das Objekt 1938 auf Platten des 61-cm-BruceAstrografen des Boyden Observatory in
Süd-Afrika. Mit dem Teleskop wurde, unter der Leitung von Harlow Shapley, eine fotografische Durchmusterung des Südhimmels durchgeführt [1]. Dabei ging auch die Zwerggalaxie im Sculptor ins Netz, ebenfalls von Mrs. Lindsay 1838 entdeckt. Beide Zwerge haben ein Problem: die extrem geringe Flächenhelligkeit. Im Fall des Fornax-Systems sind dies magere 15,6 mag/arcmin2 (die visuelle Helligkeit beträgt dagegen 8,0 mag, bei einer Ausdehnung von 17' x 13'). Hier helfen nur eine schwache Vergrößerung, ein großes Gesichtsfeld und natürlich ein absolut dunkler Himmel. Die Zwerggalaxie im Fornax ist ein Sonderfall: Sie besitzt einen hellen Kugelsternhaufen! Es handelt sich um NGC 1049, entdeckt von John Herschel am 19.10.1835 während seiner Durchmusterung des Südhimmel mit dem 18,7-Zoll-Reflektor am Kap der Guten Hoffnung. Das Objekt hat eine visuelle Helligkeit von 12,6 mag und ist bereits im 6-Zöller gut zu sehen (siehe auch den Artikel von Uwe Glahn).
Visuelle Beobachtungen Rainer Töpler 11-cm-Newton, V = 15,7 (AP 7 mm), fst ~7 mag, Namibia Nach Fornax-Dwarf habe ich mit dem 11cm-Newton mal von Namibia aus geschaut. Da es sich um ein großflächiges Objekt handelt, sollte die schiere Größe der Optik ja nicht so wichtig sein. Nur indirekt ist eine große, diffuse Aufhellung zu erahnen, die in O-W oval erscheint. Sie verfließt mit den umliegenden Sternen, weswegen bei der Beobachtung eine gewisse
Abb. 2: Rainer Töplers Zeichnung des FornaxSystems (11-cm-Newton, Namibia)
Unsicherheit bleibt (Abb. 2). Bernd Gährken 17,5-Zoll-Newton, V = 50 und 200, Namibia Mit dem 17,5-Zoll-Dobson war der Fornax-Dwarf in Namibia bei 50-fach ohne Schwierigkeiten direkt als ein diffuser Glow zu erkennen. Zur Zwerggalaxie gehört ein Kugelsternhaufen mit eigener NGC-Nummer. Er ist bei 200-fach deutlich diffus. Einzelsterne waren zwar nicht zu identifizieren, doch er scheint definitiv ,,gemottelt" zu sein. Es wäre interessant diesen Kugelsternhaufen gelegentlich noch einmal mit etwas mehr Öffnung zu testen. Die Galaxie ist ja nur etwa 460.000 Lj entfernt, vielleicht ist es doch möglich ihn zu knacken. Ein eigenes Mintronbildchen mit markiertem Kugelsternhaufen gibt es unter www.astrode.de/9ds3b80n.jpg.
Literaturhinweise [1] Harv. Circ. 423, 1-11 (1837)
Deep-Sky-Paare
von Evelyn Petkow
Für mich stellt die Deep-Sky-Betrachtung auch eine Reise durch Raum und Zeit dar. Manchmal begebe ich mich, nur mit einem Fernglas ausgerüstet, auf die Suche nach fernen Galaxien. Plötzlich taucht dann wie aus dem Nichts ein winziger Lichtfleck auf. Ich stelle mir vor, welch enorme Entfernung dieses Licht zurückgelegt hat. Die Möglichkeit ein Objekt aus unserer
Milchstraße gemeinsam mit einer anderen Galaxie in einem Gesichtsfeld zu bestaunen, kann diesen Eindruck noch steigern. Die hier vorgestellten Pärchen sind lohnende Ziele für kleinere Teleskope.
M 97 und M 108 Beginnen möchte ich mit einem Paar, welches unter optimalen Bedingungen
VdS-Journal Nr. 20
schon mit einem lichtstarken Fernglas aufzuspüren ist. Unweit des Sterns Merak im Sternbild Ursa Major trifft sich der Planetarische Nebel M 97 und die 60 Mio. Lj entfernte Galaxie M 108 zu einem galaktischen Stelldichein. In meinem 8 x 56-Fernglas erscheint der 9,9 mag helle Eulennebel als winziges Fleckchen. Die nur minimal lichtschwächere Galaxie
ist, bedingt durch ihre Kantenlage, im Bino hart an der Wahrnehmungsgrenze. Das 85-mm-Spektiv, gepaart mit einem Weitwinkelokular, eröffnet mir den Blick auf ein ebenbürtiges Paar. Dem Planetarischen Nebel entlocke ich keine Strukturen. Genauso verhält es sich mit der Galaxie, die als Lichtbarren einen schönen optischen Kontrast zum runden Nebel setzt. Möchte man der nur 2.500 Lj entfernten und 12.000 Jahre alten Eule in die Augen blicken, bedarf es mehr Öffnung. Mit meinem 8-Zoll-Dobson sind sie leicht zu erkennen (Abb. 1). Die Galaxie zeigt ebenfalls erste Strukturen. Das winzige Lichtpünktchen im Zentrum ist jedoch ein Vordergrundstern der dem Betrachter ein Galaxienzentrum vortäuscht.
NGC 6939 und NGC 6946 Im Sternbild Cepheus, ca. zwei Grad südwestlich von Eta Cephei, finden wir das nächste Paar. Der offene Sternhaufen NGC 6939, sowie die Galaxie NGC 6946 betten sich in einem Meer von Sternen. Beide Deep-Sky-Objekte stehen nur 40' voneinander getrennt. Mit 3 Zoll und bei niedriger Vergrößerung erscheinen zwei diffuse Flecken ohne markanten Unterschied. Beim Betrachten sollte man sich ins Bewusstsein rufen, dass die Galaxie jedoch 4.000mal weiter entfernt ist. Mit 20 cm Öffnung werden die Unterschiede deutlich (Abb. 2). Erste Sternchen funkeln aus dem 7' großen granuliert-nebeligen Haufen heraus und lassen nur erahnen welcher Sternenreichtum sich dahinter verbirgt. Die 10' messende Galaxie hingegen bleibt bei niedriger Vergrößerung ein großer leicht ovaler Nebel ohne Struktur.
M 13 und NGC 6207 Im Fernglas ein stattlicher Ball, der sich im Spektiv zu einem der eindrucks-
Abb. 1: M 97 und M 103 (85 mm / 502 mm Spektiv, 55, Gesichtsfeld 82 Grad )
Abb. 2: NGC 6939 und NGC 6946 (200 mm / 800 mm Newton, 30, Gesichtsfeld 82 Grad )
Abb. 3: M 13 und NGC 6207 (200 mm / 800 mm Newton, 30, Gesichtsfeld 82 Grad )
Abb. 4: NGC 288 und NGC 255 (200 mm / 800 mm Newton, 30, Gesichtsfeld 82 Grad )
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vollsten Kugelsternhaufen der nördlichen Hemisphäre mausert, ist M 13 im Sternbild Herkules. Ein wahrer Gigant mit einer Ausdehnung von 200 Lj. Eine Gemeinschaft von über einer Million Sterne schickt ihr Licht auf die 24.000 Lj lange Reise. Ganz in seiner Nähe verbirgt sich die Galaxie NGC 6207. Für das Aufspüren bedarf es jedoch wesentlich mehr Öffnung. Der Dobson wurde mit einem 26-mmNagler bestückt, und so wage ich mich an den schwierigen Kandidaten heran. Mit genauer Aufsuchkarte machte ich mich ans Werk und fand erst einmal gar nichts. Aber irgendwo dort musste sie doch sein. 28' NNO von M 13. Eine Galaxie 12. Größe in Seitenansicht. Ich blendete geistig den ,,Kugelprotz" M 13 aus und konzentrierte mich auf die besagte Gegend. Plötzlich zeigte sie sich. Ganz winzig und weit entfernt. Eine 1,5' x 0,5' kleine Galaxie mit einem leichten zentralen Helligkeitsanstieg. Ein wirklich ungleiches Paar, welches mir am eindrucksvollsten das Gefühl für die Entfernungen in unserem Universum deutlich macht (Abb. 3).
NGC 253 und NGC 288 Etwas für den Astro-Urlaub sind NGC 253 und NGC 288 (Abb. 4). Mit einem lichtstarken Bino hat man die Möglichkeit eine Galaxie und einen Kugelsternhaufen in einem Gesichtsfeld zu betrachten. Die beiden trennen nur 2 Grad . NGC 253 gehört mit einer Länge von 20' zu den eindrucksvollsten Galaxien überhaupt. Sie besitzt eine Leuchtkraft von vielen Milliarden Sonnen. Da kann der Kugelsternhaufen NGC 288 natürlich nicht mithalten. Obwohl seine hellsten Sterne eine Helligkeit von 12,6 mag besitzen, lässt die Horizontnähe ihn selbst von Teneriffa aus neblig erscheinen. Leider fällt auch hier die steigende Lichtverschmutzung zunehmend ins Gewicht. In einem 3 Zöller ist NGC 253 prägnanter, als der matte Kugelsternhaufen.
Einen gänzlich anderen Eindruck hinterlässt die Sculptor-Galaxie auf einer NamibiaReise. Hier belohnt sie den Betrachter mit ihrer schönen Struktur. Im Dobson und mit 30-facher Vergrößerung passen beide Objekte gerade noch ins Gesichtsfeld. Nur einige wenige Sterne gesellen sich zu ihnen. So konzentriert sich das Geschehen gänzlich auf die beiden. Der nur 8 Mio. Lj entfernten Galaxie gelingt es auch hier dem großen grieseligen Fleck die Show zu stehlen.
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Kleine Magellansche Wolke und NGC 104 Und wie sieht es mit einem Pärchen für das bloße Auge aus? Ein kleines unscheinbares Sternbild das nur von der südlichen Erdhalbkugel aus zu erkennen ist, zieht jeden Sternfreund unweigerlich in seinen Bann. Das Sternbild Tukan beheimatet die Kleine Magellansche Wolke. Sie ist eine Satellitengalaxie unserer Milchstraße. Die 3 Grad x 2,5 Grad große ,,Begleitgalaxie" wirkt auf den Betrachter wie ein glimmendes Nebelwölkchen unterschiedlicher Dichte. Das Licht, das uns jetzt von dieser Galaxie
erreicht, hat sie vor 185.000 Jahren verlassen. Gemessen an den Dimensionen des Universums ist sie also recht nah. Nur 2 Grad westlich steht NGC 104, der zweithellste Kugelsternhaufen überhaupt. Er scheint wie ein matter Stern und bietet über einer Million Sterne ein Zuhause. Im Fernglas bilden sie die schönste Gemeinschaft der südlichen Hemisphäre. Beim Erkunden bekommen die beiden sogar ,,Nachwuchs". Im Hintergrund hält sich der kleine Kugelsternhaufen NGC 362 versteckt.
Literaturhinweise [1] FG Deep-Sky: ,,Praxishandbuch Deep-
Sky", Kosmos-Verlag [2] R. Stoyan: ,,Deep-Sky-Reiseführer",
Oculum-Verlag [3] Kepple, Sanner: "The Night Sky
Observer's Guide", Willmann-Bell Inc. [4] K. Hewitt-White, 2003: ,,Duett am
Himmel", Astronomie Heute [5] S. Brunier: ,,Meyers Großer
Sternenatlas", Meyers Lexikonverlag
Vier kristallklare Nächte unter Alpenhimmel
Teil 1: Deep-Sky-Beobachtungen auf der Silvretta-Hochalpenstraße - Die ersten beiden Nächte
von Uwe Glahn
Was zunächst ,,nur" als Teleskoptest unter ,,würdigen" Bedingungen von Rainer Mannoff und mir geplant war, endete wohl in einem der schönsten Alpenaufenthalte, die ich bis jetzt erleben durfte. Vier Nächte unter dem kristallklaren Berghimmel auf der Silvretta-Hochalpenstraße (Abb. 1) [1, 2]. Nachdem sich gutes Wetter ankündigte, sprach sich der geplante Aufenthalt schnell unter dem engsten Freundeskreis herum und so fanden sich am Abend des 27.10.2005 fünf Astroverrückte, Rainer Mannoff, Michael Kohl, Martin Schoenball, Ronald Stoyan und meine Wenigkeit auf dem Berg ein, um gemeinsam die Wunder des Sternenhimmels zu beobachten.
7,0 mag Die erste Nacht. Pünktlich zum Einsetzen der Dämmerung am großen Parkplatz der ,,Bieler Höhe" [3] angekommen, offenbarte sich mir ein dunkelblauer Himmel, der sich langsam zum tiefschwarzen Nachthimmel verändern sollte. Während Rainer und Michael bereits oben angekommen waren, verspäteten sich Ronald und Martin leicht, die Nacht sollte aber noch lang werden. Die ersten Sterne verhießen gutes. Mit einer Grenzgröße von 7,0 mag am Himmelspol sollte die Nacht noch die schlechteste der kommenden 4 werden! Einziger Wehrmutstropfen war das schlechte Seeing, mit dem wir alle zu kämpfen hatten. Für mich hieß die erste Nacht primär Abell-PN's, d. h. große, meist sehr lichtschwache Planetarische Nebel (PN) aus dem Abell-Katalog für
Abb. 1: Abendstimmung an der SilvrettaHochalpenstraße
mein Projekt [4] zu erhaschen. Erstes Objekt sollte aber der sehr reiche offene Sternhaufen (OC) NGC 6791 werden, der zusammen mit dem Sternhaufen NGC 6819 wohl zu den schönsten und reichsten offenen Sternhaufen im Bereich zwei zwischen Deneb und Vega darstellt. Ich schätze die sichtbaren Einzelsterne auf gut einhundert, wobei der OC selbst im 16Zoll-Dobson nicht völlig aufgelöst werden kann. Erster Abell des Abends sollte Abell 64 werden. Die Vermutung bestätigt sich, dass es sich hierbei nicht um einen PN, sondern um eine Galaxie handelt. Ich sehe zwar visuell keine Rotverschiebung, ohne Filter ist aber ein recht einfach zu beobachtendes, etwa 1:2 elongiertes Objekt mit aufblitzenden Stern in der Mitte zu sehen, was mit [OIII]-Filter komplett verschwindet. Am nächsten Tag zeigt sich dieser interessante Abell im 10-Zoll-Dobson zwar schwach aber eindeutig und im 14-Zöller
leicht, ohne jedoch die Elongation zu zeigen. Weiter zu Abell 83, ohne Filter ist nichts zu sehen, dafür mit [OIII]-Filter und 129-facher Vergrößerung eine sehr schwache, runde Aufhellung. Auf dem Weg zu Abell 2 liegt der offenen Sternhaufen King 2, eine Überraschung. Der OC entpuppt sich als sehr reicher Sternhaufen und wird erst bei höherer Vergrößerung überhaupt aufgelöst, ein klasse Sternhaufen. Abell 2 selbst zeigt sich als für einen AbellPN helle, runde Scheibe, die schon ohne [OIII]-Filter zu sehen ist. Die Mitte kommt mir leicht dunkler vor. Ronald versucht sich zufällig an Abell 6. Wir beide sehen unabhängig voneinander eine große, gut abgegrenzte, exakt runde Aufhellung an gleicher Stelle. Der PN ist unter so einem perfektem Himmel mit dem 14" Dobson und maximaler Austrittspupille (AP) leichter als gedacht. Ähnlich wie der riesige PN HFG 1, der sich etwa 40' nordöstlich
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von Abell 6 befindet. Der auf den POSSPlatten kaum zu sehende PN spricht sehr gut auf den [OIII]-Filter an und ist so etwas heller und größer als Abell 6 zu sehen. Weiter zu Abell 3, ohne Filter wieder nichts zu sehen, typisch für einen so schwachen PN aus dem Abell-Katalog. Im [OIII]-Filter bei mittlerer AP ist dann ein extrem schwaches, rundes Glimmen zu erkennen. Motiviert durch die erfolgreiche Beobachtung folgt ein Versuch an dem extrem schwierigen Abell 1. Um es kurz zu halten, auch nach intensiver Beobachtung bleibt dieser mir verborgen. Ähnlich wie Abell 5, bei dem ich nach einer halben Stunde Beobachtungszeit den vom Zentralstern südöstlichen Bogen des PNs meine zu erkennen. Die Beobachtung ist aber sehr grenzwertig und so recht unsicher. Genug Abells, Ronald kommt auf die verwegene Idee den hellsten Kugelsternhaufen (GC) NGC 1049 im Fornax-Dwarf, einer Zwerggalaxie unserer Milchstraße zu beobachten. Das Sternbild und das Objekt sagen mir nur im entferntesten Sinne etwas, kriecht der GC doch bei -34 Grad Deklination nur knapp über die Berge. Tatsächlich ist dann trotz grauenhaften Seeings der GC als flächiges Objekt zu erkennen, eine wie ich finde sehr erstaunliche wie auch verrückte Beobachtung. Die Nacht endet mit einem sehr spektakulären astronomischen Ereignis. Plötzlich taucht im Osten über die Berge ein auf den ersten Blick für uns alle eigenartig erscheinender Lichtschein auf. So eigenartig und fremd, dass wir alle wie erstarrt uns dieses Licht anschauen. Ronald kommt dann auf die Idee, dass es sich um den Aufgang des aschgrauen Lichtes vom Mond handeln muss. Kurz nach dieser Idee tauchen dann auch beide Hörner der beleuchteten Seite auf und es wird schlagartig hell um uns. Die zweite Nacht wird einen Tick besser als die vorige. Ich schätze die Grenzgröße in der Polregion auf 7,1 mag. Die Nacht wird wieder perfekt, eine Luftfeuchtigkeit von unter 20 % lässt die Durchsicht fast unheimlich wirken, die Milchstraße ist dermaßen strukturiert, das selbst Martin als Milchstraßenkenner überrascht ist. Ronald weist mich auf eine Erscheinung hin, die ich bisher noch nie gesehen hatte, den Gegenschein. Dieser zeigt sich recht auffällig, als faustgroße, leicht ovale Aufhellung knapp südwestlich vom Mars. Ich bin beeindruckt, wie hell doch dieses ,,Wölkchen" erscheint. Ansatzweise sind vom Gegenschein in westlicher und östlicher Richtung Abschnitte des
Zodiakalbandes zu erkennen. Dass die Nacht eine perfekte Durchsicht hat, zeigt sich zuerst im 14-Zoll-Dobson von Ronald. Das von mir vor knapp 2 Monaten so schwer visuell erkämpfte Halo von M 27 ist mit [OIII]-Filter ein einfaches Objekt. Natürlich macht M 27 selbst auch unglaublich viel Spaß. Es ist immer wieder erstaunlich, was selbst an so hellen Objekten ein guter Himmel ausmacht. Nichts desto trotz vergreife ich mich wieder an ein paar Abells. Den Anfang macht Abell 78, der mit [OIII]-Filter eine recht auffällige Erscheinung ist und in der Mitte deutlich dunkler wirkt. Irgendwie erscheint mir der Ring auch Struktur zu besitzen, die ich visuell aber nicht eindeutig festhalten kann. Abell 79 ist noch heller und bereits ohne Filter zu sehen, mit [OIII]-Filter wirkt der PN deutlich oval. Erst mal genug der Abells. Ich bekomme Lust auf Galaxien. Die ersten sind das Paar NGC 7253 A/ B (Abb. 2), auch als Arp 278 bekannt. Während sich die NGC 7253A recht hell und einfach als lange Edge-On-Galaxie bemerkbar macht, ist der Begleiter NGC 7253B doch deutlich schwächer. NGC 7393 ist die nächste Galaxie und ebenfalls im Arp-Katalog [5] als Nummer 14 enthalten. Bei hoher Vergrößerung von 360 entlockt die wunderbare Galaxie ihre sehr ungewöhnliche Hufeisenform. Es folgt das Paar NGC 274/275 (Abb. 3), wobei sich auch hier wieder unter Verwendung hoher Vergrößerung bei NGC 275 einige Details abzeichnen. Von Galaxien noch nicht genug geht es weiter zu NGC 520 (Abb. 4), eine von vielen Bildern her bekannte Galaxie, auch als Arp 157 bekannt. Der leicht abgeknickte Hauptkörper ist getrennt vom einst kollidierten Partner zu sehen. Jetzt folgt wieder ein PN, diesmal ohne Abell Nummer, NGC 1360. Ein fast perfektes Oval, dem an der südöstlichen Seite ein Teil zu fehlen scheint. Das Oval ist an dieser Stelle klar dunkler. Die letzte ArpGalaxie dieser Nacht wird NGC 1232 mit Begleiter NGC 1232A sein. Das Paar steht
Abb. 2: NGC 7253 A/B mit 16-Zoll-Newton, 140x
Abb. 3: NGC 274/275 mit 16-Zoll-Newton, 360x
Abb. 4: NGC 520 mit 16-Zoll-Newton, 240x
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leider schon sehr tief, der Begleiter ist aber auszumachen. Die Spirale von NGC 1232 erscheint jedoch flächenschwach und ist nur angedeutet zu erkennen. Letzter Abell der Nacht ist Abell 7, ein sehr großer PN, der nur mit maximaler AP und [OIII]-Filter zu sehen ist. Es zeigen sich Strukturen, die aber schwer zu fassen sind. Zusammen mit Martin taste ich mich an die feinen Strukturen des PNs heran. Uns fällt eine feine Ringstruktur, sowie ein von Westen her in den PN ragender Dunkelnebel auf. Die letzten Objekte der Nacht beobachten wir im 10-Zoll-Teleskop, mit dem wir mehr Gesichtsfeld für große Objekte erreichen. Als erstes Objekt wird der Rosettennebel mit [OIII]-Filter eingestellt. Ein Anblick, den ich so schnell nicht vergessen werde. Der Nebel zerfällt kom-
plett in einzelne, miteinander verbundene Wolken. Der Anblick ist kaum mit dem eines Fotos vergleichbar, dass überrascht mich sehr. Martin stellt aber noch ein weiteres, sehr exotisches Objekt ein. Der große Supernovaüberrest VMT 10 knapp oberhalb des Rosettennebels. Dieser ist als schwache und große Aufhellung tatsächlich im 10-Zoll-Dobson zu sehen. Vor dem ähnlich wie am Vortag erscheinenden spektakulären Mondaufgang dürfen noch ein paar helle Deep-Sky-Objekte nicht fehlen. So beobachten wir im 16-Zöller die unglaublich beeindruckenden Details im Orionnebel. Zu nennen sind zum Beispiel die zarte Brücke ,,Pons Schroeteri" die den großen Dunkelkeil ,,Sinus Magnus" überspannt, sowie die kleine, knapp südlich von den Trapezsternen stehende ,,Schnecke".
Soweit zu den ersten beiden Nächte auf der Silvretta. Zwei weitere Nächte mit noch besseren Bedingungen sollten folgen. Nachzulesen im Teil 2 des Berichtes im nächsten Heft.
Internet-Links [1] www.illwerke-tourismus.at/497.html [2] www.pizbuin-silvretta.at/fr-haupt.htm [3] www.gotodobson.de/Sternenfreunde/silv-
retta.htm [4] www.gotodobson.de/Sternenfreunde/
AbellPN.htm [5] nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Arp/Arp_
contents.html [6] http://www.sternenfreunde-eichsfeld.de
mit weiteren Zeichnungen von im Text erwähnten Objekten
Wie sieht das Objekt im Fernrohr aus?
oder: Vom ,,Zeichnen der Messierobjekte"
von Christoph Lohuis und Frank Hauswald
Abb. 1: Zeichnung von M 31
Zur Archivierung der unter freiem Himmel gewonnenen Eindrücke stehen dem ambitionierten Amateurastronomen im Wesentlichen drei Möglichkeiten zur Verfügung: das Protokollieren, das Fotografieren sowie das Zeichnen! Im Folgenden soll nun im Zusammenhang
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mit der letztgenannten Möglichkeit - dem Zeichnen - auf das auf lange Sicht ausgelegte Projekt ,,Das Zeichnen der Messierobjekte" hingewiesen werden.
Auslöser und Triebfeder dieses seinerzeit von Christoph Lohuis im Rahmen der Zeitschrift ,,NightSky" ins Leben gerufenen Projektes war es - und ist es auch heute noch, dass Zeichnungen einen (zugegebenermaßen) zwar individuellen, aber durchaus adäquaten Vergleich zur chemischen und elektronischen Fotografie leisten können. Und dies schon seit Alters her, denken wir nur an die Zeichnungen Sir William Herschels oder des Earl of Rosse. Vielleicht werden einige von Ihnen unter der Rubrik ,,Astropraxis" im Forum Astronomie.de schon einmal vom Zeichnen am Teleskop und dem Projekt ,,Das Zeichnen der Messierobjekte" gelesen haben. Nach einer kurzen Einführung zur eigentlichen Technik des Zeichnens werden hier alle bisher von Sternfreunden gefertigten und eingereichten (Messier-) Zeichnungen in ein vorläufiges (Online-) Archiv gestellt. Für all diejenigen, die jetzt zum ersten Male hiervon hören, sei diese Rubrik wärmstens empfohlen! Genauso wie die Seite von NightSky, auf der die bisherigen Ergebnisse regelmäßig veröffentlicht werden!
Aber natürlich sind es nicht ,,nur" die Messierobjekte, die es lohnt, gezeichnet zu werden! Auch Objekte des Sonnensystems oder anderer Kataloge werden gerne in dieses Archiv aufgenommen. Ist es doch unser erklärtes Ziel, diese - nennen wir sie einmal völlig unromantisch (dafür aber wissenschaftlich) - Datenmengen, letztendlich entsprechend auszuwerten und dem geneigten Amateur z. B. im Rahmen oder in Form eines Buches an die Hand zu geben. Es sei an dieser Stelle vorab festgehalten, dass mit diesem Projekt nicht etwa Konkurrenzen zu bereits bestehenden Projekten im Zusammenhang mit dem Messier Katalog geschaffen werden sollen, sondern im Gegenteil, hier nur eine Zentralisierung und Weiterverarbeitung bereits angefallener und in Zukunft hoffentlich noch stärker anfallender Rohdaten versucht werden soll. Genauso wie beispielsweise im Vergleich zur sehr nützlichen Software ,,Eye & Telescope" keine ,,analoge" Nachahmung, sondern allenfalls eine sinnvolle Ergänzung gesehen werden darf. Was heißt das nun aber im Einzelnen? Natürlich hat es um den Messier-Katalog schon immer interessante Projekte und Aufgabenstellungen gegeben, und natürlich wird es diese auch weiterhin geben. Dies zeigen schon die gegenwär-
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tigen Publikationen z. B. die Reihe ,,M wie Messier" von Thorsten Güths im ,,VdS-Journal für Astronomie" oder die ,,Objekte der Saison", veröffentlicht in der Zeitschrift ,,Interstellarum". Beiden Projekten gemeinsam sind die zum Teil sehr ausführlichen Beschreibungen der visuellen Eindrücke unter Benutzung verschiedenster Instrumente. Und erfreulicherweise findet man - neben den gelungenen Fotografien - auch immer öfters wieder die klassische Zeichnung, die dem eigentlichen visuellen Eindruck im Teleskop aufgrund ihrer indirekten Entstehung - nämlich über das Auge als Lichtempfänger - immer noch am nächsten kommt. Hier zeigt sich eben quasi ,,Schwarz auf Weiß" oder eben ,,Weiß auf Schwarz", was tatsächlich mit dem eigenen Auge am Okular gesehen werden kann - ohne gerade dem Anfänger Objekte im bunten Hochglanz zu versprechen! Kann ich mit meinem 6Zoll-Spiegel tatsächlich Spiralarme in M 51 erkennen, wenn ich unter Grenzgröße 5 und 200-facher Vergrößerung beobachte? Oder brauche ich einen dunkleren Himmel und mindestens 8 Zoll, um die zarte Brücke dieser Galaxie zu sehen? Das sind die Fragen, die jeden Teleskopbesitzer brennend interessieren und worauf ihm eine Zeichnung in Sekundenschnelle die passende Antwort geben kann! Sinnvoll wäre es daher unserer Meinung nach, diese oben angesprochenen ,,Datenmengen", sprich Zeichnungen mit den dazugehörigen Erläuterungen, geordnet nach den verschiedensten Öffnungen, verschiedensten Beobachtungsbedingungen und der übrigen wesentlichen Parameter - sozusagen als ,,Referenzobjekte" - dem Amateurastronomen mit seinem ganz speziellen Instrument zur Verfügung zu stellen. Aus dieser Intention heraus daher noch einmal unser öffentlicher Aufruf, am Teleskop das Zeichnen nicht zu vergessen! In den vergangenen Wochen, beim 3. PaS in Neuenhaus, und gerade auch wieder beim letzten 21. ATT haben wir interessante und konstruktive Gespräche mit Doris Unbehaun von Astronomie.de und Jens Bohle von der VdS-Fachgruppe Visuelle Deep Sky Beobachtung führen können, für deren Ratschläge wir uns an dieser Stelle ganz herzlich bedanken möchten. Dank ihrer Hilfe nimmt unser Projekt nun immer konkretere Formen an. Ausdrücklicher Dank insoweit auch noch einmal an Jens Bohle und Wolfgang Steinicke für die Möglichkeit, im VdSJournal für Astronomie zur aktiven
Mitarbeit an unserem Projekt ,,Zeichnen der Messierobjekte" aufrufen zu können. Für all diejenigen, die jetzt Lust bekommen haben, an diesem Projekt aktiv mitzuarbeiten, seien die folgenden Hinweise und Vorgaben gedacht, damit eine repräsentative Auswertung gewährleistet ist. Und jetzt keine Angst - hier findet kein Casting für angehende Künstler statt - aktiv dabei zu sein, fängt ja schon mit dem Einreichen von nur einer einzigen Zeichnung an!
Hier nun die Vorgaben für`s Mitmachen: Hinsichtlich technischer Fragen zur eigentlichen, d. h. handwerklichen Anfertigung einer Zeichnung sei auf die Rubrik ,,Astropraxis" bei Astronomie.de [1,2] verwiesen. Wichtige festzuhaltende Parameter beim Anfertigen einer Zeichnung sind bzw. wären auch diejenigen, wie sie dem von der VdS-Fachgruppe Visuelle Deep Sky Beobachtung gefertigten ,,Deep Sky Beobachtungsblatt" [5] zu entnehmen sind. Insoweit macht es keinen Sinn, einen komplett neuen Beobachtungsbogen zu entwerfen. Daher hier einfach formlos aufgeführt die Parameter, die nach Möglichkeit aufgeführt werden sollten: · Beobachter · Datum und Uhrzeit · Nord- und Ostausrichtung · Objekt · Ungefähre Grenzgröße · Instrument · Öffnung/Brennweite · Vergrößerung · Äußere Bedingungen · Zusatzmittel wie Filter etc. · Sonstige Besonderheiten, wie z. B.
störende Mondphase. · Optional: Erfahrung des Beobachters,
die verwendete Austrittspupille, Bemerkungen zum ,,Farbsehen" In diesem Kontext sei - sozusagen interdisziplinär - auf eine parallel laufende Fragestellung hingewiesen, mit der wir den Versuch wagen, dem ,,Farbsehen" im Zusammenhang mit optischen Instrumenten auf die Spur zu kommen. Anhand einer von uns noch zu entwerfenden (Referenz-) Farbtabelle sollten die Beobachter und Zeichner daher kurze Bemerkungen dazu machen, in welcher Farbe sie das jeweilige Objekt ggfs. sehen. Die Zeichnungen mit den entsprechenden Erläuterungen sind entweder an Christoph Lohuis oder Frank Hauswald zu senden. Zum Schluss weisen wir noch einmal darauf hin, dass Sie völlig frei in der Auswahl ihrer Objekte sind. Zu gegebener Zeit wer-
den wir dann über das VdS-Journal, über Astronomie.de oder ähnliche Plattformen eine Liste der Objekte bekannt geben, für die noch Zeichnungen benötigt werden. Und bitte denken sie daran, allein durch Ihre Mitarbeit kann ein solches Projekt überhaupt erst zu Stande kommen.
Kontaktadressen: Christoph Lohuis Jahnstraße 3 49828 Neuenhaus E-Mail: Lohuis@T-Online.de Telefon: 05941-990904 (Astronomischer Verein der Grafschaft Bentheim e.V.)
Frank Hauswald Emil-Nolde-Straße 33 48455 Bad Bentheim E-Mail: frank.hauswald@gmx.net Telefon: 05921-2646 (Astronomischer Verein der Grafschaft Bentheim e.V.)
Internet-Links [1] Projektvorstellung: ,,Das Zeichnen der
Messierobjekte" und (Online-) Archiv: www.astronomie.de/astropraxis/zeichnen/ projekt-messier/index.htm [2] Eine kleine Zeichenstunde: www.astronomie.de/astropraxis/zeichnen/ zeichenstunde.htm [3] NightSky - Zeichnungen im Archiv ab Ausgabe 2/2002: www.nightsky-online.de [4] T. Jäger, W. Steinicke, H.-J. Wulfrath: ,,Einführung in die visuelle Deep Sky Beobachtung", www.astronomie.de/ fachbereiche/deep-sky/allgemein/ einfuehrung/index.htm [5] Beobachtungsblatt der VdS-Fachgruppe ,,Visuelle Deep Sky Beobachtung": www.naa.net/deepsky/download/ beobachtungsblatt.pdf
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Licht mit einem anderen Auge sehen
- Einweihung der radioastronomischen Empfangsanlage an der Starkenburg-Sternwarte
von Frank Wölz und J.-Peter Riese
Unter großer Anteilnahme von Vertretern von Stadt und Kreis ist die neue radioastronomische Anlage auf dem Gelände der Starkenburg-Sternwarte e. V. in Heppenheim feierlich ihrer Bestimmung übergeben worden. Herr Bürgermeister Gerhard Herbert und Herr Bundestagsabgeordneter Dr. Michael Meister haben den Startschuss für das ehrgeizige Projekt gegeben. Radioastronomie im Rahmen einer Amateursternwarte ist selten und bedarf höchster technischer Anforderungen. Umso größer ist der Stolz, dies alles geschafft zu haben.
Die Radioastronomie auf der StarkenburgSternwarte hat Tradition. Der Vorstand wurde im Jahr 2001 angeregt, die alte 3-Meter-Antenne (Durchmesser) zu reaktivieren. Viel Zeit ist seit dem ins Land gegangen und es ist gelungen, zwei neue 3,08-Meter-Antennen mit Rechner und fernsteuerbaren Montierungen zu erhalten. Beim ersten Blick auf das Radiogebäude fällt ein aus Dreiecken segmentartig aufgebautes Gebilde, das Radom ins Auge. (Radom ist ein Kunstwort und besteht aus ,,Radio..." und Dom; englisch ,,dome" bedeutet ,,Kuppel".) Er dient dem wetter-
Abb. 1: Unsere Einweihungsgäste
festen Schutz der Antennenanlage. Die Verluste, also Dämpfung, des Radoms sind vernachlässigbar klein, so dass dieses elektromagnetisch als durchsichtig betrachtet werden darf. Die Empfangsund Auswerteeinrichtungen sind in der darunter befindlichen ,,Garage" untergebracht. Der privat eingesetzte Aufwand war beträchtlich. Das Herzstück der Anlage ist ein im Radom befindlicher Parabolspiegel (ähnlich einem Newton-Spiegel) mit einer Breitbandantenne als elektroma-
gnetischem Wandler. Vieles erinnert an TV-Satellitenantennen, deren Benutzung bestimmt manchem geläufig ist. Und tatsächlich gibt es durchaus Parallelen. Allerdings sind die Radiosignale aus dem Weltall so schwach, dass ihnen mit herkömmlichen Methoden nicht beizukommen ist. Eine Reihe von speziellen Empfänger- und Verstärkereinheiten sind notwendig, um ein extraterrestrisches Signal aufzeichnen zu können. Fast vier Jahre hat es gebraucht, die Radioastronomie auf der Sternwarte
Abb. 2: Das neue radioastronomische Betriebsgebäude
VdS-Journal Nr. 20
Einige Daten der Antennenlage
Antennendurchmesser f/d Verhältnis Empfangsbereich Gewinn 3 dB Halbwertsbreite Polarisation Positioniergenauigkeit Montierung Radomdämpfung erster Vorverstärker Frequenzbereich
3.081 mm 0,5 1 bis 18 GHz 25,7 bis 53 dBi 6,6 bis 0,37 HB/Grad linear um 180 Grad drehbar 0,01 Grad azimutal ca. 0,0037 dB im Bereich 1 bis 5 GHz von 28 bis 31dB Verstärkung bei < 0,6 dB noise figure 1 bis 2,5 GHz (derzeit noch ungekühlt)
Zurzeit wird dieAnlage alsTotal-Power- sowie als Dicke-System im Frequenzbereich von 1.400 bis 2.500 MHz eingesetzt.
R A D I O A S T R O N O M I E 111
MHz oder die Linien
des OH-Radikal
(Hydroxyl-Radikal)
bei etwa 1.670
MHz.
Aufgrund der rela-
tiv schlechten
Auflösung, gegen-
über optischen
Instrumenten, wer-
den hier Intensitäten
gemessen. Wie bei
einer Digitalkamera
müssen Pixel für
Pixel abgearbeitet
Abb. 3:
werden. Allerdings
Rechnerplatz zur Datenerfassung und Antennensteuerung
nicht mit einem ein-
fachen Tastenklick;
sondern man braucht
wieder zu beleben. Von der Planungsphase ca. 0,5 Sekunden von bis zu 10 Minuten
bis zum endgültigen Ausbau ist viel Zeit Integrationszeit, um brauchbare Ergebnisse
verstrichen. Das alte Gerät, das damals zu erzielen. Die Erzeugung eines vollstän-
vorzügliche Dienste leistete, wurde zu digen ,,Bildes" dauert demnach Tage. Der
Gunsten einer neueren leistungsfähige- Parabolspiegel muss daher das zu beob-
ren Anlage aufgegeben. Dank guter achtende Objekt per Computer nachfüh-
Beziehungen ist es gelungen, aus dem ren können. Insgesamt sind drei Rechner
Bayerischen Wald zwei moderne, fast nie notwendig: der Steuerungsrechner, der
gebrauchte radioastronomische Anlagen Computer für die Datenaufnahme sowie
unter teilweise abenteuerlichen Umständen ein Rechner für die ,,Bildbearbeitung".
nach Heppenheim zu bringen. Der Ausbau Alle Geräte samt Software sind betriebs-
stellt eine neue Stufe in der Entwicklung bereit.
der Starkenburg-Sternwarte dar.
Man sieht, die Radioastronomie ist alles
,,Die von der Radioastronomie untersuch- andere als ein vergessener, verstaub-
te Strahlung kommt wie das Licht von ter Physikbereich. Im Gegenteil han-
Sternen und der Materie zwischen den delt es sich dabei um eine äußerst junge
Sternen", sagt Peter Riese. Es besteht Wissenschaft. Erst um 1930 werden
einfach nur ein Wellenlängenunterschied, von Karl G. Jansky die entscheidenden
welche die traditionelle, klassische Grundlagen gelegt, worauf sich immer
Astrophysik von der radioastronomischen noch alle Wissenschaftler berufen. Zu sei-
Sichtweise unterscheidet. Normalerweise nen Ehren ist eine physikalische Einheit
hat man es mit Nanometerwellen zu benannt worden: 1 Jansky (= 1 Jy) meint
tun, das sind ein Milliardstel Meter, im das Verhältnis der eingegangenen (Radio-)
Gegensatz zu den aus der Mikrowelle Leistung (in Watt) pro (Antennen-)Fläche
vertrauten Zentimeterwellen, wie sie in der (in Quadratmeter) und pro der Bandbreite
Radioastronomie zur Beobachtung genutzt in Hertz, alles zusammen ist 1 Jy = 10-26
werden. Über die Lichtgeschwindigkeit W / (m2 Hz).
können diese Angaben auch präzise in
messbare Frequenzen übertragen werden.
Statt Wellenangaben werden also häufig
einfach die charakteristischen Frequenzen
benutzt. So hat die Spektralverteilung der
Sonne eine gemittelte Lichtwellenlänge
von etwa 555 nm (Nanometer) (zwischen
hellorange bis gelbgrün), welches einer
Frequenz von etwa 541 THz (Terahertz)
entspricht. Dagegen wird ,,Radiolicht" im
Frequenzbereich von ca. 10 m (30 MHz)
bis ca. 1 mm (3.000 GHz) ausgestrahlt,
dem so genannten Radiofenster. Besonders
interessant sind hier die Spektrallinien,
z. B des neutralen Wasserstoffs bei 1.420
Die Beobachtungsobjekte sind immens vielfältig, selbst wenn sie nicht immer schön als klassische Planeten, Asteroiden, Galaxien und Quasare erscheinen. Alles kann man auch mit einem anderen Auge sehen. Und es ist vorgekommen, dass ein Radiosignal gemessen wurde und 15 Jahre vergehen mussten, bis diese Beobachtungen mit optischen Mitteln bestätigt werden konnten. Die neue radioastronomische Empfangsanlage stellt also durchaus einen Meilenstein für die Beobachtungstätigkeiten der Sternwarte dar. Seit 1976 wird in der Starkenburg Sternwarte radioastronomisch beobachtet. Viele Arbeiten sind zwischenzeitlich erledigt worden. Eine regelmäßige Beobachtungszeit mit selbstgebauten Rechnern und Auswertung der Ergebnisse fand schon in den 1980-er Jahren statt. Es ist jedenfalls etwas Besonderes, eine solch komplizierte Anlage in Heppenheim in Betrieb nehmen zu können. Eine zweite baugleiche vorhandene Anlage soll dann später aufgestellt werden, um dann auch Interferometrie betreiben zu können.
Abb. 4: Die Empfangsanlage und Antennensteuerung
Abb. 5: Der Auswerte- und Aufenthaltsraum
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112 S E R V I C E
M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die 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 ,,Burnham's
Celestial Handbook", Kepple / Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium http://www. obspm.fr/) entnommen. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden achtzehnten Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Andreas Kammerer, Dirk Panczyk, Gerd Kohler, 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.
Torsten Güths Am Pfahlgraben 45 D-61239 Ober Mörlen - Langenhain, Oder: torsten.gueths@ipfb.net, (möglichst maximal 300 KB Dateigröße)
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Benötigte Objekte M30 Cap, M77 Cet, M103 Cas M88 Com, M90 Vir, M91 Com M9 Oph, M14 Oph, M19 Oph M64 Com, M76 Per, M94 CVn M81 UMa, M82 UMa, M106 CVn
Einsendeschluss Mitte Mai 2006 Mitte September 2006 Mitte Januar 2007 Mitte Mai 2007 Mitte September 2007
M 5, Schlange (Serpens)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
26.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 130 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 5,7 mag
Winkelausdehnung: 17,4'
Koordinaten (2000.0): Rektasz. 15h 19m
Dekl. +02 Grad 05'
Historisches: Dieses Objekt wird dem deutschen Astronomen Gottfried Kirch zugeschrieben. Auch er suchte nach Kometen, als er am 5. Mai 1702 auf dieses Nebelflecken stieß. Charles Messier ergänzte ihn in seinen Katalog im Mai 1764. William Herschel erkannte als erster die Natur dieses Nebels im Jahre 1791. Man schätzt eine Sternenanzahl von einer halben Million Exemplare.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Fernglas 8 x 56: Sehr auffälliger, 5,8 mag heller, 8' großer runder und stark konzentrierter Nebelfleck unweit eines Sterns von 5,2 mag. (G. Scheerle)
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 1: M 5, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15-cm-f/6Newton. 15 Aufnahmen zu je zwei Minuten Belichtungsdauer wurden gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: T. Güths)
Sucher 9 x 60: Im 9 x 60-Sucher zu sehen. (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Eine 6' große und mit 6,0 mag sehr helle diffuse Fläche, aus der 20 schwache
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Einzelsterne 12,0 bis 12,6 mag heraus schimmern. (G. Scheerle) Bei 22x sieht der Kugelsternhaufen aus wie ein verwaschener Schneeball. Die Form ist rund. Noch nicht aufgelöst. Bei 50x könnte man meinen die Randbereiche sind angelöst. Es ist aber noch nicht eindeutig zu sehen. Bei 64x sind die Randbereich deutlich ,,angelöst". Die Sterne in den Randbereichen sehen aus wie Pfefferkörner. Der Sternhaufen ist bei allen Vergrößerungen ausreichend hell, und die Form ist rund. Beste Vergrößerung ist 50. (G. Kohler)
15 cm Öffnung: Der Sternhaufen ist bei 159x bis zum Kern in Einzelsterne aufgelöst. Der Kern ist groß und hell. Der Sternhaufen hat eine gute Helligkeit. Bei 85x ist der Sternhaufen
deutlich heller. Die Randgebiete sind schon in Einzelsterne aufgelöst. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 170x. Großer und sehr heller Sternhaufen. Ist in unzählige Sterne aufgelöst. Großes und helles Zentrum in dem man noch einzelne Sterne erkennt. Lockere Außenbereiche. (G. Kohler)
33 cm Öffnung: Bei 100x erscheint er sehr groß und hell sowie bis ins Zentrum aufgelöst. Seine Größe beträgt in etwa ein Viertel des Gesichtsfelds. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein sehr auffälliges Objekt. Zunächst sticht eine mit 5,8 mag extrem helle diffuse Fläche mit 6' Durchmesser ins Auge, wel-
che stark konzentriert erscheint. Innerhalb derer aber auch darüber hinaus im Umfeld von 13' Durchmesser glitzern etwa 140 Einzelsterne von 12,4 bis 14,8 mag! Ein wunderschöner Kugelsternhaufen! (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 5 sollte man Brennweiten ab 1.000 mm einsetzen. Es zeigt sich dann das für Kugelhaufen typische Gewimmel von Sternen. Doch auch ab 300 mm Brennweite sehen wir die ersten Strukturen. Eine kürzer belichtete Aufnahme löst das Zentrum auf, voll ausbelichtete Aufnahmen zeigen die Randpartien eindrucksvoll. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 900 mm und eine Serie von 1-minütigen Belichtungen völlig aus. (Abb. 1)
M 10, Schlangenträger (Ophiuchus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
15.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 66 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,6 mag
Winkelausdehnung: 15,1'
Koordinaten (2000.0): Rektasz.: 16h 57m
Dekl.: -04 Grad 06'
Historisches: Am 29. Mai 1764, einen Tag vor der Entdeckung von M 12, fand Charles Messier diesen ,,Nebel ohne Sterne", der die Nummer 10 in seiner Liste erhielt. William Herschel erkannte als erster die Natur dieses Nebels.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Fernglas 8 x 56: M 10 erscheint als 10' großer, runder und deutlich konzentrierter Nebelfleck mit der Helligkeit 6,4 mag. Auffällig! (G. Scheerle)
Sucher 9 x 60: Im 9 x 60-Sucher zu sehen. (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Eine sehr helle (6,2 mag), 7' große und runde Nebelfläche. Innerhalb derer und im knappen Umfeld (Durchmesser 10') schimmern andeutungsweise etwa 10 Einzelsterne 11,8 bis 12,4 mag. (G. Scheerle)
Abb. 2: M 10, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15-cm-f/6Newton. Vier Aufnahmen zu je einer Minute Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: T. Güths)
15 cm Öffnung: Der Kugelsternhaufen ist bis an den Kern aufgelöst. Ausreichende Helligkeit. Die Form des Sternhaufens ist rund, ohne Unregelmäßigkeiten. Es ist kein deutlicher Kern zu sehen. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 228x. Heller, gut sichtbarer Haufen mittlerer Größe. Etwas ovale
Form. Kein deutliches Zentrum. Ich kann bis zur Mitte einzelne Sterne erkennen. Aus dem Haufen ragen wenige Sternarme heraus. Der Rand ist gleichmäßig begrenzt. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 121x erscheint M 10 sehr hell. Er hat eine ovale Form und die Sterne sind recht locker gestreut zum Zentrum hin leicht
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konzentriert. Er ist auflösbar bis in den Zentralbereich. Die helleren Sterne bilden auffällige Ketten. (D. Panczyk)
33 cm Öffnung: Sehr auffällig. Zunächst eine sehr helle (6,6 mag) diffuse Fläche, die aber nur 4' klein ist. Im 10' großen Umfeld stehen dann - zum Zentrum hin gut konzentriert - sage und schreibe etwa 110 Einzelsterne
12,2 bis 14,6 mag. Ein wirklich sehr schöner Kugelsternhaufen! (G. Scheerle)
Fotografie: Schon ab 300 mm Objektivbrennweite erkennen Sie erste Einzelsterne, die uns einen Hinweis auf die wahre Natur dieses Nebelfleckens vermitteln. Um ein eindrucksvolles Bild dieses Kugelsternhaufens zu erhalten, benötigen Sie schon mindes-
tens 1.000 mm Brennweite. Sie sollten für die Abbildung der Randbezirke von M 10 schon Ihre Aufnahme ausbelichten. Das Zentrum erhalten Sie bereits nach einigen Minuten, je nachdem, wie lichtstark Ihre Aufnahmeoptik und empfindlich Ihr Filmmaterial ist. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 900 mm und eine Serie von 1-minütigen Belichtungen völlig aus. (Abb. 2)
M 12, Schlangenträger (Ophiuchus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
19.500 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 82 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit:6,8 mag
Winkelausdehnung: 14,5'
Koordinaten (2000.0):Rektasz.: 16h 47m
Dekl.: -01 Grad 57'
Historisches: Dieses Objekt wurde am 30. Mai 1764 von Messier direkt entdeckt. 19 Jahre später erkannte William Herschel als erster die Natur dieses Nebels.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Fernglas 8 x 56: M 12 erscheint als 10' großer, runder und mäßig konzentrierter Nebelfleck mit der Helligkeit 6,8 mag. Auffällig! (G. Scheerle)
Sucher 9 x 60: Im 9 x 60-Sucher zu sehen. (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Weniger hell als M 10, nur 6,8 mag. Dennoch eine sehr helle, 8' große und runde Nebelfläche, aus der heraus andeutungsweise etwa 10 bis 20 Einzelsterne 12,0 bis 12,4 mag schimmern. Im Feld stehen außerdem 3 Vordergrundsterne 10,0 bis 10,4 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Der Sternhaufen ist bis an das Zentrum aufgelöst. Heller Kern. Der Haufen ist hell und groß. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Bei einer Vergrößerung von 228 ist er gut zu sehen. Etwas lockere verstreute Form. Viele Sternketten mit leeren Zwischenräumen. Im Zentrum etwas heller. Bis zur Mitte aufgelöst. (G. Kohler)
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 3: M 12, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15-cm-f/6Newton. Vier Aufnahmen zu je einer Minute Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: T. Güths)
25 cm Öffnung: Sehr hell. Er hat eine leicht ovale Form und seine Sterne sind recht locker gestreut mit einer geringfügigen Konzentration zur Mitte hin. Das Zentrum ist nur etwas heller als die Außenbezirke. Auch bei direktem Sehen in Einzelsterne auflösbar. Es verbleibt allerdings ein schwacher, nicht aufgelöster Hintergrundbereich. Einige der helleren Sterne sind in auffälligen Ketten aufgereiht. Ein auffallend heller Stern befindet sich knapp neben dem Haufenzentrum. Ein Halbkreis aus 5 helleren Sternen rahmt den Kugelsternhaufen ein. Prächtiges Objekt. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Sehr auffällig. Zunächst eine nur 4' große, sehr helle diffuse Fläche. Im 10' großen Umfeld stehen dann etwa 90 Einzelsterne 10,0 bis 14,6 mag. Es sind 2 hellere Sterne 10,0 und 11,4 mag, 12 Sterne 11,8 bis 12,2 mag, die übrigen Sterne sind 12,4 mag
und schwächer. Ein sehr schöner Kugelsternhaufen! Durch die vielen helleren Sterne entsteht der Eindruck, ein offener Haufen befände sich im Vordergrund. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,0 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Schon ab 300 mm Objektivbrennweite erkennen Sie erste Einzelsterne, die uns einen Hinweis auf die wahre Natur dieses Nebelfleckens vermitteln. Um ein eindrucksvolles Bild dieses Kugelsternhaufens zu erhalten, benötigen Sie schon mindestens 1.000 mm Brennweite. Sie sollten für die Abbildung der Randbezirke von M 12 schon Ihre Aufnahme ausbelichten. Das Zentrum erhalten Sie bereits nach einigen Minuten, je nachdem, wie lichtstark Ihre Aufnahmeoptik und empfindlich Ihr Filmmaterial ist. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10µm reichen 900 mm und eine Serie von 1-minütigen Belichtungen völlig aus. (Abb. 3)
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Ein Fernrohr unter dem Weihnachtsbaum
Die Überraschung! Zählen Sie auch zu den Glücklichen, die - vielleicht ohne etwas zu ahnen - auf oder unter oder neben dem Gabentisch ein größeres Paket entdeckt haben mit der Aufschrift ,,Zerbrechlich"? Und war darin auch tatsächlich das Unvermutete - ein Fernrohr? Das Schöne daran ist, dass die ersten Trockenübungen gleich im Wohnzimmer vollzogen werden können.
Die Technik Welche Teile müssen mit welchen Schrauben zur Vervollständigung der Montierung angebracht werden? Wo ist beim Fernrohr vorne und hinten, wenn man es an der Montierung befestigt? Wozu dienen die Teile, die jetzt noch in der Schachtel liegen? Es ist Ihnen mit Sicherheit so ergangen, wenn Sie zum erlauchten Kreis der Überraschten zählen. Erste Klarheit kann die Bedienungsanleitung verschaffen, die in den nächsten Tagen immer griffbereit liegen sollte. Sie ist auch als Bettlektüre besonders geeignet, vor allem dann, wenn man immer wieder aufsteht, um das Gelesene nachzuprüfen und auszuprobieren. Als oberste Maxime muss man sich vornehmen: Es soll Spaß machen! Bald hat man als neugieriger Sternenfreund die ersten technischen Hürden hinter sich gebracht.
Die Praxis Jetzt wendet sich das Interesse der praktischen Anwendung zu. Es wird Ausschau gehalten nach klaren Nächten und schon steht das Fernrohr auf dem Balkon oder im Garten. Die nächsten sich aufdrängenden Fragen lauten: Was kann ich beobachten? Was kann mein Fernrohr, dessen stolzer Besitzer ich seit einigen Tagen bin? Als erstes Objekt der Begierde eignet sich unser Erdtrabant. Der Mond ist leicht einzustellen und schon glaubt man ihn zum Greifen nah. Als erstes fällt auf, dass er schnell aus dem Blickfeld verschwindet - es sei denn, man hat ein Fernrohr mit Nachführung. Aber - wer bekommt das schon als Erstausstattung überreicht? Also bleiben wir bei unserem Handbetrieb und kurbeln regelmäßig nach. Die Okulare, die zur Grundausstattung gehören, werden eins um das andere ausprobiert. Der Mond wird immer größer. Er passt nicht mehr ins Fernrohr. Er fängt immer mehr zu Wabbern an und verliert an Schärfe. Die maxi-
mal mögliche Vergrößerung, die in der Werbeanzeige für das Fernrohr steht, ist zwar theoretisch möglich, aber die Praxis spricht dagegen. Ein klares Bild hängt nicht allein vom Gerät ab, sondern auch von der Luftunruhe oder der Transparenz der Atmosphäre. Hier trifft man auf eine der Grenzen, die es in guten Nächten immer wieder zu überwinden gilt.
Bei Tag und Nacht Nicht nur des Nachts ist Astronomie möglich. Sie kann auch während des Tages betrieben werden, so man Urlaub hat oder am Wochenende die Wolken ein Einsehen haben und sich in fernen Gegenden befinden. Allerdings benötigt man zur Bewunderung der Protuberanzen am Sonnenrand oder der Sonnenflecken eine Spezialausrüstung, die nicht gleich bei jeder Grundausstattung dabei sein dürfte. Aber, nichtsdestotrotz sei hier darauf hingewiesen: Unter gar keinen Umständen darf die Sonne mit dem ungeschützten Auge oder einem Fernrohr ohne Filter beobachtet werden!
Etwas Fachliteratur Das Firmament birgt eine Vielzahl von großartigen Objekten. Die Ringe des Saturns und der Große Rote Fleck auf Jupiter können anvisiert werden, ebenso wie Nebel und Sternhaufen. Im Großen Wagen wartet ein Doppelstern auf seine Entdeckung. Zur Auffindung dieser Ziele ist es von Vorteil, die wichtigsten Sternbilder zu kennen, um sich auf Sternkarten orientieren zu können. Die meisten Nachtschwärmer wissen, wie man mit Hilfe des Großen Wagens zum Polarstern gelangt. Das alleine genügt jedoch nicht. Es empfiehlt sich, nach geeigneter Literatur Ausschau zu halten und sich eine kleine Fachbibliothek auf-
zubauen. Als Anregung seien im Kasten einige Beispiele genannt.
Die Vereinigung der Sternfreunde Sind nun die ersten Geh- bzw. Beobachtungsversuche abgeschlossen, sowohl mit Erfolgserlebnissen als auch mit Enttäuschungen versehen, treten immer mehr spezielle Fragen auf. Nun ist es an der Zeit, sich fachkundiger Hilfe zu versichern. Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) bietet hier einen Service für Einsteiger an. Der Interessierte kann den ersten Kontakt über den Klick ,,Einsteiger" auf der VdS-Internetseite vornehmen (www.vds-astro.de). Auf der Homepage findet man eine Auswahl von Themen, die gezielt ausgewählt und aufbereitet werden, da man unweigerlich auf die dort genannten Gebiete stößt, wenn man sich mit Astronomie beschäftigt. Da die Kommunikation mit Gleichgesinnten ungeahnte Vorteile bietet, folgt als nächster Schritt die Aufnahme in die MailingListe. Fragen, die per E-Mail an die VdS gestellt werden, finden umgehend kompetente Beantwortung, · sei es bezüglich des Anschlusses
an eine bestehende Gruppe bzw. Sternwarte in der Nähe des jeweiligen Wohnortes, · sei es ein Tipp zur Auswahl des geeigneten Instruments zur Himmelsbeobachtung oder · die Beantwortung von Fragen, die beim Studium eines Fachartikels in einer Astrozeitschrift aufgetreten sind. Mögen alle Einsteiger über sternklare Nächte für unvergessliche Augenblicke verfügen!
Ihr Jürgen Kemmerer
- ,,Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2006", Verlag Sterne und Weltraum - Werner E. Celnik / Hermann-Michael Hahn: ,,Astronomie für Einsteiger",
Franckh-Kosmos-Verlag, Stuttgart - Joachim Herrmann: ,,Welcher Stern ist das?",
Franckh-KosmosVerlag, Stuttgart - Hermann-Michael Hahn, Gerhard Weiland: ,,Drehbare Sternkarte",
Franckh-Kosmos-Verlag, Stuttgart - Erich Karkoschka: ,,Atlas für Himmelsbeobachter",
Franckh-Kosmos-Verlag, Stuttgart - Hans-Ulrich Keller: ,,Himmelsjahr 2006", Franckh-Kosmos-Verlag, Stuttgart
Ronald Stoyan: ,,Fernrohr-Führerschein in 4 Schritten", Oculum-Verlag, Erlangen
VdS-Journal Nr. 20
116 BE IENOSBTAECI HG TE ERRA FSOT R OU NMO M I E
Ein Auszug aus meinem Sterntagebuch zum Thema Mars
von Andre Neubert
Am 13. November 2005 richtete ich mein Teleskop aus. Es passt gut zum Thema, dass es Mars war, an dem es ,,first light" für`s neue größere 125-er hieß. Ich nahm die ,,Easy"-Ausrichtung um 19:00 Uhr an Vega und Altair. Bis 22:00 Uhr blieb es im Standby und dann visierte ich Mars an. Ich hatte Glück, denn es ging bis zum 129-er mit 2-Barlowlinse. Die Luftfeuchte hier in Köln stieg an diesem Abend von 72 % bis auf 92 %, aber scheinbar war die Atmosphäre oberhalb nicht davon betroffen. Ich wischte oft den Tubus trocken, aber die Sicht war gut. Ich war verblüfft, wie viel ich mit diesem Teleskop mehr erkennen konnte. Ich nahm noch als Filter die MEADE Serie
4000 Filter No.12. Ein gelber, denn rote Tönungen brachten an diesem Abend nichts. Auch der Tipp von Jürgen, den blauen für die Atmosphäre zu nehmen war nicht die Krönung. Na ja - es kann ja nicht gleich alles an einem Abend klappen. Mit diesem Gelbfilter und der Vergrößerung von 258-fach war ein - nein zwei Schatten - auf Mars zu erkennen! Das ist ja ein Ding, dachte ich mir, da kannst du zum ersten Mal auf einem unserer Nachbarn etwas erkennen! Ich frage direkt über unsere Mailingliste und Jürgen schickt mir ein Lifebild von Mars an diesem Abend. Richtig, ich hatte die geologische Region um Columbus erkennen können! Nach den vielen Nächten seit meinem
Einstieg ist immer mehr hinzugekommen. Immer weiter, immer besser nach den Sternen zu greifen, ist zum Virus geworden. Ich glaube, ich habe mich an diesem Abend wie ein Kind gefreut, dass ich Mars so ,,nahe" war! Wettermikes angedrohtes Wolkenband kam dann wie vorher gesagt. Schnell noch unserem Mond in den Copernicuskrater geschaut. Um 23:45 Uhr war der Vorhang zu. Gut - ein marsianischer ,,Almöhi" winkte nicht gerade vom ersten Eindruck der Marsgeografie, aber ich dachte gleich wieder, wie gut es war, damals als Sternenfreund einzusteigen! Euer immer wieder begeisterter Andre
,,Absichtslos"
von Manfred Deutschmann
,,Die Perle". So ist eine Kurzerzählung überschrieben: ,,Der selbe Kaiser reiste nordwärts vom Roten See. Dabei verlor er seine Zauberperle. Er sandte Wissen aus, sie zu suchen, aber es fand sie nicht. Er sandte Klarsicht aus, aber sie fand sie nicht. Er sandte Redegewalt aus, doch auch sie fand sie nicht. Endlich sandte er Absichtslos aus, und es fand sie." ,,Seltsam fürwahr", sprach der Kaiser, ,,dass Absichtslos sie zu finden vermocht hat."
Nichts gegen ,,starhopping"! Nichts gegen das absichtsvolle präzise Vorgehen, um ein begehrtes Objekt zu finden. Es ist eine ungemeine Freude, nach einem genauen Entlanghangeln von Muster zu Muster sich in der Unendlichkeit des Himmels nicht zu verlieren, sondern die Orientierung zu behalten und an das gewünschte Ziel zu gelangen. Obendrein lernen wir dabei kleine Sternformationen kennen, für die wir zuvor kein Auge hatten. Ebenso wenig gegen das nicht minder präzise Vorgehen in der Forschung, die stets klar definierte Ziele anstrebt. Wie anders wollten wir unser Wissen um astronomische Belange mehren. Doch ich will heute ein Lied singen nach dem Motto: ,,Ich ging im Walde so vor mich hin ...", ein Lied auf das absichtslose Schauen, Betrachten, das hingebungsvolle Sichüberlassen an die Pracht des gestirnten
VdS-Journal Nr. 2109
Himmels, das Wundern und Staunen über Anblicke, die schlichtweg überwältigend sind und uns bezaubern. Wer nicht schauen kann, verpasst die tiefsten und erhabensten Erlebnisse, die uns geschenkt werden können. Das absichtslose Staunen versetzt uns in einen entrückten seelischen Zustand, in dem wir uns sehr gelassen, sehr entspannt und beglückt fühlen. Wir sind innerlich und äußerlich locker, aufgeräumt, zufrieden wie sonst kaum. Goethe sagte einmal: ,,Im Grenzenlosen sich zu finden - sich aufzugeben ist Genuss." Menschen träumen gern, sie möchten zu gern, dass in ihrem Leben möglichst viel zum Traum gerät. Sie suchen den ,,Traumjob", den ,,Traumpartner", das ,,Traumhaus", die ,,Traumreise", das ,,Traumauto" und und ... Träumen Hobbyastronomen vom Himmel? Ich träume vom Anblick des Himmels, wenn er sich allzu lang hinter Wolken verbirgt. Ist der Himmel klar, dann habe ich diesen berauschenden Anblick! Dann kommt das nachhaltige Staunen ins Spiel. Staunen worüber? Über unvergleichlich prächtige Gesamtanblicke, deren einzigartige Ästhetik. Eine fantastische Schönheit strahlt nur so auf uns hernieder. Da strahlen Einzel-, Doppel- und Mehrfachsterne, jeder ein schlummernder Diamant. Die Sterne formen sich für unser Auge zu Sternbildern, zu verschiedenar-
tigen Sternhaufen, zu ganzen Galaxien. Bei genauerem Hinsehen erkennen wir Strukturen, werden Nebel der unterschiedlichsten Art gewahr. Schließlich staunen wir über die verblüffend große Zahl sehr verschiedener Himmelsobjekte, die alle als einzelne Art sehr variieren. Wie grandios etwas sind planetarische Nebel! Ihr Formen- und Farbenreichtum fasziniert mich stets von neuem. Wer wollte sich des Staunens entziehen, das uns über die unendlichen Welten des Weltalls ergreift. Werden wir uns dessen bewusst, wie lange die Photonen unterwegs sind, bis sie unser Auge erreichen, dann dürfen wir ergriffen sein von dieser ungeheueren Zeitspanne. Manchmal werden wir überrascht. Überrascht on ,,zufälligen" Ereignissen wie atmosphärische Erscheinungen, Planetoiden-Vorbeiflügen, wir lesen von Supernovae oder Gammablitzen, deren energiereiche Strahlung die Erde - wieder einmal - verfehlt hat. Doch selbst voraussagbare Geschehnisse wie Bedeckungen, Transite, Verfinsterungen, Kometen, Meteore sind immer wieder staunenswert beeindruckend. Alles, aber auch alles, was wir erblicken oder registrieren, verdient es, uns mit Ehrfurcht zu erfüllen. Und so mancher mag auch da und dort ein andächtiges Schaudern empfinden. Eben habe ich das Wort ,,registrieren" verwendet. Profis und Amateure arbeiten
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vermehrt mit Apparaturen, Detektoren. Sie erheben Messreihen, erstellen Kurven, Spektren, registrieren Energiebündel. Was sie da betrachten, dürfte zunächst wenig Erstaunen auslösen. Aber dann werden sie sich der Bedeutung der Daten bewusst, und dies ist oft genug zum Staunen. So mancher dieser ,,Registrierer" hat sein Bedauern darüber geäußert, dass bei seinem Tun das unmittelbare Erleben verloren geht. Astronomische Ergebnisse stellen sich aber auch unerwartet ein, wenn die Absichten ganz anderer Art waren. Messier z. B. entdeckte bei seiner Suche nach ,,Nebeln" zufällig etwas, was er gar nicht auffinden wollte: Einen Galaxienhaufen. Allerdings war er sich dessen nicht bewusst. Nicht einmal der Name für dieses Großgebilde war ihm bekannt, weil sich die Bezeichnung ,,Galaxie" erst später einbürgerte. Wie war es mit der Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung? Zwei Radioingenieure stießen bei ihren Arbeiten auf ein störendes Rauschen, mit dem sie nichts anfangen konnten. Erst später erkannte man, dass mit diesem
,,Rauschen" die Reststrahlung des Urknalls entdeckt worden war. Selbst bei Beobachtung mit Absicht kommen immer wieder Zufälle ins Spiel, z. B. bei der Entdeckung von Kometen oder Kleinplaneten. Reiner Roclawski berichtet in Nr. 17 unseres Journals von seiner Entdeckung eines Planetoiden. Er sagt, sie sei eher ein Zufall gewesen. Andere Beispiele zufälligen, also absichtslosen Aufspürens: Galaxie M 61 beim Kometen suchen; Neutronensterne, als man Radioimpulse und Licht beobachtete. Die Quelle dieser Lichtblitze nannte man Pulsare. Erst später kam man darauf, dass Pulsare rasch rotierende Neutronensterne sind. Magnetare, die sich durch Gammablitze verraten, wurden ebenfalls gänzlich absichtslos entdeckt. Vergleichbares gilt für Gammastrahlen - Ausbrüche, die bei der Geburt von Schwarzen Löchern entstehen. Generell ist die beste Forschung die, bei der überraschende, nicht beabsichtigte Ergebnisse erzielt werden und nicht die erwarteten. Viele strahlend glänzende ,,Perlen" werden quasi ,,am Wegrand" als unbeabsichtigte
Ergebnisse gefunden, auch wenn man sie zunächst nicht korrekt beschreiben konnte. Wie im Leben überhaupt, so gilt auch für die Astronomie: Perlen wollen gefunden werden! Sie brauchen jemanden, der sie entdecken will oder absichtslos findet. Doch was wir finden, hängt von unseren Fragen und unserem Sehen ab. Und hier ist ein beschaulich unangestrengtes, ein entspannt absichtsloses Schauen von ungeahntem Vorteil. Abschließende Frage: Ist die menschliche Existenz zufällig? Forscher sind seit geraumer Zeit auf der Spur der zahlreichen Bedingungen innerhalb des Sonnensystems, die, fein aufeinander abgestimmt, Leben auf der Erde möglich machen. Zunehmend sind sie beeindruckt von dem, was sie inzwischen als exakt abgestimmte Anfangsbedingungen des Universums beschreiben. Diese Abstimmungen, die bereits mit dem Anfang des Kosmos vorlagen, betrafen das Ermöglichen menschlichen Lebens. - Ich lehne mich nun entspannt zurück und sinniere - staunend begeistert.
Leserbrief
Während meines letzten Astrourlaubes auf der VdS-Sternwarte/Volkssternwarte Kirchheim Ende Oktober/Anfang November 2005 bin ich endlich auch einmal dazu gekommen, meinen Rückstand beim Lesen der letzten VdS-Journale aufzuarbeiten. Die Hefte waren wie immer sehr lesenswert, wenn auch das Layourt an einigen Stellen durchaus noch verbesserungswürdig ist. Besonders aufgefallen ist mir der Beitrag von Georgi Sporny im VdS-Journal für Astronomie Nr. 18, Seite 117. Hier spricht er ein Thema an, das auch mir sehr am Herzen liegt und das im Trend seit einiger Zeit immer stärker zu beobachten ist. Nicht nur im VdS-Journal, auch in anderen Zeitschriften, wird leider immer mehr der Eindruck hervorgerufen, das Astronomie nur mit Einsatz von viel Geld und viel Teleskopöffnung möglich ist. Wenn man ,,in" sein will, muss man mindestens einmal im Jahr nach Namibia reisen, möglichst an jeder Sonnenfinsternisexpedition teilnehmen (egal, wie viel es kostet), jede Astroveranstaltung irgendwo im Land besuchen usw. Wobei sich die natürlich Frage stellt, ob man wirklich ,,in" sein muss! Verschiedene Gespräche mit anderen
Sternfreunden zeigen aber eine andere Realität. Zwar sind Astroaufnahmen aus Namibia das Highlight in jeder Zeitschrift. Das ist im Grunde auch völlig in Ordnung, denn diese Bilder zählen in der Regel zur Spitzenklasse. Nur sind diese Reisen doch normalerweise nur den begüterten Sternfreunden vorbehalten, die sich ihre Urlaube nach Belieben einteilen können (was beileibe nicht jedem Arbeitnehmer so ohne weiteres möglich ist), auch so manche Sofi-Expedition übersteigt nicht nur das Urlaubsbudget, sondern ist oft höher als ein, zwei oder gar drei Monatsgehälter und daher für den Großteil der Sternfreundinnen und Sternfreunde nicht machbar. Auch auf Astroveranstaltungen ist dieser Trend zu vernehmen, etwa, wenn man hört, dass eine Canon 20 D ja nun wirklich nicht teuer ist, CCD-Kameras ja mal so eben locker aus der Portokasse bezahlt werden können, ein C 8 schon unterste Stufe darstellt (der man sich eigentlich schämen müsste), ein C 11 oder C 14 zur Grundausstattung gehören muss, natürlich samt dazu passendem Haus oder, wer ,,arm" ist und ,,noch" in einer Mietswohnung haust, dann eben ein großes Auto mit viel Platz für die Astroausrüstung haben muss. Um keine Missverständnisse aufkom-
men zu lassen: Wer sich das leisten kann, dem sei es auch gegönnt, keine Frage, nur die Masse der Sternfreundinnen und Sternfreunde gehört eben nicht dazu. Und genau der Punkt geht in letzter Zeit irgendwie unter. Daher wäre es schön, wenn im VdSJournal darüber berichtet werden würde, was man mit ,,normaler" Ausrüstung will sagen bis maximal 20 cm Öffnung - und nur wenig Einsatz an Technik und Zusatzinstrumentarium alles machen kann. Jemandem, der sich mit Mühe ein C 8 vom vielleicht kargen Lohn absparen kann, darf man nicht Nase rümpfend begegnen, nach dem Motto: ,,Na ja, ist ja ganz nett, aber mit meinem 40-Zöller ist das alles viel besser". Es geht viel von der Freude am Sternenhimmel und vom Erlebnis einer Astronacht verloren, wenn die Jagd nach Öffnung, Reisemöglichkeiten etc. zur Hauptsache wird. Entscheidend ist doch, dass man mit seinem Instrumentarium etwas zustande bringt. Erinnern wir uns an den alten Spruch: ,,Jedes Fernrohr hat seinen Himmel" und das gilt heute noch genauso wie früher! Mit freundlichen Grüßen Manfred Holl
VVddSS--JJoouurrnnaall NNrr.. 2109
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Perlen am Himmel - die ringförmige Sonnenfinsternis am 3. Oktober 2005
Liebe Sonnenfinsternis-Fans, der Redaktion unseres VdS-Journals für Astronomie sind so zahlreiche Beiträge zur Sonnenfinsternis am 3.10.2005 eingegangen, dass wir wieder einmal (wie schon mehrmals bei viel beachteten Ereignissen) nur einige Beiträge in voller Länge bringen können. Alles andere hätte den möglichen Umfang völlig gesprengt. Dennoch wollen wir jeden Autor wenigstens mit einem oder zwei Bildern berücksichtigen. Wir hoffen, dass den Leserinnen und Lesern diese Zusammenstellung gefällt und danken allen Einsendern für ihre Beiträge ganz herzlich! Details zu den Bildern finden Sie in den Bildunterschriften. Eure Redaktion
Abb. 1 (Hintergrund): Reihenaufnahme der Sonnenfinsternis vom 3.10.2005 von 8:02 bis 10:32 UT (Bildausschnitt) durch Mehrfachbelichtung auf ein Bild, Objektiv 1:2,8 / 80 mm, Farbdiafilm Fujichrome ISO 50 (6x6), Horizont und Taghimmel belichtet mit Blende 11 und 1/125 s, Sonnenbelichtungen bei Blende 8 und 1/ 250 s bei vorgesetzter Sonnenfilterfolie Dichte 3,8. Beobachtungsort war der Telegrafenberg auf der Zentrallinie bei Javea an der Costa Blanca (Bezirk Valencia / Spanien), Aufnahme von Werner E. Celnik
Abb. 2: Tobias Kampschulte konnte von Los Idros (Spanien) aus mit seinem TMB 80 mm / 480 mm Refraktor um 08:57:01 UT (1:36 min vor dem zweiten Kontakt) Protuberanzen der Sonne aufnehmen. Das Teleskop war mit einem Herschelkeil und Sonnenfilter der Dichte 3 sowie einer Brennweitenverlängerung (Faktor 3 mittels Baader-FFC) ausgerüstet. Belichtungszeit: 4 s.
Abb. 3: Protuberanzen 47 s nach dem 3. Kontakt (9:03:37 UT). Aufnahme von Tobias Kampschulte (siehe auch Abb. 2).
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Abb. 4 (oben): Gabriele und Jörg Ackermann hielten den Ablauf der ringförmigen Sonnenfinsternis von Carcaixent (Spanien) aus im Bild fest. Sie benutzten einen APQ-Refraktor 100 mm / 640 mm mit Herschelprisma und Graufilter (Dichte 3,3) sowie UV-/IR-Cut-Filter. Mit der Canon 300D wurde bei ISO 200 jeweils 1/1.000 sec. belichtet. Aufnahmezeiten von links nach rechts: 8:59:32 Uhr, 9:01:38 Uhr, 9:03:50 Uhr (alle Zeiten in UT).
Abb. 5 (rechts): Die Sonnenfinsternis in ihrer partiellen Phase fotografierte Werner Prendel aus Bassum (Norddeutschland). Er verwendete einen 6-Zoll-Meade-Refraktor und die Nikon D100.
Abb. 6: Reihenaufnahme der partiellen Sonnenfinsternis, beobachtet und fotografiert in Sörup-Dingholz (54 Grad 44,4' N, 9 Grad 42,2' O) von Peter Vogt mit ,,Lidl-Refraktor" 70 mm / 700 mm, Plössl-Okular 25 mm, Selbstbauobjektivfilter mit Baaderfolie, Canon Powershot G2, frei ans Okular gehalten, Belichtungszeit 1/500 sec.
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Abb. 7 (links): Letzte Perlen am Sonnenrand und eine größere, hellere Protuberanz an der richtigen Stelle - ein wunderschönes Schauspiel! Von Dirk Lucius mit dem Megrez-APO und Solarmax-60-Filter 1/100s mit einer Canon 350D belichtet.
Abb. 8 (unten): Vier Mitglieder der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Geseke (Udo Bojarra, Gernot Hamel, Peter Becker und Peter Köchling) fuhren mit einem großen Wohnmobil auf eine Anhöhe nahe des spanischen Orts Calpe (am Mittelmeer). Die Montage zeigt alle Phasen der Sonnenfinsternis, aufgenommen durch ein C5 mit 1.250 mm Brennweite und einer Digitalkamera Pentax Ds, jeweils 1/1.000 sec. belichtet.
Abb. 9 (unten links): Direkt nach Madrid reiste Silvia Otto - und erwischte im Retiro Park viele kleine Sonnensicheln unterhalb eines Baumes, als die Sonne etwa zu zwei Dritteln verfinstert war.
Abb.10 (unten rechts): Bis zur südtunesischen Oase Douz reisten Carola Krause und Peter Krämer. Bei Ihnen kam ein ganz neuer Filter zur Sonnenfotografie zum Einsatz. Der ,,Pool-Filter" - mit einer Digitalkamera und doppeltem Polfiter wurde einfach das Spiegelbild der Sonne auf der Wasseroberfläche abfotografiert. Diese Abbildung zeigt den 2. Kontakt, um 9:15 UT, aufgenommen mit f = 1.200 mm.
Abb. 13 (unten linkns): Mondrandprofil während der ringförmigen Sonnenfinsternis am 3.10.2005. Mittel aus 4 Aufnahmen mit Bresser Mizar SCT 220 mm / 1880 mm, Brennweite 5 m, Sonnenfilterfolie Dichte 3,8, Farbdiafilm ISO 100 (6x6) Push 1x, 1/250 s belichtet, innen das mittlere Bild, außen das stark überhöhte Mondrandprofil, Vergleich mit dem berechneten Profil von F. Espenak/NASA (Linie). Der Überhöhungsmaßstab ist unterschiedlich. Man erkennt Übereinstimmungen, aber auch Abweichungen zwischen berechnetem und fotografiertem Profil. Beobachtungsort Zentrallinie Nähe Javea, Costa Blanca, Spanien, Aufnahme und Bildbearbeitung Werner E. Celnik.
Abb. 14 (unten rechts): Die zentrale Phase der ringförmigen Sonnenfinsternis, Aufnahme mit Maksutov-Optik (f = 2.000 mm) und Objektiv-Sonnenfilter auf Fuji Velvia 100F (Claudia Johannsen und Dietrich Ehmann).
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Abb. 11 (links): Ohne ,,Pool-Filter" gelang dagegen das Bild dieser ,,Sonnentaler" (Kringelschatten) zur Finsternismitte, 9:17 UT, Aufnahme von Carola Krause mit Automatikeinstellung.
Abb. 12 (unten): Ein Sonnenring im Wolkenmeer: Rechtzeitig zum Höhepunkt der ringförmigen Sonnenfinsternis öffnete sich für Claudia Johannsen und Dietrich Ehmann auf Ibiza eine Wolkenlücke, die sie für knapp drei Minuten die Entstehung des Sonnenrings verfolgen ließ.
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Die ringförmige Sonnenfinsternis am 3. Oktober 2005
- Sichelspektrum und Temperatur
von Andreas Hänel
Abb. 1: Das Sonnenspektrum kurz vor dem 2. Kontakt (9:59:07 UT) mit etwa 20 ,,Spektralsicheln", die Sicheln sind in der Schwarzweiß-Version etwas besser zu erkennen.
Diese ringförmige Sonnenfinsternis wird bis 2026 die letzte in Europa beobachtbare zentrale (totale oder ringförmige) Sonnenfinsternis sein. Wegen der guten Erreichbarkeit wählten drei Mitglieder der astronomischen Arbeitsgemeinschaft einen Ort an der spanischen Mittelmeerküste aus, wobei Denia nahe der Zentrallinie lag und eine gute touristische Infrastruktur mit günstigen Übernachtungsmöglichkeiten bot. Geflogen waren die Teilnehmer (Arnd Thomasmeyer und Dr. Thomas Kunzemann von der astronomischen Arbeitsgemeinschaft und Dr. Andreas Hänel vom Osnabrücker Planetarium) von Düsseldorf nach Alicante und ab Flughafen war ein Mietwagen gebucht gewesen. Als Standquartier diente eine Ferienwohnung in der Stadt Denia. In den Tagen vor der Finsternis wurden mögliche Beobachtungsplätze erkundet. Die erste Wahl fiel auf den Berg Cumbre del Sol bei Benitatxell, da man hier in 442 m Höhe eine freie Sicht ins Landesinnere und aufs Meer hat und die Zentrallinie hier das spanische Festland verlässt. Alternativ wurde ein über die Autobahn in Richtung Madrid schnell erreichbarer Beobachtungspunkt am ContrerasStaudamm an der Grenze der Provinzen Valencia und Cuenca ins Auge gefasst. Am Samstagabend nahmen wir noch an einem Beobachtungsabend des lokalen astronomischen Vereins teil. Am Finsternistag war es an der Küste morgens stark bewölkt, so dass der Beobachtungsplatz im Landesinneren ausgewählt wurde. Er lag östlich des Ortes Minglanilla, die Koordinaten wurden mit einem GPS-Empfänger bestimmt: 39 Grad 32' 21,5'' N, 1 Grad 32' 02,5'' W in 876 m Höhe.
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Eingetragen auf ein Landsat-Satellitenbild der NASA (https://zulu.ssc.nasa.gov/ mrsid/) zeigt sich, dass der Ort nicht ganz 400 m neben der Zentrallinie lag! Während der gesamten Finsternis war der Himmel strahlend blau ohne irgendeine Wolke. Etwa 5 Minuten vor dem 2. Kontakt wurde das Licht wie bei einer totalen Finsternis merklich fahler. In Projektionen nach dem Lochkameraprinzip wurden nun die Sonnensicheln sichtbar. Die Vögel, die vorher noch gezwitschert hatten, verstummten nun. Zum 3. Kontakt leuchtete ein Mondtal sehr früh auf, wie auch die Vorhersagen des Mondrandprofils der NASA zeigten. Nach weiteren 5 Minuten begannen die Vögel wieder zu zwitschern und es wurde wärmer. Nach der Finsternis hatte der lokale astronomische Verein (Asociación Astronómica Marina Alta) noch ein Mittagessen in einem Restaurant organisiert, an dem auch Beobachter aus Italien und den USA teilnahmen. Mit lokalen Spezialitäten und gutem Wein dauerte das Mittagessen nach spanischer Tradition bis fast 18 Uhr, wobei zwischendurch aber noch die Sonne mit einem Coronado-Fernrohr beobachtet und viel gefachsimpelt wurde.
Spektrallinien sind Sicheln! Eine Sonnenfinsternis bietet eine einfache Möglichkeit der Spektroskopie, da die schmale Sonnensichel wie ein Spalt wirkt, es zudem anschaulich zeigt, dass Spektrallinien eigentlich eine instrumentelle Struktur sind. Dazu kann einfach eine Prisma oder Gitter vor das Kameraobjektiv gesetzt werden, ein Verfahren, das in der Astronomie vor allem
für die spaltlose Objektivspektroskopie zur Spektralklassifikation eingesetzt wird (z. B. Bonner Spektralatlas). Erstmals wurde diese eigentlich triviale Beobachtung während der totalen Sonnenfinsternis 1999 bei der Einrichtung der Kamera zur Aufnahme des Flash-Spektrums gemacht. Diesmal wurde mit einem Transmissionsgitter (1.200 Linien/mm) vor dem Objektiv einer digitalen Kompaktkamera Casio EX-P600 (1 1/8-Zoll-Chip mit 2.816 x 2.112 Pixel) das kontinuierliche Sonnenspektren aufgenommen.
Wellenlänge [nm]
430,3 432,2 434,1 438,4 486,3 489,1 492,2 493,8 495,9 498,4 504,2 516,6 517,2 518,2 526,4 532,8 589,2 589,6 616,8 619,8
Linie
Ca I
G`, H d, Fe F, H
FeI, CaI FeI FeI
FeI b4, Mg b2, Mg b1, Mg CrI/CaI FeI D2, Na D1, Na
Tab. 1: Die identifizierten Spektrallinien, wobei einige aus der Überlagerung mehrere Linien bestehen
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Es sollten wieder (wie 1999) die Fraunhoferschen Linien als Sicheln oder gar Ringe abgebildet werden. Dazu wurde die kürzest mögliche Belichtungszeit (1/2.000 s), die kleinste Blende (9) und geringste Empfindlichkeit (ISO 50) gewählt. Auf einer Aufnahme kurz vor dem 2. Kontakt, als die Sichel besonders schmal war, sind die meisten Linien zu erkennen (Abb. 1). Während der ringförmigen Phase sind bei einigen Linien in der Mitte jeweils Paare entgegengesetzt gerichteter Sicheln erkennbar, am oberen und unterer Sonnenrand sind jedoch keine Strukturen zu sehen, da die Linien in Dispersionsrichtung liegen. Die Identifikation der Linien gestaltete sich zunächst als problematisch und wurde schrittweise vorgenommen: Im Gelben sind gut die beiden Natrium-Linien (D1 und D2 nach der Fraunhoferschen Klassifikation) zu erkennen, sie erscheinen deutlich getrennt. Weitere Linien wurden dann schrittweise mit Hilfe eines publizierten Spektrums und einer Dispersionskurve identifiziert. Für die Dispersionskurve wurden einfach die Pixelwerte der verschiedenen Linien mit einem Grafikprogramm ermittelt, das Auflösungsvermögen ergab sich zu 0,15 nm/Pixel. Bei einer Pixelgröße von 2,5 µm entspricht das einer Dispersion von 60 nm/mm. Auf diese Weise konnten 20 Linien identifiziert werden (Tabelle 1) und die spektrale Empfindlichkeit der Kamera erstreckt sich von 410 nm (H-Linie) bis 656 nm (H-Linie).
Temperaturbeobachtungen Wie bereits 1999 wurden Messungen von Temperatur und Luftfeuchte mit
Abb. 2: Temperatur- und Luftfeuchteverlauf während der Finsternis, gemessen im direkten Sonnenlicht und im Schatten (Index2).
zwei Testostor 175-2 Datenloggern der Firma Testo automatisch in 30-SekundenIntervallen aufgezeichnet. Die Messfühler sind eigentlich für die Kontrolle des Raumklimas bei Kunstausstellungen gedacht, waren aber für die Finsternis verfügbar. Einer lag im Auto im Schatten (Temperatur2 und Feuchte2), der andere im direkten Sonnenlicht. Die Daten wurden nach der Rückkehr ausgelesen und in das Tabellenkalkulationsprogramm Excel übertragen und weiter ausgewertet (Abb. 2). Der Temperaturabfall ist mit 7 Grad bis 8 Grad in der direkten Sonne sogar um 1 Grad größer als bei der totalen Sonnenfinsternis im Jahre 1999 und auf die Höhe von 876 m zurückzuführen. Der gleiche Temperaturabfall wurde übrigens von den Meteosat-Bildern abgeleitet (http://oiswww.eumetsat.org/WEBOPS/ iotm/iotm/20051003_eclipse/20051003_ eclipse.html).
Zuverlässigkeit der Wettervorhersagen Selbst die längerfristige Vorhersage war schon eine Woche vorher recht gut
und sagte ein Tief über dem westlichen Mittelmeer vorher. Für Sonntag, den 2.10. war der Durchzug einer Schlechtwetterfront angesagt. Die lokalen Vorhersagen des spanischen und deutschen Wetterdienstes waren nicht sehr hilfreich, sie sagten immer strahlenden Sonnenschein voraus. Die Satellitenbilder (vis - sichtbar und IR - Infrarot) des Deutschen Wetterdienstes waren relativ wenig aussagekräftig: Die Bewölkung am Sonntag war gar nicht zu erkennen, auch die Wolken am Montag nicht. Denn in Denia hatte sich am Finsternistag die Wolke hartnäckig gehalten, doch schon 10 km landein waren die Beobachtungsbedingungen gut. Etwas besser waren das Satellitenbild des spanischen Wetterdienstes und die SchwarzweißSatellitenbilder von Eumetsat. Lediglich die speziellen Hinweise des spanischen Wetterdienstes zur Sonnenfinsternis sagten vorher, dass am Finsternistag das Wetter im Landesinneren gut sein würde und an der Küste zwischen Valencia und Alicante lokal mit Wolken zu rechnen sei - wie es auch zutraf.
Das Mondrandprofil bei der ringförmigen Sonnenfinsternis am 3.10.2005
von Bernd Koch, Rainer Sparenberg und Stefan Binnewies
Unter nahezu optimalen Bedingungen konnten wir die ringförmige Sonnenfinsternis vollständig verfolgen. Lausig kalt war es allerdings schon am frühen Morgen des 3. Oktober 2005, als wir unsere Astroausrüstungen am Südhang der Sierra de Guadarrama nordwestlich von Madrid auf etwa 1.400 m Höhe aufbauten, ca. 5 km nördlich der Zentrallinie. Das zu Beginn der Finsternis schlechte Seeing machte sich zunächst durch eine extrem ,,blubbernde" Sonne bemerkbar, verbesserte sich aber im Verlauf der Finsternis zusehends, so dass beim 2. und 3. Kontakt
die sich ablösenden Perlen am Mondrand in guter Schärfe gesehen und fotografiert wurden. Und darum geht es uns hier in diesem Artikel. Unser Team hatte zwei Schwerpunkte. Na ja, eigentlich drei. Das wichtigste war, Spaß bei der zweieinhalbtägigen Kurzreise zu haben und das Spektakel in Spanien zu genießen. Und es sollten die Phasen der Finsternis in Form von Reihenaufnahmen dokumentiert werden. Die Abbildung 1 zeigt ein digitales Composing des gesamten Verlaufs vom Eintritt (links unten) bis zum Austritt.
In eine Morgendämmerungsaufnahme (auf ,,analogem" 6x7-cm-Dia) wurden 19 Finsternisphasen eingesetzt. Die Phasen wurden mit einem 300-mm-Zeissobjektiv und zwei Sigma-Konvertern digital mit der Canon EOS 20D aufgenommen, natürlich durch eine AstroSolar Sonnenfilterfolie geschützt. Ein weiterer Schwerpunkt bildete die Wiedergabe des Mondrandprofils beim 2. und 3. Kontakt und der nachfolgende Vergleich mit dem berechneten Profil des Mondrandes. Dazu wurden hochaufgelöste Bilder mit dem Astro-Physics
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Traveler gemacht. Die Brennweite des 105 mm Apo-Refraktors wurde mit dem Baader Fluorit Flatfield-Converter von 600 mm auf 1.400 mm verlängert. Bei dieser Brennweite passte die Sonne noch bequem in das Gesichtfeld unserer zweiten Canon EOS 20D. Abgeschwächt wurde das Sonnenlicht mit einer Baader AstroSolar Sonnenfilterfolie (D = 3,8), die Einzelbelichtungen betrugen jeweils 1/6.400 s. Die nun folgende Serie in der Abbildung 2 zeigt das digitale Composing von 10 Einzelbelichtungen. Es beginnt mit der Mitte der Finsternis (der Ring) und geht bis zum 3. Kontakt. Nach der Mitte der Finsternis um ca. 10:57:24 MESZ folgte die Fotoserie des 3. Kontakts zwischen 10:59:21 MESZ und 10:59:34 MESZ. Die Uhr der Canon EOS 20D wurde einen Tag vor der Finsternis auf die Sekunde genau eingestellt, die Zeiten wurden der Dateiinformation des jeweiligen Bildes entnommen. Wir haben uns in der Abbildung 2 auf die Darstellung des 3. Kontakts beschränkt, eine ähnliche Serie des vorangegangenen 2. Kontakts wurde auch zusam-
mengestellt und fließt in die folgende Auswertung ein. Im nächsten Schritt wurden die 9 Bilder der Eintrittssequenz (2. Kontakt, oben rechts) und die 9 Bilder der Austrittssequenz (3. Kontakt, unten links) zu einem einzigen Bild zusammengefügt (Abb. 3). Wie geht das? Man schiebt per Maus zunächst die ersten 9 Bilder des 2. Kontakts (oben rechts) soweit aufeinander zu, dass sie dicht an dicht liegen, ohne sich am Mondrand zu überdecken. Das Gesamtbild nimmt deshalb eine ovale Form an. Da der glatte Sonnenrand quasi wie ein Scanner den unregelmäßigen Mondrand sukzessive abtastet, erhält man nun die
Abb. 1 (Hintergrund): Reihenaufnahme der ringförmigen Sonnenfinsternis. Digitales Composing von 19 Digitalbildern mit der Canon EOS 20D, 300-mm-Zeissobjektiv und AstroSolar Sonnenfilterfolie (D = 3,8), Belichtungszeit jeweils 1/6.400 sec. Den Hintergrund bildet ein analoges 6x7cm-Dia, aufgenommen mit der Pentax 67 auf Diafilm.
Abb. 2 (unten): Das digitale Composing zum Zeitpunkt des 3. Kontakts ist von rechts oben nach links unten zu interpretieren. Es zeigt zunächst die Mitte der ringförmigen Phase um 8:57:24 UT. Die Austrittssequenz in Richtung 3. Kontakt verläuft in 9 Einzelbildern von 8:59:21 UT bis 8:59:34 UT. Man erkennt deutlich, wie der glatte Sonnenrand quasi wie ein Scanner den unregelmäßigen Mondrand sukzessive abtastet.
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Abb. 3 (oben): Jeweils 9 Bilder der Sequenz vom 2. Kontakt (oben rechts) und des 3. Kontakts wurden zu einem Bild dicht an dicht zusammen gefügt. Das berechnete Mondrandprofil von Fred Espenak wurde darüber gelegt. Sowohl die rechte als auch die linke Bildhälfte sind nach dem dichten Zusammenfügen der Einzelbilder nicht mehr kreisrund sondern oval. Deshalb erscheint die rote zackige Linie des berechneten Mondrandes im Norden und Süden unterbrochen zu sein. Quelle: s. Abbildung 6.
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weit überhöhte Darstellung der Berge und Täler am Mondrand. Im zweiten Schritt macht man mit den 9 Bildern des 3. Kontakts (unten links) das gleiche - jedenfalls fast! Da die Sonne nun in Bezug auf den Mondrand in umgekehrter Reihenfolge den Mondrand abtastet, muss man die einzelnen Bilder der Austrittssequenz auch in umgekehrter Reihenfolge dicht aneinander setzen. Auch hier ist wegen der leichten Verschiebung der Einzelbilder gegeneinander die gesamte Form leicht oval. Beide Hälften wurden danach zu einem Bild zusammengefügt (Abb. 3). Man erkennt deutlich, dass das Mondrandprofil beim 2. Kontakt (Abb. 4) deutlich weniger ausgeprägt ist als beim 3. Kontakt (Abb. 5). Die zackige rote Linie stellt das berechnete Mondrandprofil am 3.10.2005 um 11.00.00 MESZ dar und ist der Abb. 6 entnommen. Fast jede Zacke der berechneten Kurve stimmt mit dem fotografierten Mondrand überein. Sowohl der echte als auch der berechnete Mondrand sind in unterschiedlichen Maßstäben überhöht dargestellt und können an dieser Stelle deshalb nur qualitativ in Lage und Höhe miteinander verglichen werden. Leider konnten wir bislang nicht die Namen der Mondberge und -täler ermitteln. Auch wäre es sicher spannend, sich bei der nächsten ringförmigen Sonnenfinsternis einmal genau an der nördlichen oder südlichen Grenzlinie zu postieren. Dass eine im Vergleich zu einer totalen Sonnenfinsternis eher bescheidene ringförmige Sonnenfinsternis soviel Spaß machen und zudem interessante Resultate erbringen würde, hatten wir uns jedenfalls nicht träumen lassen. Es war wirklich ein Erlebnis ganz besonderer Art. Der spanischen Tageszeitung EL PAIS war dieses Ereignis am Folgetag jedenfalls ein längerer Artikel im Innenteil und die Abbildung der Phasen auf der Titelseite wert (Abb. 7).
Abb. 4 (links): Ausschnitt aus Abbildung 3. Die 9 Bilder der Sequenz vom 2. Kontakt 8:55:14 UT bis 8:55:23 UT im Sekundentakt wurden zu einem Bild dicht an dicht zusammen gefügt. Das berechnete Mondrandprofil von Fred Espenak wurde darüber gelegt (s. Abb. 6).
Abb. 5 (rechts): Ausschnitt aus Abbildung 3. Die 9 Bilder der Sequenz vom 3. Kontakt 8:59:21 UT bis 8:59:34 UT wurden in umgekehrter Reihenfolge zu einem Bild dicht an dicht zusammengefügt. Das berechnete Mondrandprofil von Fred Espenak wurde darüber gelegt. Das Mondrandprofil zeigt sich deutlicher ausgeprägt als beim 2. Kontakt (Abb. 4). Fast jede Zacke der berechneten Kurve stimmt mit dem fotografierten Mondrand überein.
Abb. 6 (oben): Berechnetes Mondrandprofil für den 3.10.2005 um 9:00:00 UT, Quelle: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEmono/ ASE2005/ASE2005.html, Eclipse predictions (maps) courtesy of Fred Espenak, NASA/GSFC.
Abb. 7 (links): Titelseite der Madrider Ausgabe von EL PAIS am 4. Oktober 2005
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Die Sonnenfinsternis vom 3.10.2005 in Madrid
von Martin Hörenz
Bereits seit langem war bekannt, dass im Oktober 2005 der Schatten des Mondes wieder einmal Europa überstreichen sollte. Da die Zone der Ringförmigkeit einige Urlaubsziele Spaniens überstrich, konnte der minimale Aufwand gewählt werden. Da ein längerer Urlaub aus beruflichen Gründen nicht möglich war, kristallisierte sich schließlich eine Kurzreise nach Madrid heraus. Start war am Morgen des 1. Oktober. Nachdem wir, d. h. Mirko Nitschke, Thomas Grünberger und der Autor, noch einen letzten Blick auf die schmale Mondsichel werfen konnten, ging es per Auto bis Berlin und von da aus weiter per Flugzeug über Mallorca schließlich in die spanische Hauptstadt, die wir dann in den späten Abendstunden erreichten. Am folgenden Tag musste zunächst ein Beobachtungsplatz auserkoren werden. Dieser wurde nach kurzem Suchen im Parque del buen Retiro gefunden. Anschließend haben wir uns dann jedoch bei weit über 20 Grad C die Sehenswürdigkeiten von Madrid angesehen. Am nächsten Morgen war es dann soweit: Die Temperaturen lagen nur wenige Grad über dem Gefrierpunkt, jedoch ließ ein wolkenfreier Himmel die Erwartungen steigen. Am Beobachtungsplatz angekommen - eine Stunde vor Beginn der partiellen Phase - war man schon fast zu spät. Einige Dutzend Amateurastronomen aus der ganzen Welt hatten offensichtlich die gleiche Idee und postierten sich bereits mit Finsternisbrillen oder kleineren Fernrohren. Nachdem schließlich die Ausrüstung - bei mir ein Refraktor 80 mm / 400 mm mit Herschelprisma - aufgebaut war, konnte es los gehen. Pünktlich um 9:40 Uhr begann
Abb. 1: Bestimmung des Helligkeitsabfalls mit einem Belichtungsmesser: Anzeige in Blendenstufen (8 entspricht 1/60 s bei Blende 8 und ISO 100, 4 entsprechend 1/60s bei Blende 2 und ISO 100).
der Mond, die Sonne ,,anzuknabbern". Mit einem alten Belichtungsmesser wurde zwischendurch die Lichtveränderung ,,gemessen" und nebenbei das Fortschreiten der Finsternis fotografisch dokumentiert. Bereits nach etwas mehr als einer halben Stunde zeigte der Belichtungsmesser 0,2 Blendenstufen weniger an. Einige Zeit später wurde das auch mit bloßem Auge merklich. Einige Minuten vor Beginn der ringförmigen Finsternis war die Helligkeit auf einen Wert gesunken, bei dem man vom Gefühl her in wenigen Minuten den Sonnenuntergang erwarten würde - jedoch stand die Sonne hoch am Himmel und keinerlei abendliche Farben zeigten sich. Der Belichtungsmesser zeigte schließlich während der Ringförmigkeit 3,8 Stufen weniger an als zum 1. Kontakt - was einem
Helligkeitsabfall auf etwa 7 % entspricht (Abb. 1). Verschiedene Schattenspiele wurden jetzt veranstaltet, um die schmale Sichel auch ohne optische Hilfsmittel zu sehen (Abb. 2). Begeistert wurde von den insgesamt mehreren hundert Menschen der Beginn der Ringförmigkeit verfolgt und mit Beifall begrüßt. Nun lief die Zeit - fotografieren, Helligkeit messen und möglichst viel beobachten. Aber im Gegensatz zur SoFi 1999 waren hier ja vier Minuten Zeit, außerdem ist die Vielfalt an Erscheinungen bei einer ringförmigen SoFi doch deutlich geringer. Trotzdem war die Zeit schnell um - man will ja schließlich sowohl den 2. Kontakt, die Mitte der Finsternis, wo der Mond zentral vor der Sonne steht und sich ein konzentrischer Ring ergibt (Abb. 3),
Abb. 2: Lochkamera-Effekte unter dem Blätterdach eines Baumes vor, während und nach der ringförmigen Phase der Sonnenfinsternis vom 3.10.05 in Madrid, aufgenommen von Mirko Nitschke mit Canon 10D.
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sowie schließlich den 3. Kontakt zwischen Mond- und Sonnenrand dokumentieren und dabei auch nichts verpassen. Auch beim 3. Kontakt trat wieder die Unebenheit des Mondrandprofils in Erscheinung und erneut wurden ,,Bailey's Beads" beobachtet. Obwohl die Mehrheit bereits abbaute, verfolgten wir auch die Zeit bis zum 4. Kontakt. Um 12:23 Uhr war es dann so weit und der Mond hatte die Sonne wieder vollständig freigegeben. Nach Abbau der Geräte und dem Mittagessen ging es schließlich schon wieder in Richtung Heimat.
Abb. 3: Die Sonne während der ringförmigen Phase: 3.10.2005, 8:58UT, Refraktor 80 mm / 400 mm + 2-Konverter, Herschelprisma, Graufilter 1:1.000, Fringe-Filter, 1/1.000s auf Fuji Sensia 100.
Der unbekannte Begleiter von NGC 7223
von Klaus Wenzel
Im südlichen Bereich des Sternbildes Eidechse (Lacerta) finden sich einige interessante Galaxien aus dem NGC-Katalog. Eines dieser Objekte, NGC 7223, wurde am 8. November 1790 wie so viele andere von Wilhelm Herschel (III-862) mit seinem 20-Fuß-Reflektor in Slough, nahe Schloss Windsor aufgespürt. Herschel beschrieb diesen Nebel, als ,,extremely faint, pretty large, irregulary round, resolvable". Einen Hinweis auf ein weiteres diffuses Objekt in der unmittelbaren Nachbarschaft findet sich jedoch nicht in Herschels Aufzeichnungen [1]. Am 21. August 1857 stand eben dieser Herschelnebel auf dem Beobachtungsprogramm von Lord Rosse und seinem Assistenten R. J. Mitchell, die mit dem damaligen größten Teleskop der Welt, einem 72-Zoll-Newton-Teleskop, in Birr Castle (Irland) systematisch die Herschelnebel beobachteten. Lord Rosse gelang bei der Beobachtung dieses Nebels eine kleine Entdeckung. Neben der Beschreibung von NGC 7223 (,,brightest part nearest south following") findet sich noch folgender Hinweis: ,,a patch or Star north preceding (probably imperfect seen). I suspected very faint nebulae preceding". Bei einer weiteren Beobachtung, vier Wochen später, konnte er diese Beobachtung dann sicher bestätigen. In seinen Aufzeichnungen findet sich folgende Beschreibung: ,,north
Abb.1: Skizze von Lord Rosse, vom 20. Sept. 1857
preceding is a very small elongated patch, to which the nebulosity reaches". Lord Rosse fertigte von dieser Beobachtung auch eine kleine Skizze an, in der der
Begleiter unzweifelhaft zu identifizieren ist (Abb. 1) [2]. J. L. E. Dreyer hat die Beobachtung des Begleitnebels von NGC 7223 aber offensichtlich bei der Erstellung seines New General Catalogues (NGC) ignoriert, obwohl er selbst in Birr Castle von 1874-1878 beobachtete und sicher Zugang zu sämtlichen Aufzeichnungen und Notizen von Lord Rosse hatte. Die nächste Beschreibung findet sich dann 1926, in einer umfassenden Arbeit von Karl Reinmuth, der sämtliche Herschelnebel nach Aufnahmen, die meist am Bruce-Astrografen, einem 40cm-Doppelrefraktor der Sternwarte auf dem Königsstuhl bei Heidelberg, gewonnen wurden. Reinmuth schrieb hier als Zusatz zur Beschreibung von NGC 7223: ,,schwacher, sehr kleiner Nebel, nördlich nahe vorangehend". Diese Beschreibung und die Skizze von Lord Rosse passen eindeutig auf eine kleine anonyme Galaxie, unmittelbar nordwestlich von NGC 7223. Dennoch wurde diese Galaxie bei allen großen Galaxiendurchmusterungen (ZWG, MCG, UGC) ignoriert, und das obwohl sie auf dem POSS eindeutig als relativ auffälliges, elongiertes Objekt zu erkennen ist.
Ein visueller Versuch Visuell unternahm ich ab 1996 verschiedene Versuche, diese kleine Galaxie mit meinem 12,5-Zoll-Newton aufzuspü-
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Abb. 2: Zeichnung des Autors vom 13.9.2002, 12,5-Zoll-Newton, V = 170
ren (Abb. 2). Bei für meinen Standort (Dachsternwarte am Ortsrand) nahezu optimalen Bedingungen (fst 5,8 bis 6,0 mag) konnte ich am 13.9.2002 folgendes Ergebnis in mein Beobachtungsbuch notieren: Die Galaxie NGC 7223 ist noch direkt, als runder diffuser Nebel sichtbar. Im Zentrum ist eine leicht hellere Zentralregion zu erkennen. Der mittlere der drei östlichen Vordergrundsterne befindet sich unmittelbar südöstlich, noch im diffusen Außenbereich der Galaxie. Die schwache anonyme Galaxie im nordwestlichen Bereich von NGC 7223 kann bestenfalls an der Wahrnehmungsgrenze und hier auch nur blickweise erahnt werden. Von einem sicheren Nachweis kann jedoch nicht gesprochen werden. Diese Beobachtung, die keine sichere Sichtung der Galaxie ergab, mag jedoch als Hinweis dienen, dass das Objekt sicherlich bei besserem Standort mit Teleskopen ab 10 bis 12 Zoll erreichbar ist.
Digitale Beobachtung Für CCD-Beobachter stellen die beiden Galaxien ein lohnendes Ziel dar. NGC 7223 präsentiert sich auf der Aufnahme von Wolfgang Düskau, die mit seinem 5-
Zoll-Starfire-Refraktor in Verbindung mit einer ST7-CCD-Kamera gewonnen wurde, als eine weit geöffnete Spirale, die im Nordwestbereich von einem elliptischen Nebel begleitet wird (Abb. 3). Auf dieser Aufnahme sind alle Sterne aus Lord Rosses Skizze, inklusive der Begleiter eindeutig zu identifizieren, obwohl hier nur ein 5-Zöller zum Einsatz kam.
Identifikation Bei einer Recherche in der NASA Extragalactic Database (NED) konnte je eine Identifizierung als Infrarotquelle (2MASXi J2210056+410144) und eine als Galaxie bzw. Doppelgalaxie (Holm 788B) aufgefunden werden. NGC 7223 ist hier als Holm 788A gelistet. In der LedaDatenbank findet sich das Objekt unter der Nummer 214803. Eine Rotverschiebung der anonymen Galaxie ist jedoch nicht angegeben. Aufgrund der optischen Erscheinung und dem Fehlen von Wechsel-
wirkungserscheinungen ist jedoch davon auszugehen, dass es sich lediglich um eine Hintergrundgalaxie von NGC 7223 handelt.
Literaturhinweise [1] J. L. E. Dreyer, 1912: "The Scientific
Papers of Sir Willliam Herschel" [2] "Observations of Nebulae and Clusters
of Stars at Birr Castle (1848-1878)": Scientific Transactions of the Royal Dublin Society [3] K. Reinmuth, 1926: ,,Die HerschelNebel", Veröffentlichung der Sternwarte Heidelberg, Band 9
Abb. 3: CCD-Aufnahme von Wolfgang Düskau, 5-Zoll-Refraktor + ST7 CCD-Kamera, Belichtung 15 min (der Begleiter ist markiert).
Objekt
NGC 7223 / HOLM 788A HOLM 788B
Rektaszension
22 10 09 22 10 05
Tab. 1: Daten von NGC 7223 und ihrem ,,Begleiter"
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Deklination
+41 01 00 +41 01 44
V/mag
13,4 ~15
Größe 1,7' x 1,2'
Entfernung 215 Mio. Lj
20 Ausgaben ,,VdS-Journal für
Astronomie"
von Otto Guthier
Kaum zu glauben, aber wahr. Mit dieser Ausgabe legen wir unseren Mitgliedern die zwanzigste Ausgabe unserer Mitgliederzeitschrift vor. Deshalb sei an dieser Stelle ein kurzer Rückblick gestattet:
Im März 1995 trafen sich Freunde, Mitglieder und Vorstandsmitglieder zu einer ,,Klausurtagung" zum Thema ,,VdS-2005" um über ein VdSStrategie-Konzept zu beraten [1]. Am Ende standen Ziele, die bis Ende 2005 erreicht sein sollten, so u. a. die Herausgabe eines ,,eigenen Mitteilungsblattes". Damals war ein vierteljährlich erscheinendes Organ mit maximal 96 Seiten angedacht, und zum Start sollte im Herbst 1995 die erste Ausgabe erscheinen. Aus Anlass der 23. Jahrestagung und Münchner Astrotage am 13. und 14. September 1997 erschien dann im Vorfeld unser erster Titel, 96 Seiten ,,schwer", aus Kostengründen war nur der Umschlag in Farbe gedruckt. Diese Schrift fand Beachtung und Zustimmung unter den Mitgliedern, der Vorstand wurde nun aufgefordert, in regelmäßigen Abständen Journale zu veröffentlichen. Nach einer ersten Kreativphase im Jahr 1998 erschien Ende dieses Jahres unsere zweite Ausgabe ,,Journal I/1999" mit einem Umfang von 144 Seiten, davon 17 in Farbe. Von 1999 bis 2002 erschienen jeweils zwei Ausgaben pro Jahr, und ab 2003 dann drei Schriften mit einem Umfang von mindestens 144 Seiten pro Heft. Ab dem Journal 2/2000 erschienen alle Beiträge in Farbe! Mit Ausgabe Journal II/2006 - der vorliegenden Nummer 20 - haben fast 700 verschiedene Autoren auf 2.836 Seiten aus nahezu allen Bereichen der Amateur-Astronomie berichtet. Über 1.500 Beiträge sind in diesen 20 Ausgaben erschienen, die von Sternfreunden geschrieben werden und unsere Leser und Mitglieder umfassend informieren sollen. Dabei wurden annähernd 2.700 Aufnahmen und Bilder vieler Hobby-Astronomen veröffentlicht. Eine genaue Statistik bis Ausgabe 17 ist unter [2] zu finden. Viele Fachgruppen und Autoren, denen wir ganz herzlich danken möchten, tragen wesentlichen Anteil an diesem großen Projekt. Was haben wir doch in diesen sieben Jahren an Gemeinsamkeiten entwickelt! Der VdSVorstand hat dieses Projekt vom Anfang an mitgetragen, gefördert und die Finanzierung sichergestellt. Rund 60 % unserer Mitgliederbeiträge wenden wir Jahr für Jahr für fast 500 Seiten Informationen auf. Und es wird so weitergehen, denn bisher gab es noch keine Ausgabe, für die nicht genügend Material von unseren Mitgliedern eingereicht wurde. Die Beiträge vieler Autoren werden umfangreicher, vielfältiger und ideenreicher. In diesem Sinne: Weiter so!
Literaturhinweise [1] W. E. Celnik, 1997: ,,VdS 2005 - Das Strategie-Konzept", VdS-Journal für
Astronomie Nr. 1, 10 [2] J. Jahn, 2005: ,,Eine kleine Journalstatistik", VdS-Journal für Astronomie
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Jubiläen unserer Mitglieder
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu der jetzt 20-jährigen, 30-jährigen, 40jährigen und 50-jährigen Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue.
20-jährige Mitgliedschaft (Mitgliedsnummer 3812) Dipl.-Ing. Hugo Stetter, Datteln, (3813) Markus Buchner, Heidelberg, (3817) Dr. Klaus-Peter Schröder, Guanajuato, Mexiko, (3818) Prof. Werner Kumm, Ottersberg, (3819) Dietmar Horn, Hadamar Oberzeuzheim, (3824) Dr. Heino Niebel, Buchholz, (3826) Dr. Christian Temme, Remscheid, (3830) Klaus Spruck, Heuchelheim, (3832) Bernhard Wierig, Unkel, ( 3833) Matthias Hünsch, Hamburg, (3834) Michael Vogel, Bietigheim-Bissingen, (3838) Dipl.-Ing. Richard Doll, Gauting, (3839) Ges. f. volkstüml. Astronomie e.V. c/o astro-shop, Hamburg, (3840) Kurt Hertha, Grünwald, (3841) Dipl.-Ing. Manfred Keller, Kirchheim u. Teck, (3843) Sternwarte Neanderhöhe Hochdahl e.V., (3847) Michael Künstler, Aschaffenburg, (3852) Arnold Romanescu, Ortenburg, (3853) Anton Gerold, Fürstenfeldbruck, (3854) Michael Rulff, Berlin, (3856) Dr. Harald Meyer, Bad Urach, (3857) Dr. Thomas Kallakowsky, Mannheim, (3861) Wolfgang Brüchmann, Stuhr-Brinkum, (3864) Helmut Conrad, Nortorf, (3866) StR. Dieter Graen, Cuxhafen, (3870) Dr. Malte Hildebrandt, Zürich, (3871) Frank Müller-Nalbach, Darmstadt, (3880) Martin Peter Pummer, Kusel, (3883) Sven Kohle, Würzburg, (3884) Klaus-Peter Vogel, Osnabrück, (3886) Astr. Arb.gem. VStw. Singen e.V., Singen, (3887) Holger Rendelmann, Lahstedt, (3889) Edzard Harfst, München, (3891) Jean-Marie Will, Herrenberg, (3892) Volkssternwarte Würzburg e.V., Estenfeld, (3893) Gabriele Heinlein, Augsburg, (3899) Hans Georg Brichta, Passau, (3913) Udo Räker, Lemgo, (3917) Dr. Ulrich Thümmler, Prien, (3925) Matthias Käspeitzer, Deggendorf, (3908) Jürgen Schröder, Reppenstedt, (3921) Stephan Küppers, Jüchen, (3924) Peter Albrecht, Aschheim, (3931) Frank Boes, Wermelskirchen, (3967) Hans-J. Bode (IOTA-ES), Hannover
30-jährige Mitgliedschaft (2539) Astronom. Arbeitskr. Kassel e.V., Kassel, (2540) Wolfgang Fehlmann, Stuttgart, (2541) Peter Schreier, Tauberbischofsheim,
(2550) Winfried Kräling, Marburg, (2252) Dr. Erhardt Wunderlich, Zimmern, (2553) StD. Winfried Hermann Minor, Hofheim, (2556) Dr. Klaus Reinsch, Göttingen, (2557) Rainer Hansen, Hamburg, (2571) Dr. Konrad Bernlöhr, Neckargemünd, (2575) Hansjörg Schütz, Fellbach, (2579) Dr. Hartmut Frommert, München (2581) Dr. Ernst Kiefer, Lingen, (2583) Karlheinz Klusen, Mönchengladbach, (2585) Franz Vrabec, Wien, (2588) StR. Ernst-Günter Meierarend, Lemgo, (2592) Wolfgang Steinicke, Umkirch, (2615) Volkssternwarte Aalen c/o Stadt Aalen, Aalen, (2623) Detlef Eidam, Hauneck-Oberhaun, (2625) Joachim Paul, Goslar, (2632) Dipl.-Phys Erich Keller, Hunderdorf, (2636) Dr. Wolfgang Gebhardt, Regensburg; (2644) Peter Lutz, Weiterstadt, (2646) Dr. Norbert Kosuch, Rosengarten, (2655) Manfred Walther, Kernen (Stetten), (2659) Dr. Michael Lehmann-Kahler, Harsefeld, (2660) Dr. Wolfgang Hund, Bremen, (2661) Ludger Lochner v. Hüttenbach, Emmerich, (2671) Willi Kratzer, Weilheim, (2669) Helmut Biedermann, Uttenreuth,
40-jährige Mitgliedschaft (1380) Dr. Ing. Walter Fichtl, Kaarst, (1382) Willi Hürter, Königswinter, (1392) Wolfram Knapp, Stuttgart, (1393) BaaderPlanetarium GmbH, Mammendorf, (1396) Günther Müller, Bodnegg, (1417) Rainer Klemm, Passau, (1425) Dipl.-Phys. Bernd Huhn, Neumünster
50-jährige Mitgliedschaft (326) Prof. Dr. Roland Wielen, Heidelberg, (327) Hilmar Ganser, Neuenbürg-Dennach, (329) Reinhard Rudolph, Bochum, (339) Eberhard Marte, Schramberg
unsere Ehrenmitglieder (14) Dipl.-Kfm. Günter Dietmar Roth, Icking/Isartal, (16) Edgar Mädlow, Berlin, (994) Dr. Karl Schaifers, Heidelberg, (8535) Hildegard Plötz, Haar, (55) Hans Oberndorfer, München
Leserbriefe
,,... Heute erreichte mich das Begrüßungspräsent mit der Post, und es war die Überraschung schlechthin! Bei dem VdS-Journal habe ich mit einer vielleicht 10-seitigen Publikation, wie sie von vielen Vereinen zur Darstellung des Vereinsablaufs und den Bekanntmachungen des Vorstandes, herausgegeben wird, gerechnet. Erhalten habe ich eine 160-seitige, hervorragend gestaltete Zeitschrift, die mich noch viele Abende beschäftigen wird. Dafür und natürlich auch für die weitere beigelegte Literatur en herzliches Dankeschön an den Verein und ein Kompliment an die Redaktion." Thomas Leinmüller, Sindelfingen
,,... Die tollen Artikel, persönlichen Berichte, sowie Bilder und Zeichnungen
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sind eine echte Bereicherung für mich. Beim Lesen sollte man nie vergessen, wie viel Arbeit, Ausdauer, Liebe und, nennen wir es ruhig beim Namen, Leidenschaft dahinter steht. Mal ist sie sehr wortmalerisch, mal zeigt sie sich in Form von Zahlen und Tabellen. Wobei mir ersteres noch ein klein wenig zu kurz kommt. Ein großes Lob an alle Beteiligten des VdSJournals. Eine tolle Sache!" Evelyn Petkow, München
,,... gestern habe ich das Begrüßungspaket von Ihnen bekommen. Ich habe mich sehr darüber gefreut. Herzlichen Dank. Man bekommt das Gefühl, gut aufgehoben zu sein ..." Heinrich-Jürgen Schulte-Vieting, Schleiden
,,... Betreut eigentlich irgendeine Fachgruppe unserer VdS den Bereich Kosmologie? Ich habe im Internet nichts gefunden. Ansonsten viel Lob für das VdS-Journal und die Vereinsführung!" Claus Zille, Nürnberg
,,... Im letzten VdS-Journal konnte man in dem Artikel von Herrn Gera über die Violauer Tagung lesen, dass diese nach der BoHeTa die älteste Tagung hier in Deutschland sei. Dem muss ich heftig widersprechen: Während es die Planetentagung erst seit 1982 gibt, finden die Sonnentagungen seit 1977 statt." Michael Delfs, Berlin
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Rückblick auf die Astronomietage 2003, 2004 und 2005
von Jost Jahn
Ort. Leider war das Wetter sehr schlecht in einigen Teilen Deutschlands und es kamen nur etwa 13.000 Besucher zu den Veranstaltungen. Die Besucherzahlen wurden im Jahre 2004 und 2005 durch eine Hochrechnung ermittelt. In der Grafik wurde dazu ein 75%Konfindenzintervall benutzt, in dem die wahren Zahlen mit 75% Wahrscheinlichkeit liegen. 2004 haben immerhin etwa 50% der Veranstalter ihre Besucherzahlen gemeldet (bzw. wurden durch mich nachgefragt). 2005 waren es nur noch 1/3 der Veranstalter, die sich dieser Mühe unterzogen. Nun wer-
ändern. Als Amateurastronom schaue ich mir zunächst die Zahlen an und dann posaune ich Zahlen hinaus. Wir sollten aber dennoch den Kopf nicht hängen lassen. Weit über 10.000 persönliche Kontakte bei den Veranstaltern ist doch ein schöner und hoffentlich auch bleibender Erfolg bei Besuchern und Veranstaltern. Ein besserer Erfolg als 100.000 Planetariumsbesucher - dünkt mir persönlich. Aus Platzgründen können dieses Mal nicht alle 55 Rückblicke und Kommentare der Veranstalter veröffentlicht werden.
Abb. 1: An den markierten Stellen gab es Veranstaltungen zum Astronomietag 2005. Ist auch Ihr Ort dabei?
Die bisher stattgefundenen dreiAstronomietage 2003, 2004 und 2005 hatten ganz unterschiedliche Vorzeichen. Im Jahre 2003 fanden damals geschätzte 100.000 Besucher (diese Zahl wurde aber nie korrekt ermittelt) zu den Veranstaltungen der Marsopposition. Diese 141 Veranstaltungen wurden durch die Berichterstattung in der Presse über die so sensationelle Jahrtausendopposition gefördert und das überall sternenklare Wetter spielt auch eine Rolle. 2004 sprang der Stern unter dem Motto ,,Lange Nacht der Sterne" auf den Zug auf, und unser Astronomietag fiel etwas hinten herunter, zumal selbst einige Volkssternwarten diesen Zug nicht alleine fahren lassen wollten. Dennoch gab es 180 Veranstaltungen - die sich zumindest bei uns für den Astronomietag angemeldet hatten - mit etwa 65.000 hochgerechneten Besuchern. Das Wetter selber war bis auf den Norden Deutschlands gut nutzbar. Im Jahre 2005 wollte der Rat Deutscher Planetarien (RDP) sich beteiligen - man sah aber organisatorisch nichts vom RDP. Die VdS hat den Astronomietag mit einer neuen Rekordbeteiligung von 225 Veranstaltungen dennoch zentral über die Webseite www.astronomietag. de ,,geführt". Die Organisation lag wie immer, und auch gewünscht, natürlich vor
Abb. 2: Zahlen, Daten, Fakten: die Astronomietage 2003, 2004 und 2005 im statistischen Vergleich
den manche fragen: So wenig Besucher insgesamt? Ja, so ist es! Jeder hat zwar die eine oder andere Großveranstaltung im Kopf, aber es gibt deutlich mehr kleine Veranstaltungen. Wenn allerdings etliche (Groß-)Veranstalter ihre Zahlen nicht melden, dann kann man daran auch nichts
Schauen Sie dazu bitte auf die Webseite www.astronomietag.de (im ,,Rückblick"). Wer seinen Rückblick im VdS-Journal veröffentlicht sehen möchte, möge ihn bitte direkt an die Redaktion senden (auch in Zukunft).
Abb. 3: Die Zahl der Veranstaltungen zu den drei vergangenen Astronomietagen nahm stetig zu, dank des Engagements der deutschen Amateur-Astronomen.
Abb. 4: Die Zahl der Besucher an den drei vergangenen Astronomietagen war leider rückläufig. Ursachenforschung s. Text.
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,,AT 2005"
,,... Leider gab es in Zörbig nur eine knapp zweistündige Wolkenlücke (aber in der ,,richtigen" Himmelsgegend) am frühen Nachmittag. Immerhin kamen etwa 20 Besucher, die erstaunt waren, dass Venus und Sterne (Arktur) gut am Tage sichtbar sind. Die Sonne hatte ja rechtzeitig noch eine große Fleckengruppe ,,bereitgestellt". Diese und die prächtigen Protuberanzen an diesem Nachmittag fanden großes Interesse. - Das war es dann aber auch. Donnergrollen beendete bald den Astronomietag. Ich danke für Ihre Unterstützung bei der Werbung für diesen Tag. Insbesondere haben die Faltblätter Wirkung gezeigt. Ich würde mir wünschen, solche das ganze Jahr über zur Verfügung zu haben - nicht an einen Termin gebunden, aber durch Ihre Aufmachung Interesse an der Astronomie weckend. Mundpropaganda allein oder eine kurze Pressemitteilung (die ich gelegentlich benutze) würden dadurch wirkungsvoll unterstützt. Vermisst habe ich in den Zeitungen (auch im Fernsehen) Hinweise auf den Tag der Astronomie (wohl aber wurde schon im Voraus auf den Tag des Denkmals berichtet) ..." Wolfgang Ihle, Zörbig
,,... Den dritten Astronomietag wollte ich nun doch einmal nutzen, um in unserer Kleinstadt mit 10.000 Einwohnern, 60 km von Potsdam entfernt, interessierte Leute und aktive Astronomiebegeisterte zusammen zu bringen. Die Entscheidung habe ich lange hinausgezögert, mit den Gedanken, wenn nun sehr viele den Termin nutzen und am Stadtrand mit großen Erwartungen erscheinen, bin ich allein in der Lage diesen Tag zu gestalten. Persönlich kam noch hinzu, dass ich an mir selbst hohe Erwartungen gestellt habe, ohne dass der Spaß zu kurz kommen sollte. Vorstellungen waren, nicht zu spät zu beginnen, sondern die Möglichkeit zu bieten durch ein 8-Zoll-Newtonteleskop, mit Filter selbstverständlich, die Sonne zu beobachten, die Venus auszusuchen und sich dann in den nächtlichen Sternenhimmel zu verlieren. Bis zum Vortag konnte man von den Beobachtungsbedingungen nur schwärmen. Sternklarer Himmel und ruhige Luft ließen mich hoffen, dass es am 10. September genau so sein würde. Aber schon am Vormittag zogen die ersten Wolken auf, und zu Beginn der Veranstaltung konnte
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 1: Matthias Puhlmann konnte vor dem Astronomietag 2005 die Presse mobilisieren...
man nicht mal die Sonne auffinden. Es waren vier Unerschrockene, die trotzdem den Weg zum Stadtrand nicht scheuten. Ein wenig Fachsimpelei über Beobachtungsmöglichkeiten in der nächsten Zeit, über Einsatz verschiedener Fernrohre und eigene Erfahrungen beim Beobachten, mehr war bis zu dem sich ankündigenden Gewitter und Regen leider nicht möglich. Ich hatte große Unterstützung durch die örtliche Presse, und auch der 2. Termin, die partielle Sonnenfinsternis, bot eine weitere Möglichkeit, mit Gleichgesinnten in Kontakt zu kommen und vielleicht bei vielen anderen das Interesse an Astronomie zu wecken. Aber leider lohnte es sich in unserer Gegend nicht, den Fuß über die Schwelle zu setzen. Es war traurig mit anzusehen, wie sich Wolkenschicht auf Wolkenschicht bildete. Es gelang mir trotzdem am Fenster mit einem kleinen Spiegelteleskop (76 mm / 600 mm)
und einer Spiegelreflexkamera einige Aufnahmen zu machen. Ein Sonnenfilter war nicht notwendig ... Ich wünsche allen Mitgliedern und vor allen den ,,Machern" des tollen Journals ein schönes Weihnachtsfest, einen guten Rutsch in neues Jahr und vor allem gute Beobachtungsnächte ..." Matthias Puhlmann, Jüterbog
,,... Irgendwann musste uns das Wetterunglück verlassen und das war heuer dann auch der Fall. Da die Wetterprognosen wenig Aussichten auf klaren Himmel für den 10. September versprachen, machten wir uns auch nur mit kleinerem Gerät auf den Weg zu unserem bewährten Veranstaltungsort der Waldherralm in Wackersberg bei Bad Tölz. Gerne hätten wir unserem Publikum die Sonne durch zwei Coronado PST-
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Abb. 2: Franz Xaver Kohlhauf und seine ,,Mannschaft" am Astronomietag 2005
Teleskope präsentiert, aber leider verhinderte dauerhafte Bewölkung jeden Blick auf Sonnenprotuberanzen. Es gab auch keine Venus, Mars, Uranus oder Neptun
zu sehen. Lediglich der Mond konnte für ein paar Minuten von einigen unentwegten Besuchern mit großem Hallo durch zwei 8-zöllige SC-Teleskope bestaunt wer-
den. Bei wieder geschlossener Bewölkung konnten unsere Fernrohre immerhin ihre Leistungsfähigkeit noch beim Beobachten von Kühen unter einem weit entfernten Gipfelkreuz unter Beweis stellen. Begleitet von so manch witzigem Kommentar hüpften wir mit den Besuchern auf diese Weise von Gipfel zu Gipfel anstatt von Stern zu Stern. Als Trost verwiesen wir auf die Sonnenfinsternis am 3. Oktober, zu deren Beobachtung wir auch auf die Waldherralm einluden. Diese sollte aber wettermäßig genauso ablaufen wie der Astronomietag 2005. Lediglich die Schirme auf dem Gruppenfoto benötigten wir an beiden Tagen nicht. Mit herzlichen sternfreundlichen Grüßen und dem Wunsch für besseres Wetter für den Astronomietag 2006."
Franz Xaver Kohlhauf, Bad Tölz
4. Astronomietag am 16. September 2006 - Die Vereinigung der Sternfreunde lädt ein
Nach den vorangegangenen Veranstaltungen ruft die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) nun zum vierten Mal zu einem bundesweiten Tag der Astronomie auf. In dieser Ausgabe wurde auf Seite 131 über die Ergebnisse der ersten Veranstaltungen berichtet, auch über den Versuch, erneut eine Kooperation mit der ,,Langen Nacht der Sterne" einzugehen. Doch nach dem Rückzug des STERN kam es leider nur zu einem gemeinsamen Treffen der ehemaligen Kooperationspartner im November 2005. Bei diesem Treffen wurde als neuer Termin der 16. September 2006 festgelegt. Bei Abfassen dieses Beitrages ist eine Beteiligung des Initiativkreises ,,Lange Nacht der Sterne" eher unwahrscheinlich, denn bis Ende Februar ist es zu keinem weiteren Planungsgespräch gekommen, so dass die VdS ihrerseits diesen 4. Astronomietag organisieren wird. Alle interessierten Sternfreunde, Hobby-Astronomen, Planetarien und astronomische Institutionen sind herzlichst dazu eingeladen sich an diesem Termin zu beteiligen. In einem ersten Rundschreiben haben wir rund 280 Institutionen und Vereine angeschrieben und diesen Termin kommuniziert.
Was bietet die VdS? Auch in diesem Jahr wird es einen Flyer geben, der von allen Veranstaltern über die VdS ab Juni bezogen werden kann. Gegen Einsendung von drei 1,45 -Briefmarken erhalten die VdS-Mitglieder 50 Flyer gratis zugeschickt. Für Nichtmitglieder ist der Flyer kostenpflichtig und kann auch in größeren Stückzahlen zu Selbstkosten abgerufen werden. Ein Plakat wird nicht zur Verfügung stehen. Im Vorjahr wurden rund 51.000 Flyer und 900 Plakate an fast 250 Adressen zum Versand gebracht!
Webseite Astronomietag Unter www.astronomietag.de werden wir - wie im Vorjahr - ab sofort Ihre Veranstaltungen und Programme zum Astronomietag ankündigen. Wenden Sie sich bitte an unser Vorstandsmitglied Jost Jahn (jost.jahn@vds-astro.de). Sie finden auf dieser Homepage alle Veranstaltungsorte und Angaben zu den verschiedenen Aktivitäten im Überblick.
Pressearbeit Die VdS wird, wie im Vorjahr, wieder eine groß angelegte Pressekampagne
starten. In diesem Jahr werden sich die im SPEKTRUM-Verlag erscheinenden astronomischen Zeitschriften ,,Sterne und Weltraum" sowie ,,Astronomie Heute" mit beteiligen und über die Aktivitäten berichten. Am 16. September wird es im Rahmen der Astro-Messe AME in Villingen-Schwenningen, die auf einer Ausstellungsfläche von 3.200 Quadratmetern stattfindet, eine zentrale Veranstaltung geben. Diese Messe wird von Sternfreund und VdS-Mitglied Siegfried Bergthal initiert und organisiert. Auch die VdS ist mit einem großen Stand auf dieser Messe vertreten. Im Rahmenprogramm sind Vorträge und Workshops geplant. Eine spezielle Präsentation ist dem Optiker Ernst Abbe gewidmet. Ein Vorbericht zu dieser AstroMesse erscheint in unserer nächsten Ausgabe.
Ihr Otto Guthier, VdS-Vorstand
VdS-Journal Nr. 20
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Volker Witt: Astronomische Reiseziele für unterwegs - Sternwarten, Museen und Schauplätze der Astronomie
Elsevier Spektrum Akademischer Verlag, 2004, ISBN 3-8274-1414-8, Preis 30,-
Dem aufmerksamen Leser von ,,Sterne und Weltraum" ist Volker Witt bereits als Autor zahlreicher Artikel über Sternwarten bekannt. Die Idee lag also nicht fern, diese als Grundlage für ein Buch zu nehmen. Das Ergebnis kann sich sehen lassen. Mit den Büchern ,,Sternwarten der Welt" von Marx und Pfau und ,,Sternwarten in Bildern" von Müller ist ,,Astronomische Reiseziele" nicht vergleichbar. Hier handelt es sich, wie der Titel schon ausdrückt, primär um einen Reiseführer. Allerdings einen mit Gewicht, nicht nur was die ,,kg" angehen (das Buch ist trotz seines kleinen Formats erstaunlich schwer - für's Handgepäck aber immer noch gut geeignet), sondern vor allem aufgrund seines Inhalts. Hier ist eine hervorragende Mischung aus Objektbeschreibung, Geschichte, wissenschaftlichem Hintergrund und praktischen Reisetipps für jedes einzelne Ziel entstanden. Das Buch hat das Zeug zum echten Klassiker. Grund ist sicherlich eine ideale Paarung von Witts Interessen: Astronomie, Geschichte und Reisen. Das Buch ist klar gegliedert, sowohl geografisch als auch thematisch. Der Autor behandelt in einzelnen Kapiteln Ziele in Deutschland, Österreich, Schweiz, Frankreich, Italien, Großbritannien, Irland, Spanien und im übrigen Europa und wech-
selt dann nach Nord- und Südamerika. Unterstützt wurde er, hinsichtlich der Texte, von anerkannten Experten. Was sind die Reiseziele? Es geht natürlich hauptsächlich um Sternwarten, unterteilt in aktive (hier ist auch die Radioastronomie vertreten) und historische, wie z. B. Birr Castle oder Dorpat (Tartu). Aufgenommen sind aber auch Museen und Gedenkstätten, Plätze von Meridianlinen, archäoastronomische Orte (z. B. Stonehenge, Newgrange oder die Externsteine) und Meteoritenkrater. Mit diesem Buch im Gepäck erlebt man manches Urlaubsziel völlig neu. Etwa Florenz. Hier kann man das Haus von Galilei, die alte Sternwarte ,,La Specola" oder das neue Observatorium in Arcetri besuchen. Witt belässt es aber nicht bei der ausführlichen Darstellung der geschichtlichen Hintergründe, der Architektur und des Instrumentariums. Was die Sache wirklich nützlich macht, ist die Beantwortung der Frage ,,Wie komme ich dahin?". Mit großer Sorgfalt wurden Adressen, Internetseiten bis hin zu Busverbindungen recherchiert. Hier besteht natürlich die Gefahr, dass sich Daten ändern - neue Auflagen können dies aktualisieren. Gibt es Kritikpunkte? Eigentlich nur hinsichtlich der Abbildungen, die, um genü-
gend Platz für den umfangreichen Text zu bieten und wegen des gewählten Buchformats, notgedrungen etwas klein ausgefallen sind. Es handelt sich eben nicht (wie etwa das Buch von Müller) um einen Bildband über Sternwarten. Die Stärke dieses Buches liegt eindeutig in Unfang und Genauigkeit der Informationen. Es sind zwar längst nicht alle Sternwarten verzeichnet (was die osteuropäischen angeht wird man auf das Buch von Marx und Pfau nicht verzichten können) aber die Auswahl ist vernünftig - sonst wäre das Buch sicher zu schwer für's Handgepäck. Gut, Weihnachten ist vorbei, aber die Hauptreisezeit naht unaufhaltsam: Was liegt also näher, sich rechtzeitig mit ,,Astronomischen Reisezielen" zu befassen! Volker Witts Buch ist hier eine wahre Fundgrube.
Wolfgang Steinicke
Original und Fälschung -
das astronomische Suchbild
Die Redaktion bietet in diesem Heft eine neue Rubrik an. Ihr scharfes Auge ist gefragt! Betrachten Sie die beiden Bilder des Kugelsternhaufens M 13 im Sternbild Herkules genau: Finden Sie die 10 versteckten Fehler!
VdS-Journal Nr. 20
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Abb. 1: Zunehmender Mond mit Merkur und Venus über den mächtigen Pyramiden Ägyptens und der angestrahlten Großen Sphinx. Aymen Ibrahem nahm dieses Motiv am 8. Juli 2005 über dem Plateau von Gizeh auf. Er setzte dazu seine Praktica mit f/2,8 ein und belichtete 0,5 Sekunden auf Kodak Ultra 400.
Abb. 2. Am 15. Juni 2005 nahm Uwe Freitag gegen 0:15 Uhr UT diese Szenerie auf: Leuchtende Nachtwolken über dem Malerwinkel Lübecks. Mit einer Pentax istDS wurde bei f = 30 mm, Blende 4,5 und ISO-400-Einstellung 15 Sekunden lang belichtet.
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VdS-Journal Nr. 2109
Abb. 3: LRGB-Bild der Galaxie M 82, aufgenommen mit Eigenbau 14-Zoll-RC und ST10XME CCD-Kamera bei 3.654 mm Brennweite. Insgesamt 195 Minuten belichtet in der Nacht vom 15. auf den 16.1.2005. Spaß and er Arbeit hatte das Astroteam 50/10 (Ralf Mündlein, Gundbert Banik und Reinhard Nürnberger), VdS-Fachgruppe Astrofotografie.
Abb. 4: Der 5,7 Tage alte Mond mit leichtem aschgrauem Licht am 5.6.2003, aufgenommen mit Canon EOS 500 N und 100-300mm Zoomobjektiv, Brennweite 300 mm, belichtet mit Fotostativ und Kameraautomatik auf Kodak Farbwelt 200 (Manfred Holl).
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Gedanken zu großen Öffnungen
von Peter Riepe und Harald Tomsik
Das Thema ,,Größenwahnsinn" (VdSJournal für Astronomie 18, S. 117 und 19, S. 114) muss noch einmal aufgegriffen werden. Wir gehen mit Christian Leu hundertprozentig konform, dass große Teleskope für visuelle Beobachter mehr bringen als kleine. Von der Theorie her ist das ganz simpel: Je mehr Licht von Punktquellen gesammelt wird, desto schwächere Grenzsterne sind erreichbar. Niemand zweifelt daran, dass das Lichtsammelvermögen proportional zum Quadrat der Teleskopöffnung ist! Die Praxis bestätigt das: Ein Zwölfzöller bringt es erfahrungsgemäß auf eine visuelle Grenzgröße von etwa 14,5 mag. Im 1,12m-Newtonreflektor der Sternwarte Melle hingegen sind Sterne von 17,5 mag deutlich zu sehen. Und das hat Auswirkungen auf das Beobachtungserlebnis bei den DeepSky-Objekten! M 13, das Paradebeispiel der nördlichen Kugelsternhaufen, zeigt bereits mit 30 cm Öffnung eine immense Sternenfülle und ist dabei bis ins Zentrum in Einzelsterne aufgelöst. Eine Öffnung von 112 cm jedoch gibt alle Sterne, die der Zwölfzöller zeigt, bei gleicher Vergrößerung 14-mal intensitätsstärker wieder. Zusätzlich werden auch all diejenigen Sterne sichtbar, die der Zwölfzöller nicht zu bringen imstande ist, nämlich die zahllosen Sterne von 14,5 bis 17,5 mag! Sie erhöhen die im Okular sichtbare Sternenfülle beträchtlich und verschaffen ein viel intensiveres Seherlebnis als mit dem Zwölfzöller.
Die Beobachtung von M 31 hat unsere Erwartungen erheblich übertroffen. So ist nicht nur beim motorischen Abfahren der Galaxie die Wiedergabe der Dunkelwolken zwischen den Spiralarmen überaus kontrastreich. Auch das Erkennen der hellsten Einzelsterne in NGC 206, einer hellen Sternenwolke in M 31, ist verbürgt. Mit Teleskopen von 20 und 30 cm Öffnung bleibt eine solche Beobachtung schlichtweg ein frommer Wunsch.
Ähnlich ist es mit Planetarischen Nebeln. Wir haben in der Sternwarte Melle bei öffentlichen Beobachtungen ein Celestron 8 im Einsatz. Damit lässt sich beim Wechsel zum großen Newton der Unterschied beider Teleskope eindrucksvoll demonstrieren. Zwar ist NGC 6543 auch im Celestron
8 mit einem
Okular von 12,5
mm Brennweite
bei 160-facher
Vergrößerung als
schöne und helle
kleine Fläche zu
sehen. Der Anblick
im 1,12-m-Newton
jedoch ist mit dem
Pentax-Okular von
28 mm Brennweite
ungleich kontrast-
reicher. Dabei
wird bei 4,4 m
Primärbrennweite
die gleiche 160-
fache Vergrößerung
erzielt. Der Unter-
schied liegt in der
Austrittspupille! Im
Celestron 8 beträgt
sie bei 160-facher
Vergrößerung 1,25
mm, im 112-cm-
Newton dagegen 7
mm, einfach weil
dessen Öffnung
5,6-mal größer
ist! Die visuel-
le Erkennbarkeit
schwacher Kon- Abb. 1:
traste ist für das Spiralarm von M 81, Newton 1.120 mm / 4.400 mm mit
Auge - genauso wie LcCCD11N CCD-Kamera ohne Bildfeldkorrektor,
bei der Fotografie Belichtung 24 Minuten, FWHM = 1,24 Bogensekunden
auf Chip oder Film (Bildautoren: Harald Tomsik und Peter Riepe).
- eine Frage des
Signal/Rausch-Ver-
hältnisses. Dass bei
solcher Lichtfülle in vielen Planetarischen alles Erdenkliche getan, um negative
Nebeln mit Öffnungen über 1 Meter Auswirkungen auf die Luftqualität von
auch echte Farben wahrnehmbar wer- vornherein erst einmal so weit wie mög-
den, muss man erlebt haben! Für öffent- lich einzuschränken? Steht Ihr Teleskop
liche Beobachtungen entbehrt der höhere beispielsweise nahe am Erdboden oder
Bildungswert eines großen ,,Lichteimers" hoch über den bodennahen Luftschichten,
jeglicher Diskussion.
in denen der abendliche Wärmeaustausch
Jetzt ein immer wieder gern, aber oft mit dem Erdboden stattfindet? Welche
unfachmännisch diskutierter Punkt - das Vorkehrungen haben Sie getroffen, um das
Seeing. Ich lese regelmäßig - zugegeben Aufheizen des Sternwarteninneren wäh-
mit einem Schmunzeln - die Behauptung, rend des Tages zu minimieren? Welche
dass das Seeing in Deutschland für Möglichkeiten schneller Entlüftung haben
Großteleskope zu schlecht sei. Man argu- Sie technisch umgesetzt? Gibt es thermi-
mentiert mit Turbulenzzellen von 10 bis sche Quellen, die Turbulenzen erzeugen,
20 cm Durchmesser. Zunächst einmal nicht nur in der nahen Umgebung, sondern
eine alles entscheidende Frage an diese auch in der Sternwarte und im Teleskop
Experten: Haben Sie an Ihrer Sternwarte selbst?
VdS-Journal Nr. 20
138 Z U M N A C H D E N K E N
Erst wenn das alles bedacht ist, sollte man den zweiten Seeing-Aspekt ansprechen: die Turbulenz der Atmosphäre. Zellengrößen von 10 bis 20 cm sind kein Konstantwert! Die Turbulenz der Luft ändert sich von Tag zu Tag, wie auch die Transparenz und die Lufttemperatur. Es gibt Zeiten und Wetterlagen, an denen wir in Melle ein Seeing um 1,5 Bogensekunde und besser haben. Zum Glück - sonst würde man uns nicht glauben - lassen sich die fotografischen Leistungen anhand der Sternprofile in Form der FWHM-Werte (Full Width at Half Maximum) korrekt quantifizieren. Damit haben die spekulativen SeeingDiskussionen endlich ein Ende! Das nebenstehende Foto entstand bei einer FWHM von 1,24 Bogensekunden. Richtig gelesen! Es ist kein glücklicher Jahrhundertschuss, Bilder dieser Auflösung sind bei uns nicht selten! Suchen Sie ruhig nach einem Vergleichsbild in der Amateurszene mit kleineren Öffnungen - es dürfte schwer fallen.
Für die hoch aufgelöste Wiedergabe schwach kontrastierter Objektpartien gilt das eben schon Gesagte: Erzielen eines möglichst hohen Signal/RauschVerhältnisses. Und das ist eben nicht nur eine Frage der Belichtungszeit! Sonst könnte man ja mit einem Zweizöller bei hinlänglich langer Belichtung M 81 ebenso wiedergeben wie mit dem 1,12-m-Newton. Hohe Auflösung bei gleichzeitig hohem Bildkontrast ist nur möglich mit Öffnung, Öffnung und nochmals Öffnung.
Andererseits muss man natürlich klarstellen, dass der Blick durch ein Großteleskop bei schlechtem Seeing einer Ohrfeige gleichkommt. Das Abbild eines Sterns tänzelt nicht hin und her, es wabert als insgesamt unscharfe Verbreiterung. Aber es geht ja Gott sei Dank nicht immer nur um das Erkennen von Detailstrukturen, sondern oftmals um das Wahrnehmen schwacher Objekte überhaupt. Und bei mäßigem Seeing gibt es dann für große Teleskope den sinnvollen Weg über kleine Vergrößerungen.
Es ist sicherlich richtig, dass so mancher ,,normale Amateur" den Großteleskopbesitzer unterschwellig als Prahler empfindet. Manchmal ist schlichtweg auch - sehr menschlich - Neid im Spiel. Lassen Sie uns einen Gedanken zur Relativierung der ,,astronomischen Großgrundmitbesitzer" äußern. Unsere Meller Gruppe hat sich jahrelang für den
VdS-Journal Nr. 20
Abb. 1: Spiralarm von M 81, Newton 1.120 mm / 4.400 mm mit LcCCD11N CCD-Kamera ohne Bildfeldkorrektor, Belichtung 24 Minuten, FWHM = 1,24 Bogensekunden (Bildautoren: Harald Tomsik und Peter Riepe).
Aufbau und die stückweise technische Verfeinerung des ,,schwarzen Riesen" krumm gelegt. Die Sternwarte wurde zur Erfüllung eines Traums, an dessen glücklichem Ausgang es auch oft genug Zweifel und Ängste gab. Nicht nur immense Arbeit wurde investiert, auch erhebliche Geldmittel. Erst die Zusammenfindung in einer Gruppe machte ein so ehrgeiziges Projekt möglich. Unsere Schulden werden erst in etlichen Jahren getilgt sein, trotz erheblicher Förderung in Form von Sachmitteln (Material, Maschinennutzung, Knowhow) durch Sponsoren. Es gab zwischenzeitlich zahlreiche der hinlänglich bekannten, lächelnden Zeitgenossen, die vieles grundsätzlich besser wissen und schneller umsetzen. Hinter der Hand wurde weitergegeben, dass wir uns offensichtlich doch zuviel zugemutet hätten und nun die Technik nicht in den Griff bekämen. Aber wir publizierten keine prahlerischen Berichte, führten keine überstürzten Aktionen zur Teleskop-Realisierung durch, sondern blieben auf dem Teppich und wirkten (leise und hartnäckig) weiter auf unser Ziel hin. In den nächsten Jahren wird sichtbar werden, was ein großes Amateur-Teleskop in Deutschland wirklich bringt, wenn man zunächst alle peripheren Probleme analysiert und diese dann auch konsequent behebt.
Um den Gewinn eines großen Teleskops vor Ort zu erleben und sich damit ein eigenes Urteil bilden zu können, ob
Teleskope jenseits der 30 cm Öffnung Sinn machen oder nicht, laden wir Sie herzlich nach Melle ein: www.sternwartemelle.de. Nehmen Sie Kontakt zu unserer Geschäftsführung auf und lassen Sie sich einen Besuchstermin geben.
V O R S C H A U 139
Vorschau auf astronomische Ereignisse
zusammengestellt von Werner E. Celnik. Alle Angaben ohne Gewähr!
Mai 2006 4. ganze Nacht
5. 7:13 MESZ
10.
23:30 MESZ
11.
2:42 MESZ
13.
8:51 MESZ
20.
11:21 MESZ
27.
7:26 MESZ
29.
2:00 MESZ
30.
23:00 MESZ
31.
24:00 MESZ
Jupiter in Opposition zur Sonne, -2,5 mag, ø 44,7'' Erstes Viertel Kleinplanet (4) Vesta (8,2 mag) 18' nördl. Gem (3,6 mag), Sternb. Zwillinge Mond 23' südl. Spica ( Vir) Vollmond Letztes Viertel Neumond Kleinplanet (2) Pallas (9,7 mag) 15' süd westl. 113 Her (4,6 mag), Sternb. Herkules Mond 2,6 Grad südl. Pollux ( Gem), Sternb. Zwillinge Mond 2,5 Grad nördl. Saturn (0,3 mag)
Juni 2006 2. 23:30 MESZ
4. 0:30 MESZ
1:06 MESZ
11.
0:22 MESZ
20:03 MESZ
16.
ganze Nacht
ganze Nacht
17.
23:30 MESZ
18.
16:08 MESZ
21.
14:26 MESZ
23.
3:30 MESZ
25.
18:05 MESZ
Mond 1,3 Grad nordöstl. Regulus ( Leo), Sternb. Löwe Saturn (0,3 mag) im off. Sternhaufen M44 (3,1 mag), Sternb. Krebs Erstes Viertel Mond 45' südl. Antares ( Sco), Sternb. Skorpion Vollmond Pluto in Opposition zur Sonne (Entf. 4.506 Mio. km), 14,0 mag, Sternb. Schlange Kleinplanet (532) Herculina (9,2 mag) in Opposition zur Sonne, 12' südl. Ser (4,2 mag), Sternb. Schlange Mars (1,7 mag) 35' nördl. Saturn (0,3 mag), NW, Höhe 4 Grad , Dämmerung! Letztes Viertel Sommeranfang Mond am Südrand der Plejaden (M45), NO, Höhe 4 Grad , Dämmerung! Neumond
Juli 2006 3. 18:37 MESZ
6. 1:30 MESZ 1:56 MESZ
11.
5:02 MESZ
16.
0:45 MESZ
17.
21:13 MESZ
Erstes Viertel 23:30 MESZ Mond 2,1 Grad südöstl. Spica ( Vir), Sternb. Jungfrau Kleinplanet (7) Iris (9,7 mag) 13' nördl. Psc (3,6 mag), Sternb. Fische Kleinplanet (29) Amphitrite (9,5 mag) am Nordrand des Kugelsternhaufens M55 (6,3 mag), Sternb. Schütze Vollmond Pluto (14,0 mag) 21' südl. des Sterns Ser (3,5 mag), Sternb. Schlange Letztes Viertel
22.
1:33 MESZ Kleinplanet (7) Iris (9,5 mag) 26' südl.
der Galaxie NGC 772 (11,1 mag),
Sternb. Widder
25.
6:31 MESZ Neumond
31.
2:00 MESZ Kleinplanet (6) Hebe (8,0 mag) 25'
südöstl. des off. Sternhaufens M73 (8,9
mag), Sternb. Wassermann
22:30 MESZ Mond 2,6 Grad westl. Spica ( Vir), Sternb.
Jungfrau
August 2006
2. 10:46 MESZ Erstes Viertel
4. 22:00 MESZ Neptun (7,8 mag) 1,1 Grad nördl. Cap (4,3
mag), Sternb. Steinbock
22:22-23:13 MESZ Mond bedeckt Sco (2,8 mag),
Bedeckungsanfang am dunklen
Mondrand, Sternb. Skorpion
22:30 MESZ Mond 1,9 Grad südöstl. Antares ( Sco),
Sternb. Skorpion
6. 23:30 MESZ Kleinplanet (10) Hygiea (9,9 mag) 15'
südl. Sgr (2,9 mag), Sternb. Schütze
7. ca. 4:40 MESZMerkur (0,1 mag) in größter westl.
Elongation (19 Grad ), NO, Höhe 2 Grad ,
Morgendämmerung, schwierig
Merkur 2,9 Grad unterhalb Venus (-3,9 mag,
ø 7,6'', 40% beleuchtet)
8. 23:30 MESZ Kleinplanet (15) Eunomia (8,5 mag) 52'
nördl. Cap (3,1 mag) und 1,2 Grad südl.
Cap (4,8 mag), Sternb. Steinbock,
Kleinplanet (241) Germania (11,1 mag)
11' südöstl. (15) Eunomia
9. 12:54 MESZ Vollmond
10.
4:30 MESZ Merkur (-0,3 mag) 2,2 Grad südöstl. Venus (-
3,9 mag), NO, Dämmerung!, vgl. auch
11.8.
11.
ganze Nacht Neptun (7,8 mag) in Opposition zur
Sonne (Entf. 4.344 Mio. km), ø 2,4'',
Sternb. Steinbock, max. Höhe 25 Grad
12.
ca.1Uhr MESZMaximum Perseiden-Meteorschauer, ca.
100 Meteore/Std., Gesamt-Sichtbarkeit
1.-17.8.
16.
3:51 MESZ Letztes Viertel
19.
23:00 MESZ Kleinplanet (29) Amphitrite (10,0 mag)
30' südwestl. Sgr (2,6 mag), Sternb.
Schütze
22.
5:00 MESZ Mond 2,3 Grad nördl. Venus (-3,9 mag),
Nordost-Horizont, Dämmerung!
23.
21:10 MESZ Neumond
24.
2:00 MESZ Kleinplanet (6) Hebe (8,2 mag) 6'
südöstl. Cap (5,1 mag), Sternb.
Steinbock
26.
ca.5:10 MESZ enge Begegnung von Venus (-3,9 mag)
und Saturn (0,4 mag), Abstand 10,7',
NO, 2 Grad Höhe, Morgendämmerung
VdS-Journal Nr. 20
140 V O R S C H A U
Astronomische Veranstaltungen gesammelt von Werner E. Celnik (alle Angaben ohne Gewähr!)
Fr, 5. - So, 7.5.2006
Deep-Sky-Treffen 2006
Ort:
Hotel Sonnenblick bei
Bebra
Veranstalter: VdS-Fachgruppen ,,Deep-
Sky" und ,,Astrofotografie"
Info und Jens Bohle (Visuelle
Anmeldung: Deep-Sky-Beobachtung),
Frankenstr. 6,
D-32120 Hiddenhausen,
www.vds-astro.de/
fg-deepsky/dst.htm,
E-Mail: dst@fachgruppe-
deepsky.de
Fr, 12. - So, 14.5.2006
Jahrestagung der VdS-Fachgruppe
,,SPEKTROSKOPIE"
Ort:
Sternwarte Sonneberg,
Thüringen
Information: http://www.pollmann.ernst.
org
Anmeldung: Ernst.Pollmann@aol.com
Sa, 13.5.2006
22. ATT
Astronomischer Tausch und Trödel Treff
Ort:
Gesamtschule Bockmühle,
Ohmstraße 32, 45143 Essen
Veranstalter: Verein für volkstümliche
Astronomie, Essen
Information: Verein für volkstümliche
Astronomie, Weberplatz 1,
D-45127 Essen (Bitte
mit EUR 1,45 frankierten
DIN-C-5 Rückumschlag
einsenden).
Tel./Fax: 0201-510401,
E-Mail:
vva.essen@astronomie.de
Sa, 20.5.2006, 9:30 Uhr
Veränderlichenbeobachter-Treffen in
Hartha / Sachsen
Am Vorabend bereits zwangloses
Zusammensein im Hotel.
Ort:
Bruno-H.-Bürgel-
Sternwarte Hartha
(Krs. Döbeln), Töpelstr. 43
Information: Werner Braune,
Münchener Str. 26-27,
10825 Berlin,
Tel. 030-7848453,
E-Mail:
zentrale@bav-astro.de
VdS-Journal Nr. 20
Do, 25. - So, 28.5.2006
30. SONNE-Tagung
u.a. mit Seminaren, Fachvorträgen,
Amateurvorträgen, Besuch des MPI für
Sonnensystemforschung
Ort:
Germerode / Nordhessen
Information: Michael Delfs,
Waldsassener Str. 23,
12279 Berlin,
http://sonnetagung.de,
E-Mail:
sonnentagung2006@arcor.de
Fr, 2. - Mo, 5.6.2006
25. Planeten- und Kometentagung
mit Workshops, Amateurreferaten,
Fachvorträge, gemeinsames Beobachten
Ort:
Bruder-Klaus-Heim,
Violau, Nähe Augsburg
Info und http://violau.istcool.de
Anmeldung: oder bei Wolfgang Meyer,
Martinstr. 1,
12167 Berlin oder
E-Mail von Arnold Wohlfeil:
arnoldix@snafu.de
Sa, 10. - So, 11.6.2006
9. Kleinplanetentagung der Fachgruppe
,,Kleine Planeten"
Veranstalter: VdS-Fachgruppe
Kleine Planeten und
Volkssternwarte Drebach
Ort:
Volkssternwarte und Zeiss-
Planetarium Drebach
Information: www.kleinplanetenseite.de/
oder www.minorplanets.
de/tagung 2006/
bzw. Gerhard Lehmann,
Persterstr. 6h,
09430 Drebach
So, 16.7. - Sa, 5.8.2006
42. International Astronomical Youth
Camp (IAYC)
Ort:
Temesek, Tschechische
Republik
Veranstalter: IAYC Workshop
Astronomy e.V.
Information: Klaas Vantournhout,
Eninkstraat 21,
B-8210 Loppem, Belgium,
Tel.: +32-50-824140,
E-Mail: info@iayc.org
Sa, 22.7. - Sa, 29.7.2006 7. Internationale Astronomiewoche Arosa
Top-Wissenschaftler berichten über ihre neusten Forschungen, Himmelsbeobachtungen auf 2.000 - 2.700 m, eigene Instrumente mitbringen Veranstalter: Astronomische Gesellschaft
Graubünden AGG, eine Sektion der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft SAG Information: www.astro.arosa.ch
Sa, 22.7. - Sa, 5.8.2006
Astronomisches Sommerlager ASL
2005
Das astronomische Jugendlager der VdS!
Ort:
JH Klingenthal
Veranstalter: Susanne M. Hoffmann
(oder VEGA) c/o
Information: Archenhold-Sternwarte,
Alt-Treptow 1,
12435 Berlin,
Tel.: 0331/9791033 (abends),
mobil: 0173/6483418,
E-Mail:
service@vega-astro.de
Mi, 16.8. - So 20.8.2006
4. ATB (Amateur-Teleskoptreffen-
Burgwald)
Ort:
Wohratal - OT-
Hertingshausen,
Landkr. Marburg-Biedenkopf
Veranstalter: Astronomie-Gruppe
Lahn/Eder e.V.
Info und Manfred Velte,
Anmeldung: Tel.: 0170-7434762,
E-Mail:
astronomie@onlinehome.de
www.astronomie-lahn-
eder.de, Teilnahme nur bei
vorheriger Anmeldung
möglich!
Sa, 19. - So, 27.8.2006
BAV-Urlaubswoche
Veränderlichenbeobachtung mit kom-
pletter Information visuell und mit CCD,
Ausflugsprogramm
Ort:
VdS-Sternwarte
Volkssternwarte Kirchheim/
Thüringen
Info und Werner Braune,
Anmeldung: Münchener Str. 26,
10825 Berlin,
Tel. 030-7848453,
E-Mail:
V O R S C H A U 141
zentrale@bav.astro.de, Anmeldeschluss 15.5.2006, Mindestteilnehmerzahl: 6
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
Fr, 8. - So, 10.9.2006 BAV-Veränderlichen-Tagung und Mitgliederversammlung Vorabend-Treffen für schon anwesende Teilnehmer an anderem Ort, Tagungsbeginn Sa, 10 Uhr, Fachvortrag und Amateurreferate,
Sonntag BAV-Mitgliederversammlung
Ort:
Physikgebäude, Albert-
Überle-Str. 3-5, Heidelberg
Information: Werner Braune,
Münchener Str. 26-27,
10825 Berlin,
Tel. 030-7848453,
E-Mail:
zentrale@bav-astro.de
30. SONNE-Tagung der Amateursonnenbeobachter
in Germerode / Nordhessen vom 25.bis 28. Mai 2006
- Seminare ,,Einführung in die Sonnenbeobachtung" - ,,Sonnenaufnahmen mit GIOTTO" - Fachvorträge - Amateurvorträge - Arbeitsgruppen - Fachsimpeln - Besuch des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung
Informationen: Michael Delfs, Waldsassener Str.23, 12279 Berlin, E-Mail: sonnentagung2006@arcor.de
VdS-Journal Nr. 20
142 V O R S C H A U
BAV - Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung wieder 2006
vom 19.8. bis 27.8.2005 an der VdS-Sternwarte in Kirchheim (Thüringen)
Unsere Urlaubs- und Veränderlichen-Informations- und Beobachtungswoche 2005 an der thüringischen VdS-Feriensternwarte in Kirchheim, rd. 15 km von Erfurt entfernt, verlief so gut wie im Vorjahr. Wir bieten sie deshalb weiter an, sofern uns mindestens sechs Interessenten ihre Teilnahme signalisieren. Beobachterische Anfänger können durch geübte Beobachter den Einstieg am Himmel in die eigene Beobachtungserfahrung machen und dabei Urlaub und Geselligkeit genießen. Eine ganze Woche in schöner Urlaubsumgebung sollte auch klaren Himmel bieten.
Termin: Vom 19. August (Sa) bis 27. August (So) 2006 (Neumond am 23.8.)
Geboten werden: Visuelle Beobachtung, gern auch mit den eigenen transportablen Instrumenten, sowie CCD-Beobachtung mit der CCD-Kamera der Sternwarte. Praktischer Umgang mit BAV-Vorhersagen und Karten, Dia-Übung der Stufenschätzung, Umgang mit AAVSOKarten, Auswertung von Beobachtungen, Ausflug ins Internet, Stardial, CCD-Auswertung, etc. Lösungen individueller Fragen. Zudem Tagesausflüge nach Tautenburg (Sternwarte), Erfurt und Weimar sowie Luther-Stadt Eisenach und Wartburg unter sachkundiger Leitung. Auto-Mitfahrgelegenheiten wird es geben. Die VdS-Sternwarten-Ausstattung ist über www.vds-astro.de einzusehen.
Kosten und Anmeldung: Bei Übernachtung auf der Sternwarte kostet der Aufenthaltstag 24 für VdS-Mitglieder und BAVer, andere zahlen 29 , bei Übernachtung im Ort 5 weniger. Frühstück und Abendbrot organisieren die Teilnehmer mit Hilfe der Gestalter selbst. Es gibt eine Küche. Sonstige Verköstigung im Ort bzw. nach Lage der Ausflüge. Interessenten, ggfs. mit Freunden melden sich bitte mit einigen Angaben zum persönlichen Umfeld (z. B. Feldstecher, CCD, Mirasterne, Internet etc.). Drei Mitwirkende an der Gestaltung und zur Weitergabe ihres Wissens stehen zur Verfügung: Werner Braune, Gerd-Uwe Flechsig und Manfred Rätz.
Anmeldungen bei:
Werner Braune, Münchener Str. 26, 10825 Berlin, Tel. 030-7848453, E-Mail: braune.bav@t-online.de oder zentrale@bav.astro.de
Anmeldungen bitte unmittelbar. Anmeldeschluss: 15. Mai 2006
Werner Braune
Einladung zur
Die 25. Planeten- und Kometentagung findet vom 2. Juni 2006 bis zum 5. Juni 2006 im Bruder-Klaus-Heim in Violau bei Augsburg statt. Geboten werden Workshops zu fast allen Bereichen der Planeten- und Kometenbeobachtung, Referate von Amateuren sowie voraussichtlich zwei fachspezifische Vorträge. Da bei dieser Tagung alle Teilnehmer unter einem Dach untergebracht werden, gibt es somit vielfältige Möglichkeiten zum gegenseitigen Kennenlernen, zum Erfahrungsaustausch und bei entsprechendem Wetter zum gemeinsamen Beobachten auf der dem Heim angeschlossenen Sternwarte.
25. Planeten- und
Kometentagung in Violau
Der Geamtpreis inklusive Vollverpflegung und Unterbringung in Mehrbettzimmern liegt etwa bei 110 Euro. (Einzelzimmer sind ca. 35 Euro teurer.)
Ihre Anmeldung senden Sie bitte bis zum 14. April 2006 an Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, 12167 Berlin. Anmeldungen können nur nach einer Anzahlung von 50 Euro auf das Konto des Arbeitskreises Planetenbeobachter (Postbank NL Berlin Kontonummer 481488-109, BLZ 100 100 10, Kontoinhaber W. Meyer) berücksichtigt werden. Wegen des zu erwartenden großen Interesses sind wir leider gezwun-
gen, die Teilnehmerzahl zu begrenzen. - Anmeldungen also, die nach Erreichen der Kapazität des Bruder-Klaus-Heimes eintreffen, können leider nicht berücksichtigt werden. Vorschläge zu Referaten sind ebenfalls willkommen. Bitte richten Sie auch diese an die oben genannte Adresse. Anmeldeformulare können unter o. g. Adresse angefordert werden oder unter http://violau.istcool.de heruntergeladen werden. Unter dieser Adresse sind ebenso aktuelle Informationen und das Tagungsprogramm - soweit vorhanden - abrufbar.
H I N W E I S E 143
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
Meine Bankverbindung hat sich wie folgt geändert. 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
VdS-Journal Nr. 20
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
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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
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Schäfer
Frank
Röderstr. 23
01454 Radeberg
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Selbstbau
Zellhuber Herbert
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Astrofotografie
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Computerastronomie
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redaktion-computerastronomie@vds-astro.de
CCD-Technik
Langenbach Dirk
Goethestr. 6
58089 Hagen
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Dark Sky
Hänel
Dr. Andreas Am Sportplatz 7
49124 Georgsmarienhütte redaktion-darksky@vds-astro.de
Geschichte
Steinicke Wolfgang Gottenheimerstr. 18
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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
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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
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
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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. 20
Am Tonwerk 664646 Am Tonwerk 664646
Heppenheim Heppenheim
service@vds-astro.de vds-astro@t-online.de www.vds-astro.de
Name Ackermann Ackermann Aymen Banisch Bannuscher Becker Binnewies Bohle Bojarra Braune Dr. Bredner Bulling Busch Dr. Celnik Delfs Deutschmann Diederich Ehmann Flach-Wilken Flechsig Freitag Gährken Gera Glahn Griesser Guthier Güths Hambsch Hamel Hänel Hanisch Hauswald Heidrich Hoffmann Hofner Hohmann Holl Hörenz Hormuth Huskamp
Ickelsheimer Dr. Ihle Jahn Johannsen Kafalis Kammerer Kampschulte Kandler Kemmerer Kerner Dr. Kersten Klein Dr. Kleine Klös Knöfel Koch Köchling Kohlhauf Konrad Krämer Krause Kunzmann Kurtze Lecacheux
Lehmann Leinmüller Liebig Linder Lohuis Lucius Meier Melchert Meyer Meyer Müller Neubert Nitschke Obermair Dr. Ostro
Otto Peach Petkow Pfleger Prendel Puhlmann Raab Riepe Ries Riese Schabacher Schaffer Schanne Schirmer Dr. Schulte-Vieting Schwaenen Seip Slotosch Slotosch Sonnenberg Sparenberg Stättmayer
Steinicke Stökler Suppes Dr. Thomas Tomsik Töpler Ueberschaer Unbehaun Vogt Voltmer Weis Wendel Wenzel Wielsch Witt Wohlfeil Dr. Wölz
Zille
Vorname Gabriele Jörg Ibrahem Jürgen Dietmar Peter Stefan Jens Udo Werner Eberhard H. R. Andreas Matthias Werner E. Michael Manfred Hans Günter Dietrich Bernd Gerd-Uwe Uwe Bernd Hans-Dieter Uwe Markus Otto Torsten Josch Gernot Andreas Jörg Frank Steffen Susanne Ralf Klaus Manfred Martin Felix Stefan
Andreas Wolfgang Jost Claudia Stathis Andreas Tobias Jens Jürgen Heinz Peter Karl-Hermann Thomas Oliver Andre Bernd Peter Franz Xaver Manfred Peter Carola Björn Lothar Jean
Gerhard Thomas Horst Jürgen Christoph Dirk Michael Sven Erich Maik Andre Andre Mirko Erwin Steven
Silvia Wolfgang Evelyn Thomas Werner Matthias Herbert Peter Wolfgang J.-Peter Markus Frank Lothar Jörg Heinrich-Jürgen Jean Stefan Sarah Frank Karin Rainer Peter
Wolfgang Rolf Jennifer Axel Harald Rainer Stefan Doris Peter Sebastian Christian Volker Klaus Sven Volker Arnold Frank
Claus
Straße
PLZ
Ort
Steinstr. 24
71254 Ditzingen
Steinstr. 24
71254 Ditzingen
P. O. Box 138, Chatby, Alexandria 21526 EGYPT
St.-Ingber-Str. 40
90469 Nürnberg
Burgstr. 10
56249 Herschbach
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Kutzbach 10
53804 Much
Frankenstr. 6
32120 Hiddenhausen
Rische 44
34431 Marsberg-Giershagen
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Ginsterweg 14
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Käsenbachstraße 58
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Niemöller Str. 9
64646 Heppenheim
Graudenzer Weg 5
47495 Rheinberg
Waldsassener Str. 23
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Wiesengrund 22
23823 Seedorf
Inselstr. 16
64287 Darmstadt
Steegenkamp 4
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56422 Wirges
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Brahmstr. 12
23556 Lübeck
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33378 Rheda-Wiedenbrück
Wattenscheider Str. 78
44793 Bochum
Lessingstr. 15
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Breitenstr. 2
CH-08542
Wiesendangen
Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim
Am Pfahlgraben 45
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Oude Bleken 12
B-2400
Mol
Hubertusstraße 1a
59590 Geseke
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48455 Bad Bentheim
Am Buchhagen 23
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Tegernseestr. 30
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Walther-Rathenau-Str. 4 b
04895 Falkenberg
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22049 Hamburg
Mosczinskystr. 12, WE 1310
01069 Dresden
Albert Schweitzer Str. 1
64658 Fürth/Odw.
c/o Archenhold-Sternwarte
Alt-Trepow 1
12435 Berlin
Am Wald 5
09573 Dittmannsdorf
Friedrichstr. 8
06780
Zörbig
Bahnhofstr. 12
29525 Uelzen
Steegenkamp 4
28857 Syke
Krumpterstr. 6
81543 München
Mittelbergweg 21
76316 Malsch
Mozartstr. 22
58452 Witten
Straße der Jugend 26
09430 Drebach
St. Rupert Str. 13
93055 Regensburg
Gerdehaus 11
29328 Fassberg
Habichtweg 4
71287 Weissach
Regengasse 37
50171 Kerpen
Auf der Koppel 24
21521 Aumühle
Waldallee 7.22
65817 Eppstein
Am Observatorium 2
15848 Lindenberg
Hauptstr. 39
57636 Sörth
Hölter Weg 31
59590 Geseke
Max-Höfler-Platz 3
83646 Bad Tölz
Häldele 18
88471 Laupheim-Untersulmetingen
Goerdalerhof 24
44809 Bochum
Grimmestr. 6
44803 Bochum
Daimlerstr. 16
22763 Hamburg
Magdalenenstraße 4
64289 Darmstadt
Observatoire de Meudon LESIA
5 olace Jannsen
F-92190 Meudon
Persterstr. 6h
09430 Drebach
Max-Liebermann-Weg 9
71065 Sindlefingen
Rosenstr. 15/2
74321 Bietigheim-Bissingen
Im Eck 1/19
76448 Durmersheim
Jahnstraße 3
49828 Neuenhaus
Diekelweg 12
26789 Leer
Castroper Str. 312
45711 Datteln
Wolfgangstr. 21
69124 Heidelberg
Ferd.-Markl-Str. 1/62
A-4040
Linz
Johann-Strauß-Str. 26
65779 Kelkheim
Hügelstr.1 HS. C372/230
07749 Jena
Am Flutgraben 17
51067 Köln
Louise-Seidler-Str. 27
01217 Dresden
Vierthalerstr. 20
A-4020
Linz
c/o Jet Propulsion Laboratory
USA-CA 91109-8099 Pasadena
Weimarer Str. 18
67165 Waldsee
Wiesenstr. 13
30989 Gehrden
Taxisstr. 31
80637 München
Schützenstr. 25
53773 Hennef
Klenkenborsteler Weg 3
27211 Bassum
Kielenweg 4
14913 Jüteborg
Schönbergstr. 23/21
A-4020 Linz
Lortzingstr. 5
44789 Bochum
Altenseng 6
A-4721 Altschwendt
Vor der Pforte 12
63303 Dreieich
Holthauser Heide 16
42327 Wuppertal
Am Küppershäuschen 18
42781 Haan
Hohlstr. 19
66333 Völklingen
Gütschrein 5
CH-6130
Willisau
Lützenberg 23
53937 Schleiden
Allee D5
B-6001
Marcinelle
Wallstraße 77 Wallstraße 77 Bismarkstraße 36 Humbusch 60 c/o Bayrische Volkssternwarte Rosenheimer Str. 145a Gottenheimerstr. 18 Zum Akten Tal 11 Am Schloßplatz 80 Johann-Plattner-Str. 1 Haselnußweg 15 Zaisenweg 6 Ruhrstr. 21 Fabrikstr. 75 Kloster 1 56, rue des Hauteurs Nordring 78 Johannes-Orttenburger-Str. 3b Hamoirstr. 8 Am Weisskirchener Berg 35 Ganghoferstr. 5 Stierstr. 7 c/o Starkenburg-Sternwarte e. V. Niemöller Str. 9 Neunkirchen Str. 24
45770 45770 68535 45721
81671 79224 89597 65203 55268 45770 73614 40699 66539 24966 F-57350 35614 67273 63762 60437 82178 12159
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Marl Marl Edingen Haltern-Sythen
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