Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 23
BEITRAG
4 Hellste Nova seit mehr als 30 Jahren (Schilling Johannes)
23
0 5. Astronomietag 29. September 2007 (Beitrag)
0 Taghimmel-Komet C/2006 P1 (McNaught) (Beitrag)
BEITRAG
5 Liveübertragung Mondfinsternis 3.3.2007 (Prall Christoph)
6 Der Miyauchi 15x60 (Hassforther Bela)
6 Zum Schwerpunktthema Amateurteleskope/Selbstbau (Zellhuber Herbert)
8 Ein Laser-Multikollimator (Weis Christian)
10 Kleinere Optimierungen und Selbstbauten (Klausmann Steffen)
13 Eine schwere Montierung im Selbstbau (Thiele Ralf)
19 Das Ultra-Medium-Teleskop (Kleisa Manfred)
22 Manuelles GOTO für eine EQ6-Montierung (Heiduck Uwe)
24 Mein Weg zum eigenen Observatorium - 1 (Stepputat Klaus)
28 Ein Spielausgleich in Rektaszension (Riepe Peter, Tomsik Harald)
30 Selbstbau eines beleuchteten Zeichenbretts (Spitzer Daniel)
31 Bau eines Beobachtungsstuhls (Spitzer Daniel)
31 Möglichkeiten der Nachführkontrolle (Sporny Georgi)
32 BinO-Owl - Selbstbau eines 9-Zoll-Newtonbinos - 1 (Hammel Stefan)
37 Selbstbau einer 8-Zoll-Lurie-Houghton-Optik - 1 (Eich Werner)
39 Die "Teleskopeinheit" von Arnstadt-Espenfeld (Loibl Günter)
41 SkyDob3 - eine azimutale Montierung (Schäfer Frank)
43 Aktueller Stand der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
44 Die Astrokamera Atik 16 HR (Willems Gerald)
48 Lichtschwache Abell-Nebel aus dem PN-Projekt (Riepe Peter)
53 Deep-Sky-Fotografie mit WebCam (Wolf Manfred)
56 RGB-Fotografie mit Schmalbandfiltern (Hänel Matthias)
60 Mit der modifizierten Canon 20 D auf Deep-Sky-Safari (Hoppe Michael)
65 Ursa Minor Dwarf - ein neues Projekt (Riepe Peter)
66 Eisnebelhalos am 11.12.2006 auf dem Sudelfeld (Hinz Claudia)
68 Luftspiegelungen über dem Königssee (Hinz Claudia, Hinz Wolfgang)
69 Rechnerische Bestimmung von Radius und Mittelpunkt eines Kreises (Sturm Christian)
70 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 23 (Bohle Jens)
71 Astrourlaub in den Alpen (Grunge Thomas)
74 Die AG Deep-Sky des ASL 2006 (Behm Nils, Reinert Caroline)
75 Zentralsterne im Fernglas (Gährken Bernd)
76 M 27 und ein bisschen mehr (Bohle Jens)
80 3. Tagung der FG Geschichte der Astronomie Potsdam (Steinicke Wolfgang)
80 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 23 (Steinicke Wolfgang)
83 Wer war Erwin Finlay-Freundlich (Witt Volker)
86 Bruno H. Bürgel und Babelsberg (Zenkert Arnold)
88 Ägyptische Astronomie (Hoffmann Susanne, Hoffmann Bettina)
90 Projekt "A star´s life" (Schönball Martin)
92 ASL 2006 (Reinert Caroline)
94 AFO - Begegnung mit Mond - CCD und Andromeda (Behm Nils, Schmidt Tobias)
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0 AG-Bericht Simultionsrechnungen (Beitrag)
BEITRAG
97 Ein Querschnitt durch die Astronomie in 5 Nachmittagen (Strietzke Christian, Hoffmann Susanne)
98 Reisetipp für die ganze Familie (Hoffmann Susanne)
100 Beobachtungen in der FG Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
101 Die erste Asteroiden-Entdeckung Taunus-Sternwarte (Schwab Erwin, Kling Rainer)
103 Kosmische Begegnungen Journal 23 (Ries Wolfgang)
105 Mein Einstieg in die CCD-Kometenbeobachtung (Schubert Dieter)
108 Projekt "All Comet-Observers of the World" (Beck Stefan)
109 Kometenaufnahmen optimieren (Hubl Bernhard)
112 Komet am Taghimmel: C/2006 P1 (McNaught) (Celnik Werner E., Guthier Otto)
116 Leonidenbeobachtungen 2006 (Rendtel Jürgen)
117 Fotografische und visuelle Beobachtung Geminiden 2006 (Knülle Matthias, Wossagk Ulf, Slansky Peter S.)
120 Kalte Planeten in warmen Sommernächten (Kohlhauf Franz Xaver)
121 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 06 (Bulling Andreas)
121 Eine große Fleckengruppe nahe des Minimums (Holl Manfred)
123 Analyse der Fliegenden Schatten der Sofi 29.3.2006 (Strickling Wolfgang)
127 Impressionen zur Sofi 29.3.2006 (Celnik Werner E.)
130 Spektroskopische Beobachtungen an PN (Hanisch Bernd)
132 Entdeckung der Zwergnova VSX J203707.7633913 (Kloehr Wolfgang)
134 WZ Cas - ein Halbregelmäßiger (Schabacher Markus)
135 Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung auch 2007 (Braune Werner)
135 M wie Messier Journal 23: M 9, M 14 (Güths Torsten)
138 Wohin geht es? (Schulze Rainer)
138 Mein Weg zur Astronomie (Timmermann Frank)
139 VdS-Medaille 2006 an H.-G. Diederich verliehen (Stapper Norbert)
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0 28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Stuttgart (Beitrag)
BEITRAG
140 Der 5. bundesdeutsche Astronomietag 29.9.2007 (Steinicke Wolfgang)
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0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)
0 Jubiläen 2007 (Beitrag)
0 VdS Mitglieder verstorben 2006 (Beitrag)
BEITRAG
142 Einsteigerastronomie in der VdS (Guthier Otto)
142 Vita von Oliver Lubenow (Lubenow Oliver)
142 Vita von Hans-Jürgen Wulfrath (Wulfrath Hans-Jürgen)
143 25 Jahre Bochumer Herbsttagung (Ueberschaer Stefan)
143 Projekt "FG Einsteiger-Betreuung der VdS" (Wulfrath Hans-Jürgen, Lubenow Oliver)
146 Astronomers Paradise auf La Palma (Lucius Dirk)
150 Wanderer kommst du nach Brandenburg (Hoffmann Susanne)
152 100 Jahre Volkssternwarte Regensburg (Kemmerer Jürgen)
155 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 23 (Celnik Werner E.)
156 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 23 (Celnik Werner E.)
158 Farbaufnahmen mit SII - OIII - Halpha-Filter Neudruck (Slotosch Frank, Slotosch Sarah)
159 Mosaik des Orionnebels Neudruck (Willems Gerald)
0 Editorial Journal 23 (Guthier Otto, Steinicke Wolfgang)
Textinhalt des Journals 23
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U3
Der Orionnebel Seite 159
VdS-Journal Nr. 23
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Taghimmel-Komet C/2006 P1 (McNaught)
Abb. 1: Der helle Komet C/2006 P1 (McNaught) und der Tafelberg bei Kapstadt. Die Aufnahme wurde uns von Jürgen Juchnowitsch zugesandt.
Selbst für viele Fachleute völlig überraschend, entwickelte sich der am 7. August von dem Australier Robert McNaught entdeckte Komet zu einem großartigen ,,Spektakel". Für die Nordhalbkugel boten sich relativ schlechte
Beobachtungsbedingungen in den Monaten November bis Dezember. Anfang Januar 2007 sollte dann der Komet mit ca. 2-3 mag tief am Westhimmel aufzufinden sein, ehe seine Bahn ihn ab Mitte Januar steil nach Süden führen sollte.
Relativ unbeachtet von der Öffentlichkeit lieferte der Schweifstern vom 10. bis 15. Januar eine Show ab. Erstmals seit dem ominösen Ikeya-Seki 1965 war ein Komet wieder am Taghimmel mit einer Helligkeit von -5 bis -6 mag zu sehen, nur wenige Grad von der Sonne entfernt. Lesen Sie dazu einen ersten Bericht in unserem Journal. Ab dem 19. Januar 2007 wartete der Komet am Südhimmel in der Dämmerung auf und übertraf mit einer imposanten Vorstellung alle Erwartungen. Ein stark gekrümmter Typ-II Staubschweif spannte sich über 60 Grad am Himmel, der für einige Tage gut zu sehen war. Gerne veröffentlichen wir Berichte zu diesem ersten großen Kometen des Jahrhunderts. Senden Sie Ihre Beiträge bitte an die Geschäftsstelle der VdS.
5. Astronomietag am 29. Sept. 2007
Der VdS-Vorstand hat den Termin für den 5. Astronomietag auf den 29. September 2007 festgelegt. Damit ist die VdS dem Wunsch vieler Sternfreunde aus dem süd- und südwestdeutschen Raum nachgekommen, die dringend um eine Verlegung gebeten hatten, da der ursprüngliche Termin mit der 2. AME in Villingen-Schwenningen 22. September 2007 zusammenfällt. Um dies zu vermeiden, hat der Vorstand den neuen Termin gewählt. Alle beteiligten Vereine und Sternwarten sind von der VdS im Januar angeschrieben worden.
Auch in diesem Jahr wird es einen Astronomietag-Flyer und ein Plakat geben. Außerdem wird es zu einer Kooperation mit den astronomischen Monatszeitschriften ,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie Heute" kommen. Informationen in dieser Ausgabe.
VdS-Journal Nr. 23
Hellste Nova seit mehr als 30 Jahren am Nordhimmel
Am Morgen des 5. Februar entdeckten unabhängig voneinander die Japaner Yuji Nakamura und Yukio Sakurai eine Nova im Sternbild Skorpion. Bis zum 20. Februar 2007 stieg die Helligkeit auf 3. Größe an. Untenstehende Zeichnung der Nova sandte uns Herr Johannes Schilling zu.
Abb. 1: Die Nova V1280 Sco am 23.2.2007, Johannes Schilling schreibt dazu: Leicht zu erkennen war, dass der neue Stern deutlich heller als sein östlicher Nachbarstern (5 mag) strahlte. Was mir aber noch auffiel: Der Neuling leuchtete in meinem 15x70 Fernglas in einem warmem Orange, ja Orangerot im Vergleich zu seinem weißen Nachbarn, der auf gleicher Höhe über dem Horizont stand.
NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5
LiveÜbertragung
Die Live-übertragung der Mondfinsternis am 3./4. März 2007 der VdS im Internet war ein Riesenerfolg! 350.000 verschiedene Besucher wurden registriert, die in der Nacht von Samstag auf Sonntag auf der VdS-Website www.vds-astro.de das Ereignis Live mitverfolgt haben. Weit über 100 E-Mails gingen anschließend mit Danksagungen und Bildzusendungen an den Webmaster. Herzlichen Dank an alle Besucher!
Ihr VdS-Webmaster Christoph Prall
Abb. 1: Felix Aertz beobachtete die vollständige Verfinsterung des Mondes am 3. März 2007 um 23:03 Uhr lokaler Zeit in Rathfarnham / Dublin in Irland mit einem Meade LXD-75 Teleskop. Er belichtete 30 s mit einer Digitalkamera Panasonic DMX-FX01 mit 6mm-Objektiv (Blende 3,1) und ISO-80-Einstellung.
Abb. 2: Christoph Prall dokumentierte die Austrittsphase der totalen Mondfinsternis am 3.3.2007 um 1:05 MEZ. Er setzte einen FluoriteApochromaten mit 100 mm Öffnung und 900 mm Brennweite ein, belichtete mit einer Digitalkamera Canon EOS 350D bei ISO-1600-Einstellung jeweils 1/3 s und fertigte dieses Summenbild aus 14 Einzelaufnahmen an.
Bedeckung des Saturn und totale Mondfinsternis im März
Frühmorgens am 2. März 2007 kam es zu einer Bedeckung des Planeten Saturn durch den Mond. In der Nacht vom 3. auf den 4. März fand eine für Mitteleuropa aus gut sichtbare totale Mondfinsternis statt. Wir bedanken uns bei unseren Mitgliedern für die Einsendung ihrer Eindrücke, die wir gerne in der nächsten Ausgabe hier vorstellen wollen. Einen Vorgeschmack auf das Beobachterforum bieten obenstehende Aufnahmen unserer Mitglieder.
VdS-Journal Nr. 23
6 AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
Zum Schwerpunktthema
Amateurteleskope/Selbstbau
von Herbert Zellhuber
Im VdS-Journal Nr. 5 (Winter 2000) gestaltete die damals recht junge Fachgruppe Selbstbau erstmals das Schwerpunktthema. Die Fachgruppe Amateurteleskope bestand noch aus den drei eigenständigen Sparten ,,Fernrohre und Zubehör", ,,Montierungen und Schutzbauten" und ,,Selbstbau". In diesen sechs Jahren hat sich in der Fachgruppe etliches getan. Neben dem Aufbau der Fachgruppen-Webseiten im Jahr 2002 entstand eine umfangreiche Literaturliste zu kommerziellen Teleskopen, Montierungen, Zubehör und Selbstbauten aus diversen Astronomiezeitschriften. Diese Liste wird laufend aktualisiert und kann auf der FG-Webseite abgerufen werden. Eine Linkseite führt zu bekannten deutschsprachigen Selbstbauern
und Spiegelschleifern, aber auch die Links von Erfahrungsberichten und Produktvergleichen zu kommerziellen Instrumenten mit Tipps für Einsteiger und Fortgeschrittene werden oft besucht. Auch die weltweit größte Bildersammlung von selbst gebauten amateurastronomischen Instrumenten hat der Webseite zu ihrer Popularität verholfen. Seit 2004 stellen sich die Fachgruppenmitglieder mit ihrem umfangreichen Betätigungsfeld auf der FG-Webseite vor. Im Jahr 2005 wurden mit der FG CCD-Technik Gespräche aufgenommen, die drei Fachgruppen Amateurteleskope, CCD-Technik und Selbstbau zu einer gemeinsamen ,,Fachgruppe Technik" zu fusionieren. Da es dort zu keiner Einigung kam, blieb es eben bei der Fachgruppe
Amateurteleskope/Selbstbau. Trotzdem hat sich die Fachgruppe mittlerweile so ausgerichtet, dass ein weiter Technikbereich der Mechanik, Optik und Elektronik erfasst wird. Vor allem sei hier den Fachgruppenmitgliedern mit ihrem weiten Betätigungsfeld gedankt. Ich freute mich über die rege Beteiligung beim Schwerpunktthema und möchte mich bei den Autoren für ihren Einsatz bedanken. Ebenfalls erfreulich ist, dass sowohl Einsteiger, Fortgeschrittene als auch Meister gleichermaßen hier im VdS-Journal ihre Erfahrungen weitergeben wollen. Es bleibt zu hoffen, dass weiterhin so interessante Berichte folgen werden.
Viel Spaß beim Lesen!
Der Miyauchi 15x60 - ein Feldstecher speziell auch für Veränderliche Sterne
von Bela Hassforther
Man denkt ja immer daran, jahrelang: Irgendwann wird man nachts an das Stativ mit dem liebgewordenen Feldstecher stoßen, alles fällt krachend um und das gute Stück ist dejustiert. Bei mir trat dieses Ereignis nach 23 Jahren ein. Schnell war klar, dass dieses Unglück mit der Unmöglichkeit der Restrukturierung aber auch die Chance war, mit einem neuen Feldstecher einigen veränderten Rahmenbedingungen gerecht zu werden:
- Der Himmel über Heidelberg hat sich in den letzten zwanzig Jahren massiv verschlechtert. Konnte ich mit dem 11x80 in der Stadt lange Zeit die zehnte Größenklasse erreichen, war es in den letzten Jahren kaum noch möglich, Sterne der neunten Größenklasse zu sehen. An klaren Standorten fand ich mich kaum am Himmel zurecht, weil jedes Feld von Sternen übersät war.
- Der Rücken... Vor zehn Jahren hatte ich einen Bandscheibenvorfall mit bleibenden Problemen. Als Teleskope verwende ich nur noch einen SchmidtNewton mit normalem Seiteneinblick
und ein C8 mit Amici-Prisma. Keine Gefahr für den Rücken. Aber ein normaler Feldstecher ist und bleibt für Rückengeschädigte ein Quell ständiger Schmerzen. - Zenitbeobachtungen: In den Sternbildern Schwan und Bootes befinden sich viele meiner Veränderlichen. Aber gerade diese Sternbilder durchlaufen den Zenit und sind damit extrem unangenehm für eine Feldstecherbeobachtung. Dummerweise sind das aber die Zeiten, an denen die gewünschten schwächeren Objekte am leichtesten sichtbar sind, weil im Zenit die Durchsicht am besten ist.
Deswegen war ich schon lange auf der Suche nach einem Feldstecher, der den oben genannten Punkten Paroli bieten konnte. Folgende Kriterien sollte mein Wunschglas erfüllen:
- Es sollte fix und fertig zu kaufen sein. - Die Vergrößerung sollte höher sein als
11fach, um den Himmelshintergrund dunkler zu bekommen und damit
schwache Sterne leichter sehen zu können. Andererseits auch nicht zu hoch, um weiterhin ein großes Gesichtsfeld zu haben. Nebelbeobachtungen waren für mich kein Kaufkriterium. - Die Öffnung sollte sich zwischen 60 mm und 80 mm bewegen. Geht es um Sternbeobachtungen, ist der Einfluss einer höheren Vergrößerung vergleichbar mit dem einer größeren Öffnung. Wer schon einmal mit einem 11x80 mit Mühe bis etwa 9,5 mag gekommen ist, mit einem billigen Kaufhausfernrohr mit 60 mm Öffnung und hoher Vergrößerung aber bis zur elften Größenklasse, der weiß, was ich meine. - Es sollte einen 90o-Einblick haben, zur Not einen 45o-Einblick. Ich habe nie viel von den Spezialstativen für Feldstecher gehalten, die sehr raumgreifend ausfallen können. Der Feldstecher sollte leicht transportabel sein. Auch heute noch kann man bewusst auf ein Auto verzichten und deswegen muss für mich alles im Rucksack oder mit dem Fahrrad transportabel sein.
VdS-Journal Nr. 23
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU 7
Meine Suche dauerte schon Jahre, weil der Leidensdruck zwar da war, der Geiz aber Paroli bot. Der Unglücksfall des 11x80 entschied dann für ein neues Gerät. Es gab tatsächlich nur ein Gerät am Markt, das alle meine Kriterien zumindest ansatzweise erfüllte, und zwar das Miyauchi 15x60 (Modell 60iB), welches ich schon jahrelang sehnsüchtig auf den einschlägigen Werbeseiten beäugte. Als knappstes Resümee kann ich sagen: Der Kauf hat sich gelohnt. Die Verarbeitung und das Finish ist vom Feinsten. Stabil und doch leicht. Integrierte ausziehbare Taukappen, getrennte Scharfeinstellung, luftdichtes Gehäuse, massive Schraubverschlüsse für die Objektive. Ein Sucherfernrohr, welches als Haltegriff dient. Ein stabiler Stativadapter ist integriert. Die Optik hat eine ausgezeichnete Vergütung und die Qualität der Optik ist überzeugend: Die Sterne sind über einen großen Teil des Gesichtsfelds punktförmig. Der Mond wirkt wie in einem Teleskop von Kratern übersät. Der Saturn sieht nicht nur eiför-
Abb. 1: Der Autor mit dem Miyauchi 15x60
mig aus, sondern hat wirklich Ringe. Sternhaufen sind fein aufgelöst. Die Grenzgröße liegt an durchschnittlichen Tagen bei etwa 10,5 mag und übertrifft das 11x80 bei vergleichbaren Bedingungen um mehr als eine Größenklasse. Ein tolles Gefühl, lange nicht mehr gesehene Vergleichssterne ohne Mühe zu finden.
Einige kleine Wermutstropfen seien dennoch genannt: Wie bei dem Sprung von 11fach auf 15fach in der Vergrößerung zu erwarten, ist das Gesichtsfeld deutlich kleiner (3o statt 4,5o). Dafür kann das Miyauchi natürlich nichts. Die Austrittspupille ist natürlicherweise auch kleiner: 4 mm statt 7 mm. Das heißt, dass das Auge weniger Toleranz hat, bei immer noch vorkommenden unbequemen Stellungen nicht ganz in der optischen Achse zu sein. Bei 7 mm Austrittspupille sieht man dagegen immer gut, auch wenn man leicht schräg hinein schaut. Der 45o-Einblick ist kein 90o-Einblick; Zenitbeobachtungen sind nun zwar leicht möglich, der Rücken beschwert sich aber doch noch leise im Hintergrund. Das Gerät kostet rd. 600 Euro, das ist nicht geschenkt. Angesichts der Qualität, der Leistungsfähigkeit und der Tatsache, eine Anschaffung für Jahrzehnte zu sein aber eher als sehr günstig zu bezeichnen.
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8 AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
Ein Laser-Multikollimator
von Christian Weis
In diesem Artikel möchte ich einen Umbau eines Justierlasers vorstellen, der für Besitzer von größeren GitterrohrTeleskopen (vornehmlich natürlich für Dobson-Teleskope) in Frage kommt. Zur gescheiten Beobachtung ist es notwendig, die optischen Achsen der einzelnen Komponenten eines Teleskopes auszurichten. Seit einigen Jahren gibt es dafür auf dem gut sortierten Markt sogenannte Justierlaser, mit denen dies vergleichsweise einfach ist. Das Prinzip dieser Geräte ist simpel: Ein Laserstrahl wird vom Okularauszug über den Fangspiegel auf den Hauptspiegel geworfen, der ihn zurückreflektiert. Anschließend geht der Strahl dann wieder den umgekehrten Weg zurück zum Laserkollimator, wo er auf einer zentrisch durchbohrten Mattscheibe abgebildet wird. Sind alle Komponenten genau ausgerichtet, dann fällt der Laserstrahl in sich selbst zurück und geht durch dieses zentrale Loch hindurch. Der genaue Vorgang einer solchen Kollimation ist z.B. in [1] beschrieben. Ich selbst habe vor drei Jahren nach der Fertigstellung meines 18"-Dobsons einen Justierlaser käuflich erworben. Durch den Umstand, dass mein 18"-Teleskop ein relativ großes Gerät ist, ist es mir nicht möglich, die Mattscheibe des Justierlasers von der Rockerbox aus zu sehen, wo ich die Verstellschrauben für den Hauptspiegel drehe. Das liegt hauptsächlich daran, dass die Mattscheibe des Lasers nicht wie bei anderen Modellen unter 45 Grad -Winkel eingearbeitet ist, sondern senkrecht zur mechanischen Achse des Gehäuses verläuft. Die Folge ist, dass ich jedesmal etwa fünfmal von der Hauptspiegelzelle zum Hut laufen muss, um zu sehen, wie sich die Drehung einer Schraube auf das Ergebnis ausgewirkt hat. Das kostet Zeit und ist irre nervig (dass ich der Bequemlichkeit verfallen bin, habe ich ja schon in [2] geschrieben). Gut, nun gibt es die einfache Möglichkeit, einen Laser zu kaufen, der diese ominöse 45 Grad -Fläche eingearbeitet hat. Aber das ist mir erstens zu teuer (wieso sollte ich denn einen zweiten Justierlaser kaufen???) und zweitens bin ich sehr skeptisch, ob eine genaue Justage durch Beobachten des Lichtreflexes aus etwa 2,5 m Entfernung genau genug ist. Die Idee des Laser-Multikollimators (Abb. 1 und 2) geisterte daher schon länger in meinem Kopf herum, jedoch hatte ich bis
VdS-Journal Nr. 23
Abb. 1: Der einsatzbereite Multikollimator
vor kurzem nicht die Möglichkeit, eine benötigte optische Komponente herzustellen. Das hat sich durch ein Praktikum in einer Optikerwerkstatt geändert. Aber alles nach der Reihe: Was bitteschön ist ein ,,Multikollimator"? Ein Autokollimator ist ein optisches System, bei dem das Objekt und das Bild des Objektes in die selbe Ebene fallen. Streng genommen ist das nur der Fall, wenn der Laserstrahl in sich selbst zurückfällt, denn vorher wird er ja ansonsten auf die Mattscheibe projiziert und das ist nicht die Objektebene (die Laserquelle), das soll uns an dieser Stelle aber mal nicht weiter stören. Der Laserstrahl fällt also in sich zurück. Der Leser merkt schon, dass ein ganz normaler Justierlaser dieses Prinzip der Autokollimation beherbergt. Daher nenne ich das beschriebene Gerät Multikollimator, da hier eine Vielfachreflexion des Laserpunktes für die Justage des Teleskopes ausgenutzt wird (Abb. 3). Genau genommen handelt es sich aber nur um einen modifizierten Autokollimator, da ja bei erfolgter Justage der Laser auch wieder in sich selbst reflektiert wird. Bis dato habe ich keinen solchen Justierlaser gesehen und auch noch nichts entsprechendes gelesen. Aber ich bin mir sehr sicher, dass es sowas schon gibt; schließlich ist es ein wirklich einfaches Prinzip. Zumindest in [3] ist das gleiche Prinzip schon einmal vorgestellt worden, jedoch ohne den Einsatz eines Lasers. Die Basis ist ein Planspiegel, der senkrecht zur mechanischen Achse des Justierlasers angebracht ist und natürlich auch ein zentrales Loch besitzt. Kommt nun der Laserstrahl vom Hauptspiegel zurück und
fällt nicht in sich selbst zurück, dann wird er von diesem Planspiegel erneut auf den Hauptspiegel reflektiert. Es kommt zu einer Vielfachreflexion, die sich dadurch bemerkbar macht, dass sowohl auf dem Haupt- als auch auf dem Fangspiegel mehrere Punkte zu sehen sind, die einen gewissen Abstand zueinander haben. Dieser Planspiegel hat mir fast graue Haare wachsen lassen! Zunächst habe ich mit einigen Spiegelstückchen versucht, ein zentrales Loch zu bohren. Aber ohne anständiges Werkzeug (hier benutzt der Optiker teure Diamant-Hohlbohrer) ist dies ein ziemlich aussichtsloses Unterfangen. Ich habe den Tipp bekommen, es mit einer ausgedienten Kugelschreibermiene und feinem Schmirgel zu versuchen, diesen Ratschlag allerdings noch nicht in die Tat umgesetzt. Anschließend habe ich mit allen möglichen Metallpolierpasten hantiert, um einen möglichst gut reflektierenden Spiegel aus Aluminium hinzubekommen. Bei Metallen stellt es keine Schwierigkeit dar, ein kleines Loch zu bohren. Leider sind aber die Metallspiegel auch nicht so geworden, wie ich mir das erhofft hatte. Das Reflexionsvermögen war einfach zu gering und die Streuung des Laserstrahles noch viel zu groß, als dass man etwas Sinnvolles hätte bewerkstelligen können. Also habe ich die Idee erstmal auf sich beruhen lassen. Glücklicherweise konnte ich dann aber im Rahmen meines Studiums ein Praxissemester in einer Optikerwerkstätte durchführen und die benötigten Glasringe selbst anfertigen. Dort wurden die Scheiben auch gleich noch mit 88% verspiegelt. Hier
10 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
sind auf jeden Fall Vorderflächenspiegel zu bevorzugen, damit es zu keinen störenden Geisterbildern durch die Reflexion an der unverspiegelten Glasfläche kommt (diese sollten jedoch das Prinzip nicht zunichte machen, da die Reflexion an Glasflächen im Bereich weniger Prozent liegt). Da mir privat eine Drehmaschine zur Verfügung steht, war die notwendige Aufnahmehülse ebenfalls schnell angefertigt. Dann noch alles zusammenstecken, verkleben und: voilà! Um zu experimentieren, wie groß das zentrale Loch sein sollte, habe ich gleich eine Hand voll mit verschiedenen Durchmessern (von 1,5 mm bis 4 mm) angefertigt. Wie zu erwarten war, sind die Spiegel mit 1,5 mm Durchmesser am geeignetsten. Ich würde sogar dazu tendieren, noch kleiner zu bohren. In [3] ist der Hinweis gegeben, dass es besser ist, kein Loch zu bohren, sondern einfach in der Mitte einen entsprechenden Kreis nicht zu verspiegeln. Damit erspart man sich natürlich viel Arbeit, ich selbst habe an diese Möglichkeit gar nicht gedacht, würde sie aber durchaus weiterempfehlen. Das Ergebnis ist wie gewünscht: Im Dunkeln sind drei Punkte auf dem Hauptspiegel zu sehen, die unterschiedliche Intensitäten besitzen. Der hellste Fleck ist der direkt vom Laser kommende Strahl und verweilt in der Mittenmarkierung des Hauptspiegels während die beiden anderen schwächeren Punkte je nach Manipulation an den Verstellschrauben des Hauptspiegels wandern. Fallen alle Punkte in die Mitte, ist das System kollimiert und die Beobachtung kann losgehen. Das schöne daran ist: Man sieht sofort, wohin die Punkte wandern, da man hinter der Spiegelzelle sitzend direkt auf den Hauptspiegel schauen kann (und daher ist dieses Verfahren auch nicht für Volltuben geeignet). Innerhalb kürzester Zeit ist so das Teleskop kollimiert und einsatzbereit. Kritische Leser werden nun noch einwenden, man möge doch noch den Erfolg der Justage anhand eines Sternes beurteilen. Das ist natürlich anzuraten, um auf Nummer sicher zu gehen.
Literatur:
[1] Birkmaier, M.: ,,Newton Collimation", Intercon GmbH, Augsburg, 1996
[2] Weis, Chr.: ,,18-Zoll-Satisfaction", VdSJournal 1/2004, S. 44
[3] Carlin, N. O.: ,,Collimating a Newtonian Telescope", The Best of Amateur Telescope Making Journal, Volume 2, S. 396 ff, Willmann-Bell Inc., 2003
VdS-Journal Nr. 23
Abb. 2: Der Multikollimator besteht aus einem durchbohrten Vorderflächenspiegel, einer Aufnahmehülse und dem eigentlichen Laserkollimator.
Abb. 3: Durch Vielfachreflexionen entstehen auf Haupt- und Fangspiegel mehrere Laserpunkte, irgendwann läuft der Laserstrahl jedoch aus dem Spiegel heraus.
Kleinere Optimierungen und Selbstbauten eines Einsteigers
von Steffen Klausmann
Dem Aufruf der VdS im Journal Nr. 21 folgend, möchte ich in diesem Beitrag kleinere Baumaßnahmen beschreiben, die sich seit meinem Einstieg 2003 in dieses wunderschöne Hobby ergeben haben. Selbstbau ist ein weitläufiger Begriff und reicht von kleineren Optimierungen am vorhandenen Gerät über praktische Helferlein wie Stühle und Koffer bis hin zu komplexen Komponenten, Teleskopen oder Spektroskopen. Die letzten Journale waren entsprechend breitbandig und boten eine ganze Menge Anregungen - sehr gut. Mit der Kategorie ,,Optimierungen" hatte ich recht schnell zu tun (Abb. 1), da die Abdeckkappe (1) an der Montierung ständig mit lautem Geklapper auf die Balkonkacheln fiel. Sie schützt die Öffnung an der RA-Achse, wo ein Polsucher eingesetzt werden kann. Eine
Abb. 1: Diverse kleinere Optimierungen
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einfache Schnur (2) löste dieses Problem und lässt seither auch die Nachbarn wieder ruhig schlafen. Später erwarb ich eine Motornachführung für die SkyScan2001 (ähnlich EQ3-Montierung) - eine gute Entscheidung. Doch wo soll eigentlich die Handsteuerbox befestigt werden? Ständig baumelte sie umher und war beim Auf- und Abbau im Weg. Selbstklebende Klettbänder (4) an jedem Stativbein sowie der Handsteuerbox lösten auch dieses Problem und ein weiteres gleich dazu: Als Anfänger hatte ich anfangs immer Probleme, welche der Richtungstasten für den gegenwärtigen Anblick im Okular die richtige ist. Immer wieder habe ich diese verwechselt. Dank der Klettbänder kann ich die Handsteuerbox jetzt auch schräg anordnen (3), so dass die Tasten entsprechend dem Verlauf des Objekts im Okular ausgerichtet werden können. Ein besonderer Reiz besteht für mich darin, vorhandene Komponenten wie Fernglas, Kamera, Videokamera und ähnliches mit in dieses Hobby mit einzubeziehen (der Autor ist Schwabe). Doch wie befestigt man diese ganzen Komponenten am Teleskop oder an der Montierung? Bei der Montierungsplattform (Abb. 2) handelt es sich um eine stabile Holzplatte, welche zwischen Montierung und Fernrohr befestigt wird. In diese habe ich verschiedene Bohrungen mit Einschraubmuttern eingebracht, so dass zukünftiges Zubehör oder eigene Adapterplatten stabil an der Montierungsplattform befestigt werden können. Für Kameras und Fotozubehör wurden an verschiedenen Stellen Fotoschrauben unverlierbar eingebracht. Damit das Gewinde der Fotoschrauben ausreichend weit aus der Holzplatte schaut, musste von unten mit einem Senkfräser (z.B. für Schrankscharniere) etwas Material abgetragen werden. Insgesamt lassen sich auf dieser Plattform neben dem 5"-Maksutov das Bresser-Fernrohr 60/800, mehrere Kameras, die Videokamera und bei Bedarf auch das Fernglas befestigen. Bei der Teleskop-Plattform (Abb. 3 und 4) handelt es sich um eine Masterplatte mit Gewinde-Lochmatrix, welche am Fernrohr mittels Schellen befestigt wird. Auf dieser Masterplatte können Komponenten direkt befestigt werden oder weitere Slaveplatten für spezielle Anwendungen montiert werden. Die Masterplatte besteht aus drei Sperrholz-Ebenen (A) bis (C), wobei die untere Holzebene hauptsächlich der Befestigung am Fernrohr dient. Die mittleren Holzplatten besitzen Einschlagmuttern mit M4-Gewinde. Die
Abb. 2: Montierungsplattform
Abb. 3: Teleskop-Plattform
Video-Kameraplatte (Abb. 5) ist eine Slaveplatte, um Kompaktkamera oder Videokamera für die afokale Fotografie durchs Okular stabil befestigen und ausrichten zu können. Derzeit besteht die Platte nur aus einer Holzkonstruktion mit stabilem Stahlwinkel, der innerhalb der Holzkonstruktion verschoben werden kann. Der Stahlwinkel selbst besitzt am äußeren Schenkel ein Langloch, um eine Kamera direkt befestigen zu können. Mit einem handelsüblichen Klemmstativ wird die Sache noch flexibler, aber auch instabiler. Zur Anwendung kam diese Slaveplatte u.a. beim Venustransit 2004, wo ich mit
der Videokamera durchs Okular aufgenommen habe. Auch die Kompaktkamera, welche weder ein abnehmbares Objektiv noch ein Objektivgewinde besitzt, kann mit dieser Platte stabil hinter dem Okular befestigt werden. Eine weitere Slaveplatte ist die Fernglas-Kameraplatte (Abb. 6). Sie besitzt einen beweglichen Schlitten (1) und erlaubt es, Spiegelreflexkameras mit größeren Objektiven ,,Huckepack" auf das Fernrohr zu setzen (Abb. 7) oder bequem durch ein Fernglas zu fotografieren (Abb. 8). Meine Nikon F401s, ein betagtes analoges Modell, besitzt eine ,,B-Funktion" für Langzeitbelichtungen, aber keinen
Abb. 4: Die Teleskop-Plattform bestehet aus drei Sperrholz-Ebenen
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Abb. 5: Video-Kameraplatte
Anschluss für einen Drahtauslöser. Die Lösung war ein Winkel aus dem Baumarkt, der entsprechend u-förmig umgebogen wurde und am Kameraboden oder zwischen Kameraboden und Montierungsplattform mittels Fotoschraube befestigt wird (siehe auch Abb. 7). Der waagerechte Teil über dem Auslöser der Kamera erhielt eine Bohrung. Unterhalb der Bohrung habe ich eine Mutter mit M4-Gewinde geklebt. Auch wenn sich die Nackenhaare des einen oder anderen Hobbybastlers hochstellen: Der Drahtauslöser greift weit genug in das ,,inkompatible" Gewinde der Mutter und ist fest genug fixiert - bei geringstem finanziellen und materiellen Aufwand. Der Drahtauslöser arbeitet seit längerem absolut zuverlässig und zeigt am Gewinde keinerlei Verschleiß - etwas Gefühl beim Eindrehen vorausgesetzt. Als Einsteiger mit noch relativ wenig praktischer Erfahrung spielen Filter noch keine so große Rolle. Ein preiswertes Farbfilterset in der Wühltisch-Ecke hat dann doch zu mir gefunden und ein Skyglow-Filter von Baader komplettierte kurze Zeit später meine derzeitige Filterausrüstung. Soweit, so gut; doch das fummelige Einschrauben der Filter nervt erheblich, besonders bei Dunkelheit und Kälte und Filterblinking ist ein Fremdwort... Es war mir klar, dass die Filter in der hintersten Ecke des Ausrüstungskoffers unbenutzt verstauben würden, wenn ich da nicht eine einfachere Handhabung erreichen könnte. Also überlegte ich mir einen einfachen Filterwechsler nach den üblichen klausmanischen Kriterien, die da lauten: So einfach
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wie möglich und wenig Handarbeit, also StandardBauteile aus dem Baumarkt. Dies sind Holz- und Aluleisten sowie vom freundlichen BaumarktZuschnitt exakt auf Maß zugesägte Holzteile. Größe und Design sind dann nicht gerade der Brüller, aber da muss man darüberstehen, besonders bei Nacht. Prinzipiell besteht der Filterwechsler (Abb. 9) aus verschiedenen Holz-
leisten, passend gekürzt und zusammengebaut - einfacher und preiswerter geht es fast nicht mehr. Da ein Filterrad bereits zu viel Aufwand bedeutet hätte, kam nur ein Filterschieber in Betracht. Als Schieber (B) habe ich zwei gleiche Holzleisten mit fünf Filterlöchern übereinander geklebt, wobei die Abmessungen der Filterlöcher in der vorderen Leiste so ausgewählt wurden, dass der gesamte Filter eingesetzt werden kann, während in der hinteren Leiste die Löcher so bemessen wurden, dass nur das Filtergewinde hineinpasst. Auf diese Weise liegen die Filter schön plan auf und können zusätzlich mit je einer Schraube (3) in der vorderen Leiste festgeklemmt werden. Der Schieber bewegt sich in einem u-förmigen Korpus (A) aus Holzleisten (was auch sonst?!), welcher vorn und hinten ein Loch besitzt. Aus verschiedenen Artikeln im VdS-Journal wissen wir ja, dass Teflon ausgezeichnet als Gleitlager geeignet ist
Abb. 6: Fernglas-Kameraplatte
Abb. 7: Die Spiegelreflexkamera kann so ,,Huckepack" auf das Fernrohr gesetzt werden
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(vielen Dank für die Informationen, weiter so!). Also gab es unten am Korpus zwei Bohrungen, wo jeweils ein Stück Teflon (aus einem Teflon-Rundstab) eingesetzt wurde. Die Unterkante des Schiebers, die auf dem Teflon gleitet, freute sich dann noch über ein Stück Kantenumleimer und schon bewegte sich der Schieber recht ordentlich. Ähnlich ging ich beim oberen Teil des Korpus vor, welches jedoch über Schrauben in der Höhe regulierbar ist, so dass ich die Beweglichkeit des Schiebers bei Temperaturschwankungen und Verschleiß des Teflon nachjustieren kann - was aber bisher noch nicht notwendig war. Das wichtigste ist natürlich die Befestigung am Teleskop bzw. an der Okularhalterung. Glücklicherweise gibt es preiswerte Barlowlinsen zu kaufen oder - wie in meinem Fall - sind diese bei einem preiswerten Refraktor oder Kaufhausteleskop gleich dabei. Da deren Qualität bescheiden ist, schreien diese Barlowlinsen förmlich danach, für einen anderen Zweck verwendet zu werden und blühen dann auch förmlich in ihrer neuen Funktion auf. Die Linse wurde kurzerhand herausgeschraubt und der Kunststofftubus mittig in zwei Teile gesägt. Die Hülse wurde in den hinteren Teil des Filterkorpus geklebt, die Buchse (5) in den vorderen Teil, möglichst sauber gerade und deckungsgleich. So kann der Filterwechsler wie ein Okular in die Buchse des Zenitspiegels am Fernrohr festgeschraubt werden. Damit die Filter sauber deckungsgleich im Einblickbereich bleiben, habe ich am unteren Teil des Schiebers noch fünf Kerben mit einem Bohrer angebracht. Im Korpus befindet sich eine federnd gelager-
te Holzkugel, welche geschmeidig in die entsprechende Kerbe springt und somit den Filterschieber einschließlich den Filter sauber in Position hält. Am Ende gab es den klassischen Schutzlack von Hammerit (geniales Zeug) mitHammerschlageffekt sowie eine kleine Beschriftung - fertig war der Filterwechsler. Für
Abb. 8: Fotografieren durch das Fernglas
Abb. 9: Filterschieber
meine Belange reicht dieser Filterwechsler aus und Funktion sowie Handhabung sind gut. Wer motorisch per Computer die Filter wechseln möchte, oder das Problem der Taubildung besser in den Griff bekommen möchte, wird um ein geschlossenes Filterrad nicht herumkommen...
Fazit: Die oben erwähnten Problemchen werden die meisten Sternfreunde kennen und entsprechend reagiert haben - jeder auf seine Weise. Mit wenig Aufwand und einfachen Mitteln können Unzulänglichkeiten am Gerät behoben werden und kleine Helferlein die Astrostunden erleichtern.
Eine schwere Montierung im Selbstbau
für 300 Euro
von Ralf Thiele
Da ich, was die Astronomie angeht, ein leidenschaftlicher Sammler von allen möglichen und unmöglichen Schrotteilen bin, die man eventuell eines schönen Tages für den Teleskop- und Montierungsbau verwenden könnte, reifte in mir eines Tages der Plan, eine schwere deutsche Montierung zu bauen. Und diesmal möglichst alles in Eigenregie. Es juckte mich einfach in allen Fingern; ich musste sehen, wie weit man als Amateur im Montierungsbau weitestgehend ohne fremde Hilfe und geringen Kosten kommt. In meinem Werkstattschuppen findet sich lediglich eine Standbohrmaschine,
Abb. 1: Die stabilen Stehlager
ein großer Maschinen-
schraubstock, etliche
Feilen und mehrere
Gewindebohrsätze -
mehr nicht. Als ich mir
nun Gedanken über das
Konzept machte, kam
mir noch ein anderes
Projekt ,,in die Quere":
Der Schliff eines 12"-
Spiegels. Denn was
sollte ich mit einer
schweren Montierung
ohne
passendes
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Abb. 2: Die Tangentialklemme am Schneckenrad
Teleskop dazu? Der Achsdurchmesser stand noch nicht fest, nach einem Blick in den Schrottkübel eines nahe gelegenen Getriebewerkes aber schon: 60 mm in beiden Achsen. Denn im Kübel befanden sich mehrere 350 mm lange Abschnitte blanken Wellenstahls! Den musste man noch nicht mal auf Maß abdrehen lassen, wie ich später bei den Kugellagern feststellen sollte. Nächster wichtiger Punkt betraf die Lagerung. Wenn man möglichst wenig Dreh- und Fräsarbeiten vergeben möchte, muss man natürlich auch kompromissbereit sein. Schicke Kegelrollenlager in passenden Lagergehäusen wären empfehlenswert, aber mit den vorhandenen Einschränkungen nicht möglich. Die in meinen eigenen Augen einzig sinnvolle Alternative waren so genannte Stehlager (Abb. 1) - sehr stabil und mit Rillenkugellagern ausgestattet. Natürlich sind sie nicht vergleichbar mit aufwändig konstruierten und optimierten Lagern für Teleskopmontierungen. Dennoch habe ich sie aus obigen Gründen gewählt und schließlich sollte es zunächst ja auch nur ein Versuch der Machbarkeit sein. Dass ich damit auch lang belichtete und punktförmig nachgeführte Astroaufnahmen bei 1620 mm Brennweite machen würde, wusste ich natürlich noch nicht, hoffte es aber. Nach einem ernüchternden Blick in Preislisten diverser Lagerhersteller war der nächste Schritt der Verfügbarkeitsprüfung, beim guten alten ebay nachzuschauen. Schließlich sollten die Anschaffungskosten jene einer nagelneuen Präzisionsmontierung nicht überschreiten. Nach zwei Wochen konnte ich dann zum Gesamtpreis von ca. 80 Euro vier Lager mein Eigen nennen. In meiner Grabbelkiste fanden sich Aluflansche aus dickwandigem Material, welche vor einigen Jahren den Weg aus einem Restekübel zu mir fanden. Zufällig wiesen die Flansche eine passende Öffnung zur Aufnahme eines Gewindes M 60 auf!
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Somit war die Frage nach der Verbindung der Achsen geklärt. Auf einer Welle sitzt natürlich auch der Antrieb. Von vornherein war für mich klar, dass es sich dabei um ein konventionelles Schneckenrad handeln sollte. Eine Selbstherstellung hatte ich zwar schon gemacht, aber mir erschien es zu wenig stabil und genau. Also sollte
Abb. 3: Das zusammengesetzte Achsenkreuz
eins preisgünstig gekauft werden. Bei der Fa. Kremp in Wetzlar wurde ich dann fündig. Das größte lagermäßig verfügbare Rad hat 150 mm Durchmesser und Modul 1,5 - also 100 Zähne. Etwas klein, dafür würde aber der mögliche Pendelfehler der Schnecke nur alle 14,4 Minuten auftreten. Das Rad musste natürlich kraftschlüssig auf die Welle gebracht werden. Dieses Problem wurde konstruktiv mit einer Tangentialklemme gelöst (Abb. 2). Dafür musste ein Ring aus Stahl beschafft werden und ein Flansch aus Alu, der das Schneckenrad aufnimmt. Eine weitere Klemme aus Stahl wurde ebenfalls für die Konstruktion eines Tangentialarmes in Deklination benötigt. Die Wellen sollten ein Gewinde aufgeschnitten bekommen und die Rektaszensionsachse sollte axial aufgebohrt werden, um einen Polsucher aufnehmen zu können. Dafür kam leider nur eine Fremdvergabe der Arbeiten in Betracht. Einige Wochen später erhielt ich die Drehteile zurück. Die Tangentialklemme musste noch in meiner äußerst bescheiden ausgestatteten Werkstatt mit einem Schnitt und einem Gewinde versehen werden, denn sonst klemmt die Klemme ja nicht... Die Stehlager wurden schließlich auf einen Polblock montiert. Von Stahl sah ich des
Abb. 4: Der Quersupport aus massivem Aluminium
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Abb. 6: Die Montierungsvariante von MathisInstruments
Abb. 5: Der Schneckenantrieb mit Getriebe
höheren Gewichts wegen ab. Immerhin sollte es sich um eine gerade noch transportable Montierung handeln. Aluplatten konnte ich in den gewünschten Dimensionen ebenfalls in einem Kübel, diesmal bei einer Forschungswerkstatt, finden. Auch zwei gefräste Stahlbögenabschnitte fanden sich dort, dazu später mehr. Ja, wir sind eine Wegwerfgesellschaft. Manchmal kann dies aber auch positive Auswirkungen haben, z.B. für den Teleskopbau! Nachdem das im Schraubstock eingespannte Plattenmaterial mit der Handsäge(!) geschnitten
und vor allem abschließend mit Feilen auf die genauen Maße gebracht waren, konnte das Achsenkreuz das erste Mal zusammengesetzt werden (Abb. 3). Was für ein schönes Gefühl, wenn alles zu passen und zu funktionieren scheint! Es fehlten jetzt noch der Antrieb in RA, der Tangentialarm in Deklination und eine vernünftige Stativsäule. Wie sollte ich den Lagerstuhl der Schnecke in RA konstruieren? Und vor allem wo an der Montierung? Sollte das Schneckenrad unten an der Rektaszensionsachse oder
Abb. 7: Der einstellbare Polblock
Abb. 8: Der Drehknopf zum feinfühligen Justieren des Montierungskopfes
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oben angebracht werden? Aus Gründen der Verwindungssteifigkeit wurde die Position oben gewählt. Außerdem konnte so der etwas ausladende Teil des Polblocks oben zur Aufnahme des Schneckenlagerstuhls genutzt werden. Auf Abb. 4 kann man den Quersupport aus massivem Alu sehen, auf dem später der Lagerstuhl montiert wird. Wiederum fanden sich Lagerhülsen für 12-mm-Kugellager in der Schrottkiste. Was heißt Schrottkiste, besser wäre Fundgrube oder Schatzkammer! Die 12mm-Welle für die Schnecke entnahm ich einem alten Flachbettscanner. Dort war eine Führungsschiene eingebaut. Das war die künftige Schneckenwelle! Auf Abb. 5 sieht man den zusammengesetzten Antrieb, wobei man links das Getriebe erkennen kann. Dieses besteht im wesentlichen aus dem ausgebauten Getriebe eines RB-35-
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Motors. Das Achsenkreuz selber sollte justierbar gelagert werden. Gerade für lang belichtete Deep-Sky-Aufnahmen muss die Montierung möglichst genau auf den Pol ausgerichtet werden. Ich erinnerte mich an die Montierungsvariante auf Abb. 6. Dieses Design gefiel mir und die Stahlteile kamen jetzt wie gerufen! Also wurden sie seitlich am unteren Polblock befestigt (Abb. 7). Um nun dem so einstellbaren Polblock auch eine feinfühlige Verstellbarkeit in der Höhe zu geben, wurde innen im Polblock ein Tangentialarm eingesetzt, der über eine Spindel mit einem Drehknopf von außen zu bedienen ist (Abb. 8). Damit lässt sich der Montierungskopf sehr feinfühlig justieren. Allerdings lediglich in einem Bereich von etwa 55 Grad bis 33 Grad geografischer Breite, was für meine Zwecke jedoch völlig genügt. Nachdem ein erster Test eine butterweiche Nachführung ohne jedes Ruckeln ergab, konnte die Nachführung in Deklination angegangen werden. Meine anfängliche Überlegung, ein selbst hergestelltes Schneckenrad zu verwenden, wurde verworfen und ein Tangentialarm angedacht. Der Antrieb bereitete mir allerdings einiges Kopfzerbrechen. Der antreibende Motor sollte sich nämlich nicht mit der Stellschraube axial bewegen können, sondern fest positioniert bleiben. Die Lösung fand sich in einer alten
Abb. 9: Der Tangentialarm aus einer alten Messschraube und einem Schneckenrad
Messschraube und einem Schneckenrad. Am Ende der Messschraube, die in dem runden Alugehäuse kugelgelagert montiert wurde, ist eine Hutmutter aufgebracht, die in eine gegenüberliegenden Bohrung
des Tangentialarms durch Federkraft gedrückt wird (Abb. 9). Federn bilden den Kraftschluß zwischen Fernrohrwiege und Arm in dieser Konstruktion. Durch den Druck kann sich die Welle der
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
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Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fach-
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gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
dreimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 30,- (Europa) und 35,-
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Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 24 ist der 26.05.2007, für die Ausgabe Nr. 25 der 15.09.2007 Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Abb. 10: Die Montierung mit der Säulenplatte
Abb. 11: Die Montierung mit dem 12"-Newton in Gitterrohrbauweise
Messschraube nicht mehr bewegen. Vielmehr bewegt das Schneckenrad das Gehäuse der Schraube und dreht auf diese Weise die Messschraube hinein oder heraus, so dass der Tangentialarm entsprechend bewegt wird. Nachdem auch diese Hürde genommen war, war noch das letzte Problem zu lösen: Die Säule. Insbesondere die Tatsache, dass man mit den Fußschrauben sehr schnell die Höhe zum Himmelspol einstellen kann, ohne die Justierung am Polblock bemühen zu müssen, ließ mich auch diesmal zum Bau einer Säule greifen. Ein Stahlrohr aus Nirosta mit Flansch besaß ich schon (aus dem Schrott natürlich), ebenso fand sich noch eine alte Seilrolle aus massivem Alu mit einem Durchmesser von einem halben Meter (Abb. 10). Beide wurden zusammengefügt, oben auf das Stahlrohr wurde noch eine 12er Aluplatte zur Aufnahme der Montierung geschraubt. Die Montierung besitzt unten eine Bohrung, in die von der oberen Säulenplatte eine Druckkugel greift. Dadurch lässt sich die Montierung auch in Azimut schwenken. Schließlich war es soweit, der zwischenzeitlich hergestellte 12"-Newton in Gitterrohrbauweise konnte auf die Montierung gesetzt werden (Abb. 11). Übrigens wurde der Hauptspiegel auch
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selbst versilbert. Aber dies und die Konstruktion des Tubus (im Schraubstock mit einer Matrize gebogene Aluhohlprofile) ist eine andere Geschichte... Das First Light war für mich atemberaubend. Ich werde nie die gleißend helle Wega in ihrem bläulichen Licht vergessen. Auch heute jedes Mal wieder faszinierend. Erste Aufnahmen mit der Ausrüstung zeigten
keine Nachführfehler, die Mechanik schien meinen Ansprüchen zu genügen. Und die sind: Nachführung über mindestens eine Stunde bei einer Brennweite von 1620 mm kontrolliert und wiederholbar möglich, siehe Abb. 12.
Abb.12: Nebel um Gamma Cygni auf Kodak Royal 200
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Das Ultra-Medium-Teleskop
von Manfred Kleisa
Auf dem ITT 2003 hatte ich Gelegenheit, unter optimalen Bedingungen durch ein 30"-Teleskop zu schauen. Das war der Ausbruch des ,,Virus". Ich hatte ja in der Vergangenheit bereits Erfahrung mit dem Bau zweier 18-Zöller gesammelt und schreckte nicht vor einem größeren Projekt zurück. Wegen der erheblichen Ausmaße wurde ein 30"-Gerät jedoch schnell verworfen, da es definitiv durch keine Haustür passen würde und man weiß ja nie, ob immer eine Garage zur Verfügung steht. Aus vernünftigen Erwägungen kam ich zu dem Schluss, das es ein 24" f/4,1 werden solle. Es ist tatsächlich so, dass ein 25"-Hauptspiegel erheblich teurer ist als ein 24-Zöller - was daran liegt, dass die Brennkammer der namhaften Firmen wie z.B. Spectrum Coating bei 24 Zoll endet. Ich bestellte den Spiegel im Juni 2004 bei Pegasus Optics, im Januar 2005 war er fertig. Den Bau des Oberkorbes begann ich bereits früher. Die Berechnungen des inneren Durchmessers erfolgten nach David Kriege. Der kleinste gerade noch machbare Durchmesser beträgt demnach 640 mm. Als Material wählte ich 15-mmBirke-Multiplex. Die Ringbreite, welche eine noch gute Stabilität liefert, beträgt 30 mm. Als Verbindungsstäbe zwischen den Ringen suchte ich 25-mm-Hartholzstäbe aus, welche ich schon bei den 18"-Geräten im Einsatz hatte. Das Gewicht liegt ähnlich wie bei Alu-Rohren, nur ist die Befestigung einfacher. Die Ringe wurden mit den Stäben verklebt, verschraubt und verspachtelt. Der Lichtschutz besteht aus 1,5 mm starkem Flugzeugsperrholz, welches entlang der Holzmaserung gebogen werden konnte, um so maximale Steifigkeit des Oberkorbes zu erreichen. Als Träger des OAZ (Okularauszug) wählte ich diesmal eine Alukonstruktion, welche genau an den von mir verwendeten Feather Touch OAZ angepasst ist und so direkt mit dem Filterschieber von Spheretec modifiziert werden konnte. Eine Verschraubung in die Ringe brachte zusätzliche Stabilität in die Konstruktion. Nach der Lackierung mit Granit-Strukturlack wurde der Lichtschutz innen mit schwarzer Velours-Folie bespannt. Danach erfolgte der Einbau der Spinne und des 4,5-Zoll-Fangspiegels. Mein anfänglicher Standpunkt, ohne Offset zu bauen, wurde verworfen. Der Blick durch ein Justier-Set zeigte deutlich, dass
Abb. 1: Oberkorb mit Fangspiegel, Spinne, Okularauszug und Filterschieber
ein Offset von 6,4 mm wichtig erscheint. Der Punkt wurde von mir zur späteren
Abb. 2: Stangenbefestigung am Oberkorb
Justageerleichterung auf dem Fangspiegel markiert. Die obere Stangenbefestigung forderte eine Spezial-Lösung der Firma Spheretec. Nach perfekten Justagen des OAZ zum Fangspiegel war dieser Teil der Bauphase abgeschlossen.
Die Spiegelbox In Anlehnung an Stathis Kafalis konstruierte ich eine Spiegelbox aus 15er Birke-Multiplex, welche sowohl in der Lage ist, den 32 kg schweren Spiegel zu verkraften als aber auch ein gewisses Gewicht nicht zu überschreiten. Es sollte ja alles ,,Medium" werden! Die bekannten Eckeingriffe verwarf ich, da das Gewicht diese Tragweise nicht mehr erlaubte. Statt dessen entwarf ich eine Art Krankentrage, welche aber den Einsatz zweier Träger erforderte, in dem ich unter einem eingebauten Zwischenboden mit Kreisausschnitt unter dem verbleibendem
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Abb. 3: Spiegelträger mit 27-Punkt-Auflage aus Aluminium
Abb. 4: Untere Rohrklemmen an der Spiegelbox
Rand an jeder Seite ein 25er Alurohr einzog und mit Epoxy fest verklebte. Nachher konnten von außen durch die Bohrungen zwei 20er Trage-Rohre eingeschoben werden. Für das Tragen durch nur eine Person wurden zusätzlich zwei Griffe in die Seiten eingearbeitet. Alle Stoßkannten wurden verdübelt und verklebt, um maximale Steifigkeit zu gewährleisten. Als Spiegelträger fand eine 27-Punkt-Auflage aus Aluminium Verwendung. Um eventuelle Berechnungsfehler nachher aus-
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gleichen zu können, wurde ein ,,Travel" von +/-15 mm für die Justageschrauben konstruiert. Als untere Rohrklemmen fand abermals eine Spezial-Industrieklemme Verwendung, welche nachher die CarbonRohre aufnehmen sollte. Der Winkel für die Befestigung ergab sich aus der Berechnung der Stangenlänge. Da ist höchste Präzision gefordert, damit die Rohre auch nachher leicht in die Klemmen rutschen. Hier konnte durch die vorgefertigten Klemmen viel Arbeit gespart werden! Bedingt durch die
schon erwähnte obere Stangenklemmung sind immer zwei Rohre scherenartig miteinander verschraubt. Viermal ,,plopp" und die Stangen stehen perfekt, um den Oberkorb einzuhängen. Nach Einbau des Hauptspiegels, welcher dabei schon auf seiner Auflage liegt, konnte das Gerät komplett justiert werden. Optisch gesehen stand nun einem First Light nichts mehr im Wege. Die Konstruktion wurde dafür auf einem Rollwagen verzurrt. Dann ging es los: Alle Berechnungen stimmten, nur das sehr intrafokale 31er Nagler wollte nicht in den Brennpunkt, da der Filterschieber dort montiert war. Da der 4,5-Zoll-Fangspiegel leicht überdimensioniert war, konnte der Hauptspiegel einfach um den erforderlichen Faktor höher gedreht werden, so dass das Bildfeld oben am OAZ weiter hinauswanderte. Die Ausleuchtung ist jetzt optimal. Damit hatte sich dieses Problem erledigt. Nach dem Ermitteln des Drehpunktes der gesamten Konstruktion, welche mit 160 mm über der Spiegelbox recht niedrig liegt, ging es an den Bau der Höhenräder. Ich wählte eine Kufenform mit 430 mm Radius und einer Kufenstärke von 80 mm aus 30er Birke-Multiplex. Dies sollte ausreichend Stabilität geben. Nach dem Lackieren wurden die Gleitflächen mit eloxiertem Alu-Strukturblech bezogen und an vier Punkten mit der Spiegelbox fest verschraubt. In dem Bereich, wo die Höhenräder nicht durch die Spiegelbox stabilisiert waren, erfolgte dieses durch eine Querstange aus Carbon mit innen liegender Gewindestange zur Verschraubung mit den beiden Kufen. Eine spezielle Montagevorrichtung simuliert den freischwebenden Drehpunkt zur Aufnahme eines digitalen Encoders nach bekannter Montageart.
Die Rockerbox Abgestimmt auf die Maße der Spiegelbox und der Höhenräder erfolge eine möglichst niedrige Konstruktion. 30er Seitenwände und 21er Vor- und Rückwände sowie Bodenplatte ergaben ein Höchstmaß an Steifigkeit. Eine Mittenbohrung nimmt die Drehachse auf, welche auf der Unterseite der Box in einen sternförmigen Bodenständer übergeht. Diese Achse ist wiederum speziell für die Aufnahme des zweiten Encoders geeignet. Auf dem Bodenständer wurden in bekannter Art und Weise die Teflon-Gleitlager montiert, welche mit ihrem Gegenpart, dem Alu-Strukturblech auf der Unterseite der Rockerbox optimale Gleiteigenschaften herstellen. Die Größe der Teflon-Pads
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Abb. 5: Die fünf Teile der Rockerbox, Höhenräder, sternförmiger Bodenständer und Encoder-Aufnahme
Hier noch ein paar Daten:
Haupspiegel:
24" f/ 4,1
von Pegasus
Fangspiegel:
4,5" von Pegasus
Offset:
6,4 mm
Okularauszug:
Feather Touch von
Starlight Instruments,
mit Feinuntersetzung
Gesamtgewicht: 83 kg
Bauhöhe:
2600 mm
Maximale Einblick-
höhe im Zenit:
2380 mm
Gewicht
Spiegelbox:
52 kg
Gewicht Oberkorb
mit allen Anbauten: 5,5 kg
Gewicht Rockerbox: 20,5 kg
Gewicht
Carbonstangen:
5 kg
Maximaler Außen-
durchmesser:
790 mm
Alle verwendeten Bauteile und Spezialbauteile sind beim Autor (www.spheretec.de) erhältlich! Dort ist auch eine Teilmontage möglich.
Abb. 6: Die fertige Rockerbox
hängt von verschiedenen Faktoren ab, zu entnehmen aus dem Buch von Kriege. Um auch im Zenit bei diesem hohen Gewicht optimal zu arbeiten, verbirgt die Drehachse noch einige Geheimnisse. Aber man muss ja nicht alles verraten! Die Rockerbox wurde noch mit Metall-Schutzecken und Tragegriffen aus dem Musiker-ZubehörSortiment bestückt. Nach der Montage der vier Teflonstücke auf der Rockerbox in einer Art Führungsschiene, damit das Gerät nicht seitlich an die Innenwände der Rockerbox schleift, konnten nun die mechanischen Eigenschaften des Gerätes ausgiebig getestet werden. Noch einige kleine Dinge wie die Stromversorgung für die Fangspieglheizung, EncoderVerkabelung, Lichtschutz usw. und es war vollbracht.
Abb. 7 (unten): Das Ultra-Medium-Teleskop mit beim BTM 2006
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Manuelles GOTO für eine EQ6-Montierung
von Uwe Heiduck
Abb. 1: Gesamtansicht der EQ6-Montierung mit Magellan1
Wer kennt das nicht: Da hat man eine
einigermaßen günstige und stabile
Montierung, die durch diverse Umbauten
(Conradgetriebe,
MCU-Update,
Wechsel der Schneckenwellenlager und
Fettaustausch) verbessert wurde und doch
wird dann etwas vermisst, das GOTO. Zwar
besteht die Möglichkeit über einen, an der
seriellen Schnittstelle des MCU-Update
angeschlossenen Rechner die Montierung
GOTO-fähig zu machen, aber mangels
Notebook ist diese Methode im Feld für
mich nicht realisierbar und die 40fache
GOTO-Geschwindigkeit der Montierung mit den original Schrittmotoren ist auch nicht gerade hoch. Ein Schwenk um 180 Grad würde ca. 18 Minuten dauern. Da ich aber einen Magellan1-Astrocomputer von Meade besitze, der vorher an einer Gabelmontierung montiert war, kam ich auf die Idee diesen auch an die EQ6Montierung anzubauen und so ein quasi ,,manuelles" GOTO zu besitzen, welches auch schnelle Schwenks der Montierung von Hand ermöglicht. Der Magellan1-Astrocomputer ist mit zwei Winkelencodern ausgerüstet, welche eine Auflösung von 4.096 Striche besitzen. In der Datenbank des Computers befinden sich insgesamt 12.218 Objekte, darunter sind alle acht Planeten, außer natürlich der Erde, alle 110 Messier-, 7.840 NGC- und 4.093 IC-Objekte sowie 42 Referenzsterne zum Initialisieren. Natürlich zeigt der Magellan1 auch die aktuelle Position des Teleskops in Rektaszension und Deklination an. Auch kann der Computer über eine serielle Schnittstelle an einen Rechner angeschlossen werden und zeigt bei diversen Planetaruimsprogrammen, ich verwende Cart du Ciel, die genaue Position des Teleskops am Monitor an. Die ursprünglichen Halterungen und Antriebe für die beiden Encoder waren für eine LX10-Gabelmontierung gedacht und konnten leider nicht für den Umbau auf die EQ6-Montierung verwendet werden. Als erstes habe ich mir Gedanken darüber gemacht, wo und wie ich die beiden Encoder des Astrocomputers befestigen kann. Den Deklinations-Encoder habe ich in das Motorengehäuse der Montierung
Abb. 2: Astrocomputer montiert am Stativ der EQ6
integriert. Dort ist noch genügend Platz, um den Encoder mit Hilfe eines kleinen Halters aus Aluminiumblech zu befestigen. Bei der genauen Position habe ich natürlich darauf geachtet, dass der Polsucher nicht abgeschattet wird. Der Halter für den Encoder ist mit zwei Schrauben an der Rückwand des Motorengehäuses angeschraubt. Die Halteplatten der beiden Schrittmotore musste ich allerdings mit Ausschnitten versehen, um für den Encoder Platz zu schaffen. Die Betätigung erfolgt über zwei Kunststoffzahnräder, wovon eines auf der Encoderwelle sitzt und das andere auf der durchgehenden Deklinationsachse befestigt wurde. Für die Befestigung des großen Zahnrads habe ich mir einen Ring aus Aluminium passgenau drehen lassen und darauf das Antriebszahnrad mit Sekundenkleber geklebt. Der Ring kann
Abb. 3: Motorengehäuse (geöffnet) der EQ6 mit beiden Encodern
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Abb. 4: DE-Encoder mit Zahnradantrieb auf Deklinationsachse
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auf der Deklinationsachse verschoben und mit drei Madenschrauben an der richtigen Stelle fixiert werden. Für den Rektaszensions-Encoder musste ich mir etwas anders einfallen lassen. Da ich ihn nirgendwo einbauen konnte, kam ich auf folgende Lösung. Der Encoder sitzt zusammen mit der Westernbuchse für das Übertragungskabel in einer kleinen Aluminiumbox, die außen auf dem Motorengehäuse mit Hilfe von zwei Schrauben befestigt wurde. Die Betätigung des Encoders erfolgt über ein eigens dafür gedrehtes Laufrad aus Aluminium mit eingelassenem O-Ring. Dieses wird auf den Rektaszension-Teilkreis gedrückt und treibt so den Winkelencoder an. Da der Encoder sehr empfindlich auf zu große axiale Kräfte auf seiner Welle reagiert und dann seinen Dienst einstellt, habe ich die Alubox mit Langlöchern versehen um die richtige Anpresskraft des Laufrades durch Verschieben der Box einzustellen. Ein weiteres Problem ist das Mitdrehen des Teilkreises während des normalen Laufs der Montierung, was zu Fehlern beim Betrieb des Astrocomputer führen würde. Die Rändelschrauben, mit dem der Teilkreis auf der Stundenachse geklemmt werden kann, habe ich sowieso entfernt, da sie ja das Laufrad stören würden. Gleichzeitig habe ich den Teilkreis innen mit einer Lage Filz beklebt, um die Reibung zwischen Teilkreis und Lagergehäuse der Rektaszensionachse zu erhöhen, damit sich der Teilkreis nicht mehr während des normalen Betriebs mitdreht. Ich hätte den Teilkreis auch mit ein oder zwei kleinen Schrauben befestigen
können, aber durch den Trick mit dem Filz mit einem Fadenkreuzokular bestück-
habe ich mir die Möglichkeit offen gelas- tes Teleskop - konnte ich die genaue
sen, den Teilkreis zu Einstellzwecken noch Übersetzung für den Encoder ermitteln.
verdrehen zu können.
So ausgerüstet kann ich die EQ6-
Als alle Teile wieder montiert und das Montierung nun auch beim Feldeinsatz
Achsenkreuz zusammengebaut war, ging es aber auch auf meiner Balkonsternwarte
daran, die Übersetzung der Winkelencoder über den Magellan1-Computer auf mehrere
der beiden Achsen zu programmieren. tausend Deep Sky Objekte ,,manuell" ein-
Zum Glück ist das bei der Magellan1 stellen, oder über die Koordinatenanzeige
ohne Probleme auf fünf Stellen hinter die gewünschten Objekte finden, sofern
dem Komma möglich. Die Zahnräder die Koordinaten für mich bekannt sind. Da
des Deklinations-Encoders haben eine die 9V-Blockbatterie des Astrocomputers
Übersetzung von 1:3, so ist dort im Voraus meist sehr schnell leer ist, habe ich
schon der Wert für den Astrocomputer ihn noch zusätzlich mit einer 2,5-mm-
bekannt. Etwas schwieriger gestaltete sich Klinkenbuchse ausgerüstet, um den
die Einstellung für den Rektaszensions- Computer über ein passendes Kabel extern
Encoder. Ich habe zwar im Vorfeld die mit Strom zu versorgen. Ich möchte den
Durchmesser von Teilkreis und O-Ring des Komfort des Astrocomputer eigentlich
Laufrades mit einer Schieblehre gemessen nicht mehr missen, denn Finden ist besser
und dadurch die mögliche Übersetzung als Suchen.
errechnet, aber es war
dann doch etwas zu
ungenau. Ich musste
die Übersetzung für die
Rektaszensionsachse
noch ein wenig korri-
gieren, da der O-Ring
des Laufrades immer
ein wenig eingedrückt
wird und so einen ande-
ren Wirkdurchmesser
besitzt. Durch mehr-
faches Schwenken
der Montierung um
genau 360 Grad und able-
sen des Encoderwertes
- die Kontrolle des Abb. 5:
S c h w e n k w i n k e l s Aluminiumbox am Motorengehäuse mit Laufrad der RA-
erfolgt dabei über ein Encoder
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Mein Weg zum eigenen Observatorium
von Klaus-J. Stepputat
- Teil 1 -
Nachdem ich über 45 Jahre an insgesamt sieben verschiedenen Wohnorten Fernrohre lagerte und zum Beobachten hin und herschleppte oder fuhr, war der Wunsch nach einem festen, eigenen Beobachtungshaus übermächtig geworden. Schon 1975 beim Kauf unseres Hauses mit sehr langem Garten im Süden Kiels spielte die Realisierungsmöglichkeit einer Beobachtungsstation im Hinterkopf mit. Anfangs war es dort im Garten auch so dunkel, dass man nachts unbedacht gegen die Bäume laufen konnte. Jetzt passiert so etwas höchstens mit noch nicht adaptierten Augen, denn zwischenzeitlich war es durch die Erweiterung eines Autoabstellplatzes
Abb. 1: Das Instrumentenfundament und Tragebalken für die Kreisscheibe
Abb. 2: Drei der gefederten 24 Inline-Skater-Rollen
in der Nähe des Observatoriums nachts so hell, dass ich dort fast die Zeitung lesen konnte. Zur Zeit ist ein einigermaßen tragbarer Modus Vivendi gefunden. Aber es dauerte nach dem Hauskauf - durch Arbeit und Familie bedingt - noch weitere 25 Jahre, bis die Pläne für ein Observatorium wirklich reif wurden. Reichlich Zeit, um über die verschiedenen Lösungen, die Erfolge und Fehler der anderen zu reflektieren. In der Zeit konnte ich auch ein wenig Hubert Paulus (GvA-Kiel) beim Bau seiner Volkssternwarte Kronshagen über die Schulter sehen. Die Randbedingungen waren vielfältig. Der Schutzbau sollte mit den Mitteln eines normal Sterblichen bezahlbar sein, d.h. im Eigenbau ohne Fremdhilfe und in relativ einfacher Konstruktion entstehen. Dann müsste er wenig auffällig sein, um Konflikte mit den Nachbarn oder ungebetenen Eindringlingen auszuweichen - immerhin liegt der Bau 80 m hinten im Garten - also leider keine glänzende Alu-Kuppel!
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Abb. 3: Die Anbringung der Inline-Skater-Rollen an der Drehkuppel
Abb. 4: Die vorgefertigten Spanten des Rolldachs
Das Original - jetzt noch besser!
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www.kosmos.de
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Auch wollte ich möglichst wenig mit den Bauordnungsbestimmungen kollidieren. Ferner sollte zur Not die Konstruktion auch relativ leicht entfernbar und anderswo wieder aufzubauen sein; man weiß ja nie, was die Zukunft bringt. Meine Akten füllten sich mit zahlreichen (nie realisierten) Konstruktionen. Mit einer Rolldachhütte konnte ich mich nicht so recht anfreunden. Denn dann stände ich fast genauso im Freien und im Störlicht, wie in den 45 Jahren zuvor. Wind und Nachttau wären so im feuchten und sturmreichen Norden stets ein Problem geblieben. Die Initialzündung erfolgte für mich durch einen Artikel in [1]. Scott Jamieson hatte auf einem stabilen Holzring, der auf vier Gummireifen im Kreis läuft, eine freitragende, rundgebogene Konstruktion aus Sperrholz gesetzt, die einem Marinegeschützturm sehr ähnlich sah. Dort, wo sonst das Kanonenrohr aus dem Turm ragte, war eine abnehmbare Klappe für das Fernrohr im Innern. Hier riet Jamieson bei Wind sehr vorsichtig zu sein, immerhin hätte man ein ,,Segel" von ca. zwei Quadratmetern in den Händen. Wollte Jamieson in eine andere Richtung beobachten, brauchte er nur mit einigen kräftigen Schubsen sein Sperrholzhaus in die gewünschte Richtung drehen. Zum Betreten des Innern gab es hinten eine normale Tür. Diese Konstruktion erfüllte viele meiner Vorstellungen, bis auf die martialische Form; Jamieson selbst verglich das Aussehen eher mit den modernen bizylindrischen Kuppelkonstruktionen moderner Großteleskope. Nun galt es die Idee ,,ins Deutsche" umzu-
Abb. 5: Das Rolldach nach der Beplankung
setzen, wobei noch einige Nachteile abzubauen waren. Die Forderungen sahen insgesamt etwa so aus: - ansehnlich, aber nicht zu auffällig - bequem, d.h. ausreichend groß für einen
Newton bis etwa 15 Zoll - uneingeschränkte Sicht vom Horizont
bis in den Zenit - ebenso in Azimut, d.h. einfacher
Wechsel der horizontalen Sehrichtungen - die Schutzvorteile einer normalen Kuppel bietend, z.B. gegen Wind, Licht, Tau - leichtes und schnelles Öffnen auch bei Wind
- soweit dies im Leichtbau realisierbar, sicher gegen Einbruch und Orkan
- modular im Aufbau, falls notwendig wieder zerleg- und verlegbar
- möglichst geringer Fundamentaufwand, keine Führungsschienen aus Stahl
- preislich erschwinglich, alles muss im Selbstbau mit Bordmitteln allein erstellbar sein; auch keine kostentreibenden Handwerkerzuarbeiten oder Sonderbauteile
Was im Jahr 2002 nach etwa dreimonatiger Handwerksarbeit herauskam, steht seit gut vier Jahren in unserem Garten. Es gibt sicheren Regen-, Sturm- und Schneeschutz
Abb. 6: Die Kuppel offen von der Seite
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Abb. 7: Kuppel geschlossen
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für einen 12"-Newton auf parallaktischer Gabelmontierung mit einem parallel dazu montierten, gefaltetem 6"-Refraktor. Die Behausung aus Sperrholz ähnelt, kieferlasiert, einem achteckigen Gartenpavillon; allerdings ohne Fenster, nur mit einer ,,Landhaustür" und Frontklappen vorn und einem Rolldach oben. Durch die volle Stehhöhe über die ganze Fläche - es entfallen die schrägen Bereiche einer Kuppel - erstreckt sich das nutzbare Volumen über die gesamte Grundfläche von gut acht Quadratmetern. Das Instrument ist innen in alle Richtungen voll schwenkbar, ohne dabei an die Kuppel anzustoßen, obwohl es senkrecht gestellt gut 2,3 m Höhe erreicht. Die Dachform erinnert mit dem erhöhten Mittelrücken (Rolldach) an alte Eisenbahnwaggons, bei denen dort im aufgesetzten Dachaufbau die Lüftungen lagen. Die Beobachtungsfenster (Frontklappen und Rolldach) lassen sich zusammen auf einen Bereich von maximal fünf Quadratmeter Fläche öffnen, bei einer Breite von gut 1,2 m. Das ermöglicht freie Sicht vom Horizont bis über den Zenit. Man kann sogar, z.B. mit einem weiteren 14"-Dobson, parallel in die gleiche Richtung beobachten. Außerdem können je nach Höhe des Beobachtungsobjektes die Frontklappen vorn oder das Rolldach oben geschlossen bleiben. Das gibt zusätzlichen Wind- bzw. Tauschutz. Tatsächlich kann man im Schutzbau den Refraktor meist ohne Taukappe nutzen, was im freien Garten völlig unmöglich war. Das ,,Nahbereichs-Seeing" erscheint ausgesprochen gutmütig, wohl wegen der freien Lüftung von unten im Bau, des breiten Beobachtungsspaltes und der sehr geringen Wärmekapazität der dünnen Wände bzw. des Dachs und wegen der Gartenlandschaft drum herum - die nächsten fremden Häuser liegen etwa 100 m entfernt. Der Pavillon ist in jede gewünschte Beobachtungsrichtung leicht drehbar. Er überstreicht also volle 360 Grad bei etwa 3,2 m mittlerem Innendurchmesser und 2,8 m Höhe. Der drehbare Gebäudeteil wiegt etwa 500 kg. Was ist bei dieser Konstruktion neuartig? Die Idee, einen ganzen Schutzbau drehbar zu gestalten, ist nicht neu. Die Sternwarte auf der alten Fachhochschule in Kiel bestand nur aus einer drehbaren Stahlkuppel. Schon in [2] findet sich die vollständig drehbare Kuppel des Union College Observatory, Angwin, Californien. Es ist eine halbkugelige Holz-Stahl-Konstruktion ohne jede feststehenden Wände von sogar 6,6 m Durchmesser. In beiden Bänden [3, 4]
Abb. 8: Blick in die geöffnete Kuppel stellt der Hobbyastronom A.W. Heath ein vollständig drehbares Beobachtungshaus mit quadratischem Grundriss von 2,45 m x 2,45 m vor. Die Konstruktion besitzt zum Drehen auf einem Stahlring laufende Rollen. Doch wer sich allein mit Hobbymitteln an ein größeres drehbares Haus wagen will, stößt bald an praktische Grenzen bei der Formstabilität und dem Drehwiderstand. Bei [5] ist ein achtecki-
Abb. 9: Blick aus der geöffneten Kuppel
ger Drehbau mit etwa 2,5 m Durchmesser beschrieben, hier die Übersetzung: ,,Die Kuppel ist leidlich leicht herumzudrehen, aber jedes ein wenig größer würde feste Wände und einen drehbaren Top benötigen". Man hat also bisher bei vollständigen Drehbauten die Wahl zwischen einer stabilen Stahlgrundkonstruktion auf Kreisschiene (teuer!) oder einer EigenbauHolzkonstruktion, die bei etwa 2,5 m
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Durchmessergröße ihre praktische obere Grenze findet. Die Lösung von Jamieson schafft einen Kompromiss. Hier setzt auch die neue Konstruktion an: Sie verzichtet auf einen teuren Stahlring als Drehbasis. Statt dessen rollt alles auf normalen Gehwegplatten, die sieben mal sieben Stück im Kiesbett liegen. In der Mitte fehlen drei mal drei Platten (1,5 m x 1,5 m). Dort ist ein Betonklotz 0,5 m x 1 m tief im Gartengrund als Fundament für das Instrument eingelassen. Auf diesem Klotz steht mit vier M 18-Stellschrauben die Fernrohrmontierung. Als Räder für die drehende Behausung dienen 24 InlineSkater-Rollen (sehr billig, weil gebraucht vom Flohmarkt). Diese Rollen müssen allerdings mit ein wenig Bastelarbeit einzeln gefedert werden, um die Unebenheiten der Gehwegplatten auszugleichen. Die Formstabilität der weitgehend selbstra-
genden Sperrholzbehausung wird durch acht weitere waagerecht liegende Rollen garantiert, die gegen eine waagerechte feste Kreisscheibe aus Sperrholz laufen. Diese gut drei Meter messende Kreisscheibe aus Segmenten dient zugleich als Plattform für die Beobachter. Sie ruht nur an der Peripherie auf 20 Blöcken aus Kork und entkoppelt so den Trittschall, der sonst leicht von der Platte zum Fundament in der Mitte gelangen würde. Nach den vorliegenden Erfahrungen hinsichtlich Stabilität und Drehwiderstand könnte die jetzt gewählte Größe durchaus noch im Durchmesser gesteigert werden. Allein um die gelieferten Sperrholzplatten wirtschaftlich zu zerteilen, wurden genau 3,2 m Durchmesser gewählt. Dies reichte auch gut für einen Zwölfzöller mit seiner parallaktischen Gabelmontierung. Der nächst noch ,,wirtschaftliche" Durchmesser läge
bei 3,6 m - das sollte aber keine obere Grenze sein. Auch noch höher könnte die Konstruktion werden, etwa für einen größeren Refraktor. Im Teil 2 folgen Ergänzungen zur Konstruktion, Tipps zum Selbstbau, sowie eine Bewertung aus persönlicher Sicht.
Literatur
[1] Scott Jamieson: An Unusual Observatory Design, Sky & Telescope (Sept. 1998)
[2] Albert G. Ingalls: Amateur Teleskope Making 2, 1978, S. 492
[3] Patrick Moore: Small Astronomical Observatories, S. 59
[4] Patrick Moore: More Small Astronomicals Observatories, S. 62
[5] Gerald North: Advanced Amateur Astronomy, S. 72
Ein Spielausgleich in Rektaszension
von Peter Riepe und Harald Tomsik
Abb. 1: Die Gabel in Draufsicht. Das in der Gabel gedachte Teleskop habe zwischen Schnecke und Schneckenrad minimale Luft. Mit einer gewünschten Zusatzmasse am Gabelholmen (hier im Osten) lässt sich im Abstand R von der Achsenmitte eine Kraft F erzeugen, die auf das gesamte Teleskop ein Drehmoment D = F x R ausübt. a) In der Ausgangslage (Teleskop in Südstellung, Drehwinkel 0 Grad ) ist dieses Drehmoment maximal. Es bremst das Teleskop in seiner Rektaszensionsbewegung und zieht die Flanken des Schneckenrades gegen die Schnecke. b) Bewegt sich das Teleskop in Richtung Südwesten, so wird der wirksame Dreharm der Kraft F kleiner. Bei 60 Grad Drehwinkel beispielsweise nimmt das Drehmoment bereits auf die Hälfte ab (F x R x cos 60 Grad ). c) Kulminiert das Zusatzgewicht im Meridian, so ist der Dreharm Null und somit auch das gewollte Drehmoment. Jetzt ist das Flankenspiel nicht mehr ausgeglichen, das Teleskop kann minimal pendeln. d) Bewegt es sich weiter, so kippt das Zusatzgewicht nach Westen. Das Drehmoment schlägt um, die Sterne machen einen Sprung in Rektaszension.
Wer eine Montierung mit einem konventionellen Schneckenantrieb besitzt, wird das Problem kennen: Zwischen den Zügen der Schnecke und den Zahnflanken des Schneckenrades gibt es Luft, wenn auch nur ganz wenig. Die Folge ist ein winziges Spiel innerhalb der Zahnflanken,
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welches sich z.B. bei der langbrennweitigen Astrofotografie unangenehm bemerkbar macht. Vermeidbar wäre dieses Spiel nur dann, wenn sich Schnecke und Schneckenrad spielfrei einstellen ließen. Das würde jedoch voraussetzen, dass erstens die Schnecke keinerlei Rundlauffehler
aufweist und zweitens das Schneckenrad absolut zentrisch sitzt. Aber selbst wenn dies tatsächlich der Fall wäre, gibt es im System immer Fehlerquellen, die selbst bei größter Sorgfalt unvermeidbar sind. Ist etwa die Schnecke und ihre Lagerung aus Stahl und das Schneckenrad aus Bronze,
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so treten temperaturbedingt differentielle Längenänderungen auf. Im Sommer dehnt sich Bronze stärker aus als Stahl, im Winter zieht sie sich stärker zusammen als Stahl. Diese Fehlerquelle macht sich verständlicherweise nur dann bemerkbar, wenn große Baudimensionen vorliegen. Unser Bronze-Schneckenrad misst 850 mm im Durchmesser. Gegenüber der Schneckenlagerung am Stahlrahmen der Montierung zeigt das Schneckenrad zwischen Sommer und Winter (T = 30 Grad C) einen Ausdehnungsunterschied von 0,075 mm. Dies können wir durch eine Justierschraube (,,Sommer-WinterSchraube") ausgleichen.
Trotz hoher Anschaffungskosten konnten wir sowohl einen kleinen Periodenfehler der Schnecke als auch einen minimalen Exzentrizitätsfehler des Schneckenrades nicht verhindern. Das führte dazu, dass wir die bereits oben genannte ,,Luft" geben mussten. Nun sollte das kein Problem sein, denn man kann ja als einfachste Lösung ein Zusatzgewicht an den östlichen Gabelholmen hängen. Das so erzeugte zusätzliche Drehmoment wirkt dem Teleskoplauf entgegen und zieht die östlichen Zahnflanken des Schneckenrades gegen die Schnecke. Das Teleskop muss dann in seiner Rektaszensionsbewegung ,,gezogen" werden. Entsprechend könnte das Zusatzgewicht auf dem Westholmen der Gabel angebracht werden, so dass das Teleskop seinerseits beim Sternenlauf ,,schiebt". Egal welche der beiden Möglichkeiten gewählt wird - diese provisorische ,,Lösung" funktioniert zwar für einen großen Rektaszensionsbereich, hat aber einen großen Nachteil: Das erzeugte Zusatzdrehmoment ist abhängig von der teleskopischen Blickrichtung. Kommt das Zusatzgewicht in Meridiannähe (wenn das Teleskop nach Osten oder Westen schaut), geht das Zusatzdrehmoment gegen Null (Abb. 1). Für eine bestimmte Zeit entsteht eine labile Situation. Nun kann das Teleskop in den Zahnflanken des Schneckenrades wieder hin und her pendeln, besonders bei leicht böigem Wind. Nach dem Meridiandurchgang kippt das Zusatzgewicht. Es erzeugt ein Drehmoment in Gegenrichtung und produziert einen Flankenwechsel am Schneckenrad. Die Folge ist, dass länger belichtete Aufnahmen sowohl während der labilen Phase als auch während des Kippens kleine Sternstrichspuren in Rektaszension zeigen. Das wäre astrofotografisch noch verschmerzbar, indem man
Abb. 2: Blick auf den wesentlichen Teil des Rektaszensionsspielausgleichs. Links im Bild von der Rektaszensionsachse kommend, liegt das Zugseil zunächst mitsamt der kugelgelagerten Ablenkrolle aus Aluminium parallel zur Schneckenradebene. Auf dem Rollenständer (,,Galgen") sitzt der Rollenhalter, der mittels zweier weiterer kugelgelagerter Rollen das Zugseil nach unten umlenkt. So kann das hängende Zuggewicht ziehen.
während dieser Zeit auf Aufnahmen verzichtet. Viel schlimmer aber ist, dass kontinuierlich während der Nacht ablaufende CCD-Messreihen unmöglich sind.
Um diese unbefriedigende Situation endgültig zu beheben, haben wir uns eine mechanische Vorrichtung überlegt, mit der ein konstantes Zusatzdrehmoment erzeugt wird - unabhängig von der Blickrichtung des Teleskops. Die Stundenachse hat an der breitesten Stelle, wo das Schneckenrad anmontiert ist, einen effektiven Durchmesser von 800 mm. Dort wird eine Seilführung angebracht, die die Rektaszensionsachse einmal komplett umschlingt und dann über eine kugelgelagerte Ablenkrolle zu einem Rollenständer führt (Abb. 2). Dieses 2,3 m hohe und 150 kg schwere Bauteil aus Stahl wurde zur Vermeidung von Schwingungen stark versteift und auf breiter Basis am Betonsockel des Teleskops angedübelt. Über ein weiteres kugelgelagertes Rollenpaar kann jetzt ein Zuggewicht von der Spitze des Rollenständers bis zum Teleskopboden insgesamt 2,1 m auf und ab fahren. Grundsätzlich erzeugt dieses Zuggewicht ein konstantes Drehmoment, welches das Teleskop in Richtung der Rektaszensionsbewegung zieht. So wird
die motorische Nachführung nicht übermäßig belastet. In Nordoststellung des Teleskops sitzt das auf- und abfahrende Zuggewicht knapp unter der Decke, in Südstellung in mittlerer Höhe und in Nordweststellung schließlich kurz über dem Raumboden. Das Zuggewicht selbst wurde durch Scheiben zwischen 8 und 64 kg variabel gestaltet. So können Drehmomente zwischen 30 und 250 Nm erzeugt werden. Das hat den Vorteil, auch kleinere Windböen ausgleichen zu können.
Nachteile dieser Lösung, die ihren ersten Lauf bereits mit Bravour bestanden hat: Erstens muss die Schmierung zwischen Schnecke und Schneckenrad nun häufiger erneuert werden. Das enge Anpressen an die Zahnflanken drückt das Fett nämlich schneller heraus. Daher werden die Zuggewichte im reinen Beobachtungsbetrieb, wenn nicht fotografiert wird, abgenommen. Zweitens ist der Himmel zwischen Pol und Nordhorizont nur eingeschränkt nutzbar. Um auch bei seltenen Gelegenheiten dorthin fahren zu können, kann das Zuggewicht aus seiner Normalaufhängung versetzt werden. Dazu ist ein zusätzlicher Seilvorrat unter dem Zuggewicht angebracht.
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Abb. 3: Übersichtszeichnung der ,,Galgen"-Konstruktion.
Bei der Planung und Ausführung konnten wir dankenswerterweise die Hilfe unseres Sponsors Christian Reis in Anspruch nehmen. Herr Reis ist Chef der Maschinenbaufirma Werner Reis GmbH in Preußisch Oldendorf im Kreis MindenLübbecke. Dort befasst man sich üblicherweise mit sehr viel größeren Projekten, u.a. für Airbus Industries. Gerhard Hansel aus Georgsmarienhütte danken wir für das saubere Drehen der kugelgelagerten Seilrollen.
Selbstbau eines beleuchteten Zeichenbretts
von Daniel Spitzer
Wer kennt das nicht: In der einen Hand hält man den Zettel auf dem man die Zeichnung eines Himmelsobjekts anfertigt, damit dieser nicht wegrutscht und in der anderen ist natürlich der Stift. Wie soll man nun die Taschenlampe halten? Irgendwie am Teleskop anlehnen war sehr unsicher und da blieb nur noch die Möglichkeit, sie sich zwischen die Zähne zu klemmen - keine appetitliche Angelegenheit, wenn man sich durch den Kopf gehen lässt, wie oft die Taschenlampe schon im Dunkeln in den Dreck gefallen ist. Damit sollte Schluss sein. Bisher habe ich immer eine dicke Pappe unter den Schraubgriff geschoben, der die Polhöhenwiege meines Teleskops mit dem Stativ verbindet. Nun sollte alles massiver werden und beleuchtet - natürlich. Die Zeichenunterlage besteht aus 8-mm-Pappelsperrholz. Die Fläche beträgt etwa 28 cm x 30 cm, wovon aber nur etwa 20 cm x 30 cm zum Zeichnen benutzt werden können. Der Rest wird als Halterung benötigt, um die Platte unter die zuvor erwähnte Schraube zu schieben. Damit
dies funktioniert, ist die Platte an dieser Stelle etwas schmaler, damit sie zwischen den Seitenwänden der Polhöhenwiege passt und ist mit einem Schlitz versehen, damit die Schraube dazwischen passt. Auf diese Grundplatte habe ich eine kleine Schreibtischlampe nachgebaut. Diese besteht aus 5-mmPappelsperrholz. Abb. 1: Die Gelenke sind Das einsatzbereite Zeichenbrett am Schmidt-CassegrainSchrauben M 6, Teleskop die mittels einer Flügelmutter festgezogen werden können. drehbar ist. Die Taschenlampe wird einfach Insgesamt besitzt sie drei Gelenke und die mit einem Gummiband festgeklemmt. drehbare Lampenklemmung. Daher war es nicht nötig, dass die ganze Konstruktion
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Bau eines Beobachtungsstuhls
von Daniel Spitzer
Kurz nachdem ich zu Jahresbeginn 2006 Mitglied in der VdS wurde, erhielt ich die drei Ausgaben des Journals für Astronomie des Jahres 2005 (vielen Dank dafür!). In der Ausgabe 3/2005 fiel mir der Beobachtungsstuhl im Artikel von Wolfgang Englert [1] auf. Ich erinnerte mich, dass ich mal irgendwo gelesen habe, dass man im Sitzen wesentlich besser Details wahrnehmen kann. Klar, wie es weiterging: Überlegt, gezeichnet, Holz besorgt. Der Grundkörper besteht aus 18er Birke-Multiplex. Dies mag recht dünn erscheinen, aber da ich mit knapp über 50 kg eher ein Fliegengewicht bin, reicht die Stabilität aus. Dieses Teil habe ich mir bei meinem Holzhändler schon trapezförmig zuschneiden lassen. Die untere Kante besitzt eine Länge von 35 cm, die obere 20 cm. Die Höhe des Trapezes beträgt 100 cm. Ebenfalls aus 18er Birke-Multiplex besteht die Sitzfläche, welche ich mit Schaumstoff belegt und dann mit doppelt gelegtem Stoff bezogen habe. Der Stoff ist einfach am Rand mit einem Luftdrucktacker festgemacht. In das Trapez schnitt ich mit einer Stichsäge neun Öffnungen von jeweils 9 cm x 2,3 cm. Diese besitzen einen Abstand von 7 cm voneinander, um dort die Sitzfläche auf benötigter Höhe einstecken zu können. Die 2,3 cm begründen sich wie folgt: Ist der Stuhl aufgestellt,
steht das Trapez schräg. Hätte die Öffnung nur 1,8 cm in senkrechter Ausrichtung, stünde die Sitzfläche ebenfalls schräg. Das dritte Bein auf der Rückseite sorgt für einen sicheren Stand. Dieses besteht aus zwei Unterkonstruktionslatten mit einem Querschnitt 20 cm x 45 mm bei einer Länge von 88 cm. Die beiden Latten laufen V-förmig zum Boden hin zusammen. Hier sind die Latten mit zwei gelochten Stahlplatten aus dem Baumarkt verbunden. Oben sind sie mit einem Scharnier pro Latte am Trapez befestigt. Die 35 cm Breite der Trapezes reicht aus, um beim Beobachten nicht zur Seite wegzukippen - zumindest ist es bisher nicht passiert. Bei schwereren Beobachtern sollte dennoch hier überarbeitet werden. Damit das hintere Bein nicht beliebig weit nach hinten wegrutschen kann, befindet sich auf der Rückseite des Trapezes ein Haken und ihm zugewandt eine Öse am Bein. An der Öse wird eine Kette befestigt, mittels der man den Neigungswinkel des Sitzes regulieren kann. Die Kette wird einfach nach der entsprechenden Länge in den Haken eingehängt.
Literatur:
[1] Wolfgang Englert: 12-Zoll-Lomo-Dobson ,,Little Hubb", VdS-Journal 3/2005
Abb. 1: Die Schlitze am Stuhl dienen zur Verstellung der Sitzhöhe. Die Kette verhindert, dass das hintere dreieckige Stützbein wegrutscht.
Möglichkeiten der Nachführkontrolle
von Georgi Sporny
Weil ich etwas älter bin (59) und die Bequemlichkeit liebe - mein Rücken freut sich darüber, der Arzt auch - habe ich die Nachführung des Teleskops etwas verlegt und steuere das gesamte Teleskop aus einem Beobachtungsraum. Mehrere Versuche, das Bild einer ConradCCD-Kamera auf einen Monitor zu bringen, misslangen - die Empfindlichkeit reichte nicht aus. Das geeignete Gerät ist für diesen Zweck eine CCD von LechnerElectronic, die MINTRON MTV-12V1EX. Sie verleitet mich heute noch, durch ihre große Lichtempfindlichkeit und der Stapelung der Bilder (bis 128fach = 2,56 Sekunden) live mal eine Nacht am Monitor zu verbringen, weil die Darstellung der Objekte recht einfach ist. Diese CCD bietet neben dem Cinch-Anschluss an
einen normalen s/w- oder Color-TV die Möglichkeit, den S-VHS-Ausgang an einem PC zu nutzen. Wenn die CCD am Teleskop waagerecht in der RA-Bewegung ausgerichtet ist, kann man mit einer verlängerten Handbedienbox für das Teleskop die Gleichlaufgenauigkeit an einer Linie oder Marke auf dem Monitor kontrollieren und nachstellen. Man braucht dabei nicht mehr in einer ,,unmöglichen" Stellung am Okular verharren, sondern kann von einem bequemeren Platz aus beobachten oder fotografieren. Voraussetzung ist, dass die Kabel vom Teleskop verlängert werden können, damit man das Teleskop so wenig wie möglich berühren muss. Wem diese Variante noch zu viel ,,Genussverlust" bereitet, der kann mit einer Planetariums-Software, einem PC
und einer entsprechenden Motorsteuerung das Teleskop via PC steuern. Dazu reicht ein PC mit PII/ PIII, 256/ 512 MB-RAM und 40-GB-Festplatte. Diese zweite Variante ist die Minimalversion (CCDMotorantrieb-Monitor). Geeignet ist die Variante für Feldbetrieb ohne PC, denn ich brauche 12 Volt Gleichstrom - sonst läuft nix! Ich kann so fotografieren, auch über längere Belichtungszeiten. Daraus ergibt sich eine Verbesserung, die mit einem höheren technischen, auch teurerem Aufwand möglich ist: Die PC-Steuerung des Teleskops! Dazu brauche ich bei der dritten Variante zusätzlich folgende Komponenten: Einem PC mit entsprechenden technischen Parametern (bestens geeignet Win XP1/2, RAM 512/1024GB, mind. 80-GB-Festplatte), eine Planetariums-
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Software und eine BildbearbeitungsSoftware. Ich bitte nun andere VdSMitglieder, sich hierzu zu äußern, da ich mit einem herstellergebundenen Komplettsystem arbeite - andere Anlagen also nicht kenne. Ich arbeite mit einem MEADE-Komplettsystem, das in sich geschlossen ist und nur MEADE-Geräte in der Darstellung und Bildbearbeitung zulässt. Die Steuerungs-Software auch anderer Hersteller und Entwickler arbeitet mit einem LX200-Protokoll. Das heißt: Alle Geräte die mit LX200 arbeiten, lassen sich untereinander in der Steuerung des Teleskops nutzen. Es gibt in Verbindung mit einer Teleskopsteuerung die Möglichkeit, die Motoren von dieser Steuerung zu bewegen, in Abhängigkeit von einem CCD-Bild. Dieses Nachlaufen/ Korrigieren wird Guiding genannt und benötigt eine CCD-Kamera mit entsprechender Empfindlichkeit. Dabei werden ein oder zwei markierte Sterne genutzt. Das Programm gibt Korrekturen an den entsprechenden Motor, wenn sie notwendig sind. Eine Zwischenstufe ist die Planetariums-Steuerung. Ich habe auf dem Monitor eine Sternkarte eines beliebigen Himmelsgebietes und suche mir hier ein Objekt aus. Jetzt kommt das Problem: Ich muss das Teleskop mit der Sternkarte in Übereinstimmung bringen. Neben der Standorteingabe (Breite/Länge) und der exakten Uhrzeit muss ich der Teleskopsteuerung sagen, wo ich unter dem Sternenhimmel bin. Dazu wird das
Teleskop an 1-2-3 Sternen ausgerichtet und diese Teleskopstellung bearbeitet. Die Steuerung quittiert mit OK, wenn das Teleskop richtig steht. Die Objekte der internen Datenbank der Steuerbox können dann mit entsprechender Genauigkeit angefahren werden. Diese Steuerbox kann ich nun mit einem PC verbinden und mit der Sternkarte synchronisieren, die Sternkarte stimmt mit der Teleskop-Position (Objekt im Okular, mit bestimmten, mechanischen Differenzen) überein. Ich kann mir jetzt ein Objekt auf der Karte wählen und das Teleskop mit GOTO dort hin fahren lassen. Das Objekt erscheint dann - wenn alles stimmt - auf dem Monitor. Ich brauche nicht mehr langwierig suchen und Zeit ,,vertrödeln" in der ich nicht beobachte, sondern krampfhaft das mir unbekannte Objekt suche. Die Beobachtungs-CCD bringt mir in der Regel mehr Sterne auf den Monitor und Objektdetails, als das Auge am Okular! Mit einer zweiten CCD übernehme ich mit entsprechender Software das Objekt oder den Referenzstern und lasse die Steuerung mit ,,Guiding" die Nachführkorrektur durchführen. An dieser Stelle endet meiner Ansicht die Amateurmöglichkeit. Weiteres gehört in den Bereich von Sternfreunde-Gruppen mit entsprechenden finanziellen Möglichkeiten und Geräten. Der Amateur ist ja dann nur noch von Kabeln, Geräten und Problemen umgeben, die den Beobachtungsgenuss schmälern, weil man sich allein auf den technischen Ablauf konzentriert. Ich habe
mit meiner s/w-MINTRON und einem 10"TV-Gerät manche Nacht nur geschaut und genossen! Die Teleskopsteuerung GOTO erleichtert die Objektsuche sehr stark. Man sieht in einer Nacht weitaus mehr Objekte als mit optischem Suchen. Ich kann mich zurücklehnen und zusehen, wie ein kleiner Komet mit seinem Schweifchen ganz langsam vor den Sternen weiter wandert. Ich stehe ja nicht gekrümmt am Okular und sehe das Objekt auch nicht in einer Momentaufnahme meines Auges. Die Realisierung der eigenen Phantasien ist sehr stark von den finanziellen Möglichkeiten abhängig. Auf Teleskoptreffen habe ich oft den Einsatz einer Zwei-Achs-Steuerung (Quarz4) gesehen, sie arbeitet stabil und mit ausreichender Stabilität. Ich muss aber ,,zu Fuß" die Objekte suchen. Bei der Planung eines neuen, besseren Teleskops sollte man neben der Stabilität und Qualität der Montierung auch an mögliche Erweiterungen denken, die z.B. mit einer falschen Montierung nicht mehr möglich sind. Für eine spätere Nachführung und Kontrolle muss ich die Möglichkeit der Erweiterung mit einem Motorset einbeziehen. Eine Handsteuerbox kann dann nachgerüstet werden, wenn die Motoren GOTO-steuerfähig sind, also bestimmte Voraussetzungen für später erfüllen können. Ich hoffe, einigen Sternfreunden neue Möglichkeiten dargelegt zu haben.
BinO-Owl - Selbstbau eines 9-ZollNewtonbinos
von Stefan Hammel
- Teil 1 -
Als ich 1993 das von SuW herausgegebene Taschenbuch für Planetenbeobachter von G.D. Roth las [1], stand dort ein Satz, der mir nicht mehr aus dem Kopf gehen sollte: ,,Ein Astronomisches Fernrohr als Doppelfernrohr wäre natürlich eine feine Sache. Aber die Kosten haben nur zu wenigen Versuchen geführt..." Ab diesem Zeitpunkt fing ich Feuer und zugleich fühlte ich mich herausgefordert: Ja, das wäre wirklich toll, so ein echtes binokulares Teleskop! Wie könnte ich es mit meinen Fähigkeiten und Mitteln schaffen, so etwas zu bauen? Mehr als sechs Zoll Spiegelöffnung wäre auf jeden Fall schön. Es sollte allerdings noch 12 Jahre dauern,
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bis ich mit meinem selbstgebauten Bino beobachten durfte. Es folgten 1996 und 1998 meine ersten Mono-Selbstbauten. Bei diesen konnte ich erst einmal Erfahrungen im Teleskopbau allgemein sammeln. Das erste Newtonbino durfte ich dann 1994 live auf dem ITV bewundern. Ein Amerikaner flog damals sein 10"-Volltubus-Gerät nach Deutschland ein. Ich durfte auch einmal durchsehen. Allerdings ging es nicht richtig gut, da der Augenabstand leider nicht einstellbar war; aber ich ahnte schon, wie ein für mich ideal eingestellter Durchblick damit wäre... 1997 brachte Klaus Jünemann die erste Volltubus-Version seines 9"-Binos zum ITV mit. Mit einfachen Mitteln konnte der
Augenabstand und die BildüberlappungsJustage - also wenn die Abbildungen beider Teleskope zur Deckung gebracht werden, nachfolgend x/y-Justage genannt - eingestellt werden. Es funktioniert also, so ein Newtonbino! Noch im selben Jahr bestellte ich zwei 9-Zoll-Hauptspiegel bei einem deutschen Händler. Ein Engländer hatte beide Spiegel mit einer Schleifschablone auf nahezu identische Brennweiten geschliffen. 1998 plante ich verschiedene Konstruktionen. Zunächst wollte ich das Bino aus Geax-Volltuben bauen, diese waren auch schon bestellt und geliefert, erwiesen sich aber als zu schwer und sperrig, um das Teleskop später auch trans-
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portieren zu können. Also musste ich doch wieder auf eine Gitterrohrkonstruktion zurückgreifen; obwohl ich befürchtete, dass ich damit mehr mit Justieren als mit Beobachten beschäftigt wäre. Mein angestrebtes Ziel war eigentlich 2-Zoll-Okularauszüge zu verwenden. Aber das Angebot für große Auszüge war begrenzt. Insbesondere solche, die man nah genug für meinen engen Augenabstand nebeneinander bekommen konnte. Mit Okularschlitten könnte es dennoch gehen, jedoch befürchtete ich weitere Schwierigkeiten bei der Justierkonstanz. So verbaute ich zunächst 1,25"-Auszüge, war damit aber nicht so recht zufrieden, denn ein größeres Feld am Himmel wäre schon wirklich super.
Die gesteckten Ziele waren: - Stabil sollte es sein! Weder beim
Fokussieren noch bei Wind sollte es wackeln. - 2"-Auszüge sind letztendlich doch ein Muss! Denn irgendwie reizte es mich zu dem Vorteil eines Binos noch eines draufzusetzen: Ein ordentlich großes Gesichtsfeld am Himmel. - Der Augenabstand sollte ohne Fokusverlust einstellbar sein. Durch Versuchsaufbauten entdeckte ich die Möglichkeit von drehbaren Tuben. Später sah ich auf einigen ATM-Seiten im Internet, dass ich nicht der einzige
Abb. 1: Gesamtansicht des 9"-Newtonbinos
Abb. 2 (oben): Regalwinkel für die zweiarmige Spinne, JustageGegendruck durch einen O-Ring Abb. 3 (rechts): Das modifizierte Auszugrohr und die Drehteile für die Tertiärspiegelbehausung
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mit dieser Idee war. - Der OT sollte zum Transport in den UT
passen und dann auch noch möglichst staubgeschützt und verzugsarm aufbewahrt werden können. Die Rockerbox sollte am besten als Deckel für die Spiegelbox dienen. - Die Tertiärspiegel sollten justierbar und staubgeschützt sein. - Das Teleskop sollte in meinen VW Käfer passen. - Das Bino sollte justierstabil sein, die x/ y-Justage sollte eine möglichst geringe Dejustierung zur Folge haben. - Die x/y-Justage sollte bei gleichzeitigem Einblick durch die Okulare geschehen können. Diese sollte aber nur über den linken Hauptspiegel und zwar über zwei Achsen (horizontal und vertikal) und nicht über die üblichen drei Justageschrauben erfolgen. - Die Grundfunktionen des Binos sollten mechanisch einstellbar, das Handling des Binos ergonomisch sein. - Die Nachführung des Teleskops sollte in beide Achsen durch gute Lagerung leichtgängig sein, um Doppelbilder beim Nachführen zu vermeiden. - Die Hauptspiegel sollten lateral einstellbar sein, damit ich die Sekundär- und Tertiär-Spiegel am Beobachtungsort nicht auch noch aufwändig justieren muss. Dies sollte durch Wippen anstelle einer Schlinge möglich sein. - Der kleinste einstellbare Augenabstand sollte weniger als mein Augenabstand (60 mm) betragen, da man nach einem Okularwechsel häufig den Abstand noch mal nachstellen möchte. - Der Einblick sollte stimmen, der Anblick aber auch! Hübsch sollte es werden, auch wenn es dadurch hier und da mal länger dauern sollte.
Leider wollte es mit der Planung und dem Bau irgendwie nicht so recht weitergehen. Hatte ich mir denn zu hohe Ziele gesetzt? Es fehlte mir einfach noch etwas Erfahrung, deshalb wollte ich erst mal einen Bino-Sucher für das große Bino bauen. Bei diesem konnte ich zunächst einmal ausprobieren, worauf es beim Binobau überhaupt ankommt. Außerdem hielten sich damit Kosten und Zeit in überschaubare Bereiche. Zwei 80-mmSpiegeloptiken aus dem russischen TALNewton habe ich durch einen glücklichen Zufall gebraucht bekommen. Die Anregung zum Bau fand ich in drei SuWHeften von 1989 [2], die mir ein Freund geschenkt hatte. Die Bauart wählte ich mit
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Abb. 4: Alustrebe für den Gleichlauf, Friktionseinstellung durch Aluplättchen, Lagerung der drehbaren Tuben
dem Einblick von der Seite. Dabei sind die beiden Tuben hintereinander angeordnet. Der Sekundärspiegel des hinteren Tubus bei diesem System musste etwas größer sein, da der Weg Sekundärspiegel zum Okularauszug bei dieser Bauweise recht lang ist. Den Augenabstand habe ich bei diesem Gerät durch axiales Verschieben des vorderen Tubus realisiert. Dadurch bleibt die Fokussierung erhalten. Die x/y-Justage erfolgt über die drei Justierschrauben des Hauptspiegels. Beim Bau des ,,Mahagoni-Binos" [3] verlief ich mich etwas im Detail. So entstand dann eher ein eigenständiges kleines Teleskop, etwas zu schwer um es als Sucher auf das geplante große Bino zu satteln. Eindrucksvolle Beobachtungen mit dem kleinen Bino ließen mich freudig erahnen, was erst mit dem Großen zu sehen wäre. Auf jeden Fall wurde ich im Binobau um einige Erkenntnisse reicher: Die Verschiebung des einen Tubus zur Augenabstandsregulierung gestaltete sich als unproblematisch, Doppelbilder gab es dabei erstaunlicherweise nicht. Ich hätte eher vermutet, dass sich beim Verschieben des vorderen Tubus die beiden Bilder gleich um mehrere Grad auseinander driften. Da das nun nicht so kritisch war, könnte ich beim 9"-Bino durchaus auch drehbare Tuben zur Augenabstandsregulierung wagen. Bei der x/y-Justage des 80-mmSpiegelteleskops wird an zwei der drei Hauptspiegel-Justageschrauben gedreht.
Leider ist damit die Bildüberlappung etwas erschwert, da man jeweils über zwei Achsen den Spiegel kippt. Günstiger wäre es, wenn man vier Justageschrauben hätte. Mit diesen könnte man dann die x/y-Justage am beobachteten Objekt (am Besten klappt es mit einem Stern) erst vertikal, dann horizontal einstellen. Das Testprojekt ,,Mahagoni-Bino" funktionierte also und hatte mir Mut gemacht, mich wieder an das große Bino zu wagen. Ab 2003 fing ich dann endlich wieder an, intensiv an dem 9"-Bino zu bauen. Die grobe Planung stand, jetzt hieß es durchhalten bei der Umsetzung! Die Grundplatte der oberen Tubuseinheit besteht aus einem 21er Multiplex-BirkeDoppelring. Der Einfachheit halber hatte ich zwei Bretter (9 und 12 mm) unabhängig voneinander mit der Oberfräse gefräst, diese zusammengeleimt und außen verschliffen. Für die zwei Tuben verwendete ich gefräste Ringe aus 9mm-Multiplex-Birke. Verbunden wurden sie mit 10-mm-Vierkantaluminium und Schrauben. Die Verkleidung besteht aus 1-mm-Flugzeugsperrholz. Für die zweiarmige Spinne verwendete ich 2 mm dicke Regalwinkel aus Stahl, in welche ich zur Gewichtsreduzierung noch Löcher gebohrt hatte. Die Halterung für den Sekundärspiegel ist aus Aluminium, die Justage erfolgt durch drei Schrauben, die einen O-Ring zusammendrücken; so konnte diese recht flach ausfallen. Die
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MEADE ®
TM
MEADE und M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2006 Meade Instruments Corp. Alle Rechte vorbehalten. Änderungen und Irrtümer vorbehalten. Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet.
ADVANCED RITCHEY-CHRÉTIEN DESIGN
Bereits im Frühjahr 2002 begannen die Meade-Ingenieure mit der Entwicklung einer neuen Teleskopbaureihe, die es mit allen vergleichbaren Systemen aufnehmen sollte. Das dabei entwickelte System beinhaltet fortschrittlichste Technologie, Mechanik und Elektronik. Kurz, es handelt sich um ein professionelles System auf Sternwartenniveau für den ernsthaften Amateurastronomen und Astrofotografen.
12" RCX400
Nachdem die Vorzüge eines jeden Teleskopdesigns sorgfältig gegeneinander abgewogen wurden, kam man bei Meade zu dem Schluß, daß ein Ritchey-Chretien-System prinzipiell eines der besten Designs darstellt. Ein schnelles f/8 RC-Design erzeugt ein großes, komafreies Bildfeld bis in die Ecken, was dem Astrofotografen die Nutzung aktuellster CCD-Technologie zur Gewinnung vollkommen scharfer Bilder über ein größeres Feld erlaubt. Visuelle Beobachter können stecknadelfeine Sterne und ausgedehnte Objekte über ein größeres Bildfeld betrachten. De Facto ist fast jedes professionelle Teleskop in den heutigen Observatorien ein Ritchey-Chretien-Design, selbst das Hubble Weltraumteleskop.
Obwohl das Ritchey-Chretien-Design bereits ein erstklassiges optisches System ist, sahen die Meade-Ingenieure Möglichkeiten zur weiteren Verbesserung. Mittels eines präzise geschliffenen und polierten Korrektors am vorderen Ende des Tubus wurde durch den Wegfall von Sekundärspiegelstreben ein überlegenes RC-System geschaffen, das keine Kontrastverringerungen oder sog. "Spikes" erzeugt. Darüber hinaus minimiert der Korrektor den Astigmatismus, welcher herkömmlichen RC-Designs innewohnt. Durch die Verwendung eines computeroptimierten Blendensystems und Meades unübertroffener UHTCTM-Vergütungen wurde die optische Leistung hinsichtlich Kontrast und Helligkeit weiter verbessert.
UltraPohlhöhenwiege Optionales Zubehör
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In den Händen eines fortgeschrittenen Beobachters ist das RCX 400 ein Instrument, das rasiermesserscharfe Sternabbildungen über das ganze Feld auf dem Niveau der professionellen Observatorien erreicht. Der Traum, das ultimative Teleskop in Form eines Ritchey-Chretiens zu besitzen, ist nun Wirklichkeit geworden. Erfahren Sie mehr über die RCX-Baureihe unter www.meade.de!
ADVANCED PRODUCTS DIVISION
D-46414 Rhede/Westf. · Gutenbergstr. 2 Tel. (0 28 72) 80 74 300 · Fax (0 28 72) 80 74 333 Internet: www.meade.de · E-mail: info.apd@meade.de
RCX-400 Öffnung Brennweite Öffnungsverhältnis Serie 5000 Okular UHTC-Vergütung Art.-Nr. Preis
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f/8
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Abb. 5 u. 6: Durch gegenläufiges Drehen der oberen Tuben kann der Augenabstand verändert werden
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Tertiärspiegel mit 39 mm im Durchmesser befinden sich justierbar in Aludrehteilen geschützt, so kann weder Staub noch Beschlag durch Atemluft die Beobachtung trüben. Die Funktionsweise ist leicht zu erklären. Die oberen Tuben sind rotierbar mit Teflon und Resopal gelagert, eine Alustrebe verbindet beide Tuben und gewährleistet den Gleichlauf beim Drehen. So können verschiedene Beobachter an Griffen relativ einfach manuell den Augenabstand für sich einstellen, ohne dass die Fokussierung verloren geht. Durch insgesamt acht Schrauben, die kleine Aluminiumplättchen auf die Tubusringe drücken, kann die Friktion eingestellt wer-
den, damit der eingestellte Augenabstand bei schweren Okularen und horizontnaher Beobachtung nicht ungewollt auseinander driften kann. Letztendlich entdeckte ich doch noch 2"-Auszüge von JMI bei einem deutschen Händler; diese Sparversion der JMI-Auszüge eigneten sich vorzüglich, um einen kleinsten Augenabstand von 59 mm zu erreichen. So kam es, dass ich doch noch die oberen Tuben auf 2"-Anschluss umgebaut hatte. Im zweiten Teil geht es weiter mit den unteren Bauteilen des Teleskops. Im Praxistest wird sich zeigen, ob sich das Bino bei der Beobachtung bewährt.
Literatur: [1] G.D. Roth, 1987. Taschenbuch für
Planetenbeobachter, SuW [2] Kabelitz, R. Das Doppelrohr, dreiteiliger
Artikel über ein 4"-Doppelrohr, SuW 1989, Hefte 4, 5 und 6 [3] Guthier, O. Eindrücke vom 9. Internationalen Teleskoptreffen im Vogelsberg-ITV, VdS-Journal 2/2000
Homepage des Autors: www.doppelfernrohr.de (u.a. mit umfangreicher Link- und Literatursammlung zum Thema Bino)
Selbstbau einer 8-Zoll-Lurie-Houghton-Optik
von Werner Eich
- Teil 1 -
Die Fotografie ist seit vielen Jahren eine Leidenschaft von mir. Irgendwann entdeckte ich auch die Schönheiten des Nachthimmels und sie ließen mich nicht mehr los. Dabei musste ich feststellen, dass neben der Brennweite vor allem die Helligkeit des Objektives von großer Bedeutung ist. Dies muss man bei guter Korrektion der Optik teuer erkaufen und sprengt oft das Hobby-Budget. Im Brennweitenbereich um 800 mm liefert mein Starfire sehr gute Ergebnisse. Mit dem Öffnungsverhältnis von 1:8 sind aber die Belichtungszeiten lichtschwacher Objekte entsprechend lang. Was tun? Verschiedene Rechnungen an Optiken wie Newton mit Korrektor, MaksutovNewton und anderen zeigten mir, dass es möglich ist, für die inzwischen angeschaffte digitale Spiegelreflex-Kamera EOS 300D Optikkonstruktionen mit einem Öffnungsverhältnis von 1:4 zu finden, die im gesamten Bildbereich etwa beugungsbegrenzt abbilden können.
Abb. 1: Gesamtansicht des 8"-Lurie-Houghton
gießen und mir ernsthaft Gedanken zur Prüfung der optischen Linsenflächen und der Justierung des Systems zu machen.
Konstruktionsdaten: R1 = 1258 mm / 15,5 mm, R2 = -4030 mm / 3,8 mm, R3 = -1258 mm / 10,5 mm, R4 = 4030 mm / 637 mm, R5 = -1553 mm /-775 mm.
Die Optiker haben in ihren Darstellungen Konventionen, ob eine Fläche konkav oder konvex bzw. ob das Licht von links nach rechts oder umgekehrt das System durchläuft. Diese drücken sie mit den Vorzeichen aus. Neben den Radien sind hier noch die Dicken der Linsen bzw. die Abstände der Flächen zueinander angegeben. -775 mm ist der Abstand des Hauptspiegels zum Brennpunkt. Der Linsendurchmesser ist 200 mm, das
Die Wahl fiel auf den Lurie-HoughtonVorschlag, weil seine Realisierung (nur sphärische Optikflächen) am einfachsten erschien und die Rechendaten überzeugten. Die Dimensionierung erfolgte mit dem Optikprogramm MODAS. Wie Abb. 2 zeigt, bleiben im Gegensatz zum Parabolspiegel die Restfehler der Optik im gesamten Bildbereich etwa beugungsbegrenzt. Da ich mich als Astro-Amateur auch schon mit dem Spiegelschliff beschäftigt hatte, begann ich schließlich die Rechendaten in eine Konstruktion zu
Abb. 2: Spotdiagramm
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Abb. 3: Eigenbau-Fokussierer aus einem alten Objektiv
Material ist BSL7 von Ohara/Japan. Der Lieferant Aachener Quarzglas Technologie Heinrich hatte gerade kein passendes BK7. Der Spiegeldurchmesser (R5) beträgt 210 mm. In meiner Konstruktion habe ich zur Ausleuchtung des gesamten Bildfeldes einen Fanspiegeldurchmesser von 63 mm. Dieser wird entscheidend durch die Höhe des Fokussierers bestimmt. Es ist ein Eigenbau aus einem alten Objektiv mit Filtergewinde (Abb. 3). Rechnungen zur Lage der Bildebene ergaben, dass es beim Fokussierbereich weniger auf einen großen Hub als vielmehr wie Abb. 4 zeigt, eine feine Auflösung ankommt. Das System erscheint verblüffend einfach. Ein mit gewissen Vorkenntnissen ausgestatteter Astro-Amateur kann daraus ein nutzbringendes Instrument bauen. Mir liegt daran, hier mehr auf die handwerklichen Dinge einzugehen, als Systemtheorie zu betreiben oder schöne Bilder zu zeigen. Ich möchte auch keine Lanze für und gegen Haltestreben in Astroaufnahmen brechen. Ich finde sie störend und darum habe ich mich bemüht, in dieser Optik keine zu haben. Das bedeutet aber zusätzlichen Aufwand, sprich Fangspiegelbefestigung an Glas. Will man das, sollte man es bei der Grunddaten-Berechnung berücksichtigen. Erster Gedanke: Man klebe die Fangspiegelfassung auf die Rückseite der zweiten Linse. Ich habe es mir nicht zugetraut, einen Kleber zu finden und zu verarbeiten, der mir die nötige Langzeitfestigkeit sicher gewährleistet. Zweiter Gedanke: Befestigung durch Verschraubung. Auch hierbei muss der eigentliche Fangspiegelträger justierbar mit einer Linsen-Klemmvorrichtung ver-
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Abb. 5: Linsenfassung und Fangspiegelhalterung
Abb. 4: Fokussiergenauigkeit
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 39
gesetzten Scheibe
muss man dann
ein wenig mit der
Dicke experimen-
tieren.
Es ist zweckmä-
ßig, das Bohren
der Glasscheiben
an den Anfang der
Arbeiten zu stel-
len. Geht etwas
schief, so hat man
wenigstens die
Schleifarbeit noch
nicht investiert.
Für den Bohrungs-
durchmesser gibt
es zwei Varianten:
Großer Bohrungs-
durchmesser mit
Abb. 6:
der Möglichkeit,
Bohrer, Bohrkerne und die beim Schleifen und Polieren einge- den Fangspiegel
setzten Alu-Kerne
durch dieses Loch
zu justieren oder
bunden werden. Nach fast einem Jahr kleiner Durchmesser mit der Justierung
Erprobung zeigt die realisierte Konstruktion seitlich vom Tubus her. Ich habe mich für
die nötige Konstanz. Mein anfänglicher die kleine Bohrung entschieden (leich-
Einwand gegen diese Lösung war das tere Bohrarbeit, weniger Probleme bei
Verspannen der Linsen. Mechanisch ist das der Pechhaut). In beiden Fällen ist ein
Befestigungssystem überbestimmt, weil es entsprechendes Bohrwerkzeug und eine
die Linsen sowohl am Außenrand wie auch Zentriervorrichtung nötig. Mein Bohrer
zentral axial klemmt (Befestigung wegen war ein Aluminiumrohr mit 15 mm
der besseren Stabilität über beide Linsen). Durchmesser und 2 mm Wandstärke. Die
Zunächst wird die Unterlegscheibe gedreht, Zentriervorrichtung ist eine ausgedrehte
die den gerechneten Linsenabstand am Kunststoffscheibe, die den Glasrohling
Rand sicherstellt. Bei der auf der Achse ein- umschließt und mittig ein 15-mm-Loch
hat. So kann man den Glasrohling mit aufgesetzter Zentriervorrichtung auf die Tischbohrmaschine legen, den Bohrer ins Bohrfutter spannen und ihn durch die Bohrung der Zentriervorrichtung zum Linsenrohling führen. Gebohrt wird mit kleiner bis mittlerer Drehzahl. Wie beim Spiegelschleifen wird mit etwas Wasser, Schleifpulver Körnung 150 und leichtem Anheben und Absenken des Bohrers gearbeitet. Hierdurch gelangt während des Bohrens immer frisches Schleifpulver zwischen Bohrer und Glas. Von Zeit zu Zeit muss gereinigt und das verbrauchte Schleifpulver erneuert werden. Um einen sauberen Bohrungsrand zu bekommen, sollte die Bohrung von beiden Seiten in das Glas eingebracht werden, was mit der Zentriervorrichtung keine Probleme bereitet. Übrig bleiben die durchbohrte Glasscheibe, der Bohrkern sowie der Bohrschlamm. Bei mir dauerte das Bohren etwa 2 x 90 Minuten. Dabei hat sich der Bohrer um etwa 6 mm abgenutzt. Bevor der eigentliche Radienschliff beginnt, habe ich jeweils ein Stück 15-mm-Rundaluminium mit Pech in die Bohrlöcher geklebt. Dies erleichtert später das Aufbringen der Pechhaut. Auf Abb. 6 sind diese Alu-Kerne mit den Bohrkernen zu sehen. Im zweiten Teil wird dann über das Schleifen der Linsenradien, das Polieren der Linsenflächen, die Justierung und den Systemtest berichtet.
Die ,,Teleskopeinheit" von Arnstadt-Espenfeld
von Günter Loibl
,,Per aspera ad astra" lautete der Titel der Beschreibung meines astronomischen Lebens mit seinen Höhen und Tiefen im VdS-Journal [1]. In meinem Bericht erwähnte ich mannigfaltige Teleskope, angefangen vom ,,Brillenglasfernrohr" aus dem Jahre 1949 über diverse immer größer werdende Fernrohre bis hinein in die Jetztzeit. Alle im Laufe der Jahrzehnte entstandenen Teleskope wurden in Selbstbauweise gefertigt, die Amateuren in der damaligen DDR als einzige Möglichkeit verblieb, zu immer größeren Dimensionen vorzudringen. An dieser Stelle soll die sogenannte ,,Teleskopeinheit" meiner Sternwarte in Arnstadt-Espenfeld in Wort und Bild vorgestellt werden. Veranlassung dieses Selbstbaus war das Vorhandensein eines für die damaligen Verhältnisse (1970) großen Teleskopspiegels von Carl Zeiss
Abb. 1: Sternwarte Arnstadt-Espenfeld
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Abb. 2: Teleskopeinheit unter 4,5-m-Kuppel
Jena mit einem Durchmesser von 400 mm und einer Brennweite von 2000 mm. Wie sich nach dem vollendeten Bau des Teleskops herausstellte, spricht auch dieser Spiegel für die ausgezeichnete ZeissQualität im visuellen wie fotografischen Bereich. Über einen langen Zeitraum, der sich bis zum Jahre 1987 erstreckte, wurde das ,,Große Fernrohr" konzipiert und in vielen kleinen Schritten fertiggestellt. Das komplette Fernrohr bekam im Jahre 1987 seinen Namen ,,Teleskopeinheit", da die Montierung mehrere Fernrohre verschiedenster Aufgabengebiete tragen musste und in die Außenstelle der Volkssternwarte Erfurt in Molsdorf [2] als Hauptinstrument installiert wurde. Im Jahre 1999 musste die Beobachtungsstation in Molsdorf aufgelöst werden (Baustelle des neuen Erfurter Autobahnkreuzes und der ICE-Trasse Berlin-Nürnberg). Besagte Teleskopeinheit fand nun unter einer 4,5-m-Kuppel in der meinem neuen Haus integrierten Sternwarte in Arnstadt-Espenfeld (Abb. 1) und [3] ihren neuen Platz. Nach diesen chronologischen Ausführungen soll dieses Selbstbauinstrument näher vorgestellt werden. Wie auf der Abb. 2 ersichtlich, werden die einzelnen Teleskope von einer massiven Gabelmontierung getragen, deren Stundenachse einen Durchmesser von 120 mm aufweist. Am eigentlichen Hauptrohr, dem 400-mm-NewtonSpiegelteleskop mit geschlossenem Tubus, sind je nach Fernrohrlage folgende Teleskope zu erkennen: Unmittelbar an der Okulareinstellfassung befindet sich
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mit einem Objektiv 80/500 von Zeiss ein lichtstarker Sucher. Des weiteren trägt das Hauptrohr einen Refraktor mit dem
Abb. 3: Encoder des Einstellcomputers AS-Objektiv 130/1995, einen originalen Refraktor 95/1460 der Firma Reinfelder und Hertel aus dem Bestand des legendären Jupiterbeobachters Walther Löbering, einen Refraktor mit einem AS-Objektiv 80/1200 verbunden mit einem BaaderProtuberanzenansatz, ein H-AlphaSonnenteleskop NearStar 70/400 von
Coronado und ein Zeiss-Sonnar 300 f/4. Ausgewählte Objekte können mit dem Einstellcomputer NGC-MAX angesteuert werden. Da die dazugehörenden Encoder sehr große Einstellkreise abtasten (Abb. 3), ist eine hohe Positionsgenauigkeit selbst bei höheren Vergrößerungen gegeben. Der ,,Clou" der Teleskopeinheit ist jedoch die Lösung der Nachführung in Stunde. Ein großes Schneckenrad, welches dem Anspruch des schönen Teleskops und seines Beobachters hätte Genüge leisten können, war wegen der hohen Kosten von vornherein utopisch. So wurde nach einer anderen Lösung gesucht. Ein leichtfertig geäußerter Satz meines Fachgruppenmitgliedes in Erfurt, Herrn Elektronik-Ing. Rudolf Lösel, ,,In der Elektronik ist (fast) alles möglich!" wurde von mir schnell aufgegriffen. Heraus kam ein sogenannter Tangentialantrieb für die Nachführung der Teleskopeinheit. Auf einer mit großer Präzision hergestellten Spindel mit einem Millimeter Steigung und dem mittleren Abstand von der Stundenachse von 488 mm läuft während der Nachführzeit von 85 Minuten eine Bronzemutter, die über einen in seiner Länge flexiblen Hebel die Stundenachse der Teleskopeinheit bewegt (Abb. 4). Dieser Tangentialantrieb besitzt jedoch den Nachteil, dass zwischen der Spindeldrehzahl und der Winkelgeschwindigkeit der Stundenachse ein Linearfehler entsteht, so dass ein Antriebsmotor mit einer konstanten Drehzahl für eine genaue Nachführung (z.B. für die Fotografie) nicht eingesetzt werden kann. Die Lösung dieses Dilemmas erfolgt durch einen Ein-Chip-Mikroprozessor, welcher einen Schrittmotor steuert. Durch die genau berechnete variable Umdrehungsgeschwindigkeit der Spindel ergibt der Tangentialantrieb letztendlich die erforderliche lineare Winkelgeschwindigkeit der Stundenachse. Bei der Brennweite von 2000 mm des Newtons werden ohne Nachführkorrektur exakte Aufnahmen von über zehn Minuten bei äquatornahen Objekten erreicht. Ersetzt doch diese Lösung ein Schneckenrad von reichlich 900 mm Durchmesser! Mit anderen Worten: Ich kann das Teleskop mit der angesetzten Canon EOS 350 D während dieser Zeit sich selbst überlassen und mit dem Feldstecher über den Himmel spazieren oder eine Tasse Tee trinken. Eine ausführliche Beschreibung dieser Nachführungsvariante findet sich unter [4]. Bleibt mir nur noch zum Abschluss die Bemerkung, dass ich mit all dem nach
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vielen Jahrzehnten Erreichten recht zufrieden bin. Einem etwaigen Stress weiterer Ausbauten und Optimierungen werde ich mich aus altersbedingten und finanziellen Gründen nicht mehr unterziehen.
Literatur: [1] Günter Loibl, Per aspera ad astra, VdS-
Journal Nr. 9 (II-2002) Nr. 10 (I-2003) [2] Peter Rucks, Die Sternwarte in Molsdorf,
Sterne und Weltraum 3/96, S. 232 [3] Peter Rucks, Träume können Wirklichkeit
werden, Sterne und Weltraum 8/2003, S. 86 [4] Rudolf Lösel, Tangentialantrieb mit elektronischer Linearisierung, Die Sterne 1990, Heft 4, S. 247
Abb. 4: Tangentialantrieb
SkyDob3 - eine azimutale Montierung für kleine Teleskope
von Frank Schäfer
Einleitung Das schöne Hobby der Himmelsbeobachtung beschäftigt mich nun mehr als 30 Jahre. In dieser Zeit haben die Teleskope beinahe genauso oft gewechselt wie die Objekte, deren ich - mal mit kleinerer und mal mit größerer Öffnung - "habhaft" werden wollte. Früher war es die regelmäßige Sonnenbeobachtung, später waren es Sternbedeckungen durch den Mond, neben der Mond- und Planetenbeobachtung mit Auge und Bleistift versuchte ich mich auch an Meteorströmen, atmosphärischen Erscheinungen und in der Astrofotografie. Ein Meister ist aus mir auf keinem dieser Gebiete geworden. Aber etwas ist über die vielen Jahre geblieben: Das Staunen und die Faszination, die sich einstellen, wenn ich abseits der Stadt mit meiner kleinen Röhre durch die Sternenpracht der Milchstraße wandere. Heute ist es nicht so sehr der Ehrgeiz, die schwächste Galaxie zu erspähen oder dem Jupiter mit möglichst großer Öffnung möglichst viele Details zu entlocken, sondern einfach die Freude am Schauen, die mich nachts für ein paar Stunden mit einem kleinen Refraktor oder Fernglas auf den Acker treibt. Egal ob man nun ein Leben lang mit einem kleineren Fernrohr glücklich ist oder ob man ein solches Gerät als Zweitinstrument für Beobachtungen auf die Schnelle anschafft, die Vorteile
Abb. 1: Ein 80 mm-Refraktor auf der SkyDob3 mit einem leichten Berlebach-Stativ
dieser Teleskope sind vielfältig. Sie sind leicht, transportabel und schnell einsatzbereit. Steht die visuelle Beobachtung im Vordergrund, so kann man sein Fernrohr auf eine azimutale Montierung setzen. Solche Montierungen sind einfach in der Handhabung und gemessen an der
Tragfähigkeit noch recht kompakt. Auf minimales Gewicht getrimmt, packt man seine Beobachtungsutensilien mit zwei Handgriffen ins Auto und schon ist man unterwegs zu einem dunklen Standort. Genau aus diesen Gründen ist ein 80 mm Refraktor auf einer azimutalen Montierung seit vielen Jahren das Instrument, welches bei mir am häufigsten zum Einsatz kommt (Abb. 1). Über längere Zeit hatte ich eine Gabelmontierung von TeleVue genutzt (Panorama-Montierung), bezüglich der Stabilität und dem Schwingungsverhalten hat sie mich aber nicht zufrieden gestellt. Von der Firma Intercon-Spacetec (ICS) gibt es eine Montierung mit Namen SkyDob3, welche für meine Zwecke besser geeignet ist. Diese Montierung möchte ich im Folgenden kurz vorstellen.
Die SkyDob3 im Detail Bei der SkyDob3 handelt es sich um eine massive, azimutale Einarmgabelmontierung, welche für Refraktoren bis 3 Zoll Öffnung und etwa 3 kg Gewicht ausgelegt ist. Die Nachführung des Teleskops erfolgt wie beim Dobson durch Bewegung in Azimut und Höhe. Abb. 2 zeigt die Montierung in verschiedenen Ansichten. Die Gabel ist sehr massiv und aus Aluminium gefertigt. Das Teleskop wird in der (GP-kompatiblen) Klemmvorrichtung am Höhenlager (HL) befestigt und mit der Schraube (KT)
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geklemmt. Das Höhenrad (eine Scheibe mit 80 mm Durchmesser) besteht aus Aluminium und gestattet eine Verstellung des Teleskops vom Horizont bis zu einer Höhe von 90 Grad. Längere Teleskope können allerdings am Stativ anschlagen, was die Höhenverstellung einschränkt. Zwischen der Aluminiumscheibe und der Gabel befindet sich eine Einlage aus Teflon, was eine präzise und feinfühlige Höhenverstellung ermöglicht. Das Höhenlager lässt sich mit der Schraube (KH) sanft klemmen und in der Gängigkeit verstellen. Das Azimutlager (AL) besteht aus einer schwarz eloxierten und im Innern mit Teflon beschichteten Aluminiumhülse und einem Messingzapfen (30 mm Durchmesser), welcher unten an der Einarmgabel befestigt ist (Abb. 2 Mitte). Die Aluminiumhülse hat an der Unterseite ein 3/8" Fotogewinde, damit kann die Montierung auf ein geeignetes Fotostativ geschraubt werden. Mit zwei Schrauben (KA) kann auch das Azimutlager in gewissen Grenzen eingestellt und geklemmt werden. Durch diese Konstruktion kann man die Aluminiumhülse am Stativ belassen und für den Transport die Einarmgabel mit dem Messingzapfen einfach vom Stativ abnehmen. Besorgt man sich von einem guten Dreher einen zweiten Messingzapfen mit Fotogewinde am oberen Ende, so kann man das Azimutlager auch für andere Geräte verwenden, sofern diese in der Höhe verstellbar sind. Die mitunter einzeln erhältlichen Gabeln der Panorama-Montierungen von TeleVue könnte man beispielsweise für die Montage von Ferngläsern nutzen. Die SkyDob3 Montierung wiegt 1,98 kg, sie misst etwa 270 mm in der Höhe und mit diesen Dimensionen ist sie hervorragend als Reisemontierung für kleine Teleskope zu gebrauchen.
Erste praktische Erfahrungen Ich verwende die SkyDob3 für einen 80 mmRefraktor mit einem Öffnungsverhältnis von 1:10,5 auf einem Berlebach Stativ vom Typ Report (vgl. Abb. 1). Der Refraktor wiegt 2,95 kg, mit einem Zenitprisma und einem 2 Zoll Okular kommen auch mal 3,5 kg zusammen. Die Kombination aus Teleskop und Montierung ist auf dem Berlebach Stativ noch sehr gut aufgehoben und die SkyDob3 ist deutlich weniger schwingungsanfällig als meine alte TeleVue Gabel. Bei Vergrößerungen um 140-fach kann ich sehr gut fokussieren, ohne dass das Teleskop bei Berührung in störende Schwingungen verfällt. Ein leichtes Zittern ist nach einem kräftigen Klaps
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Abb. 2: Die azimutale SkyDob3 Montierung (Erklärung im Text)
zu beobachten, die Schwingungen klingen aber nach 2 bis 3 Sekunden ab. Auch die Nachführung bereitet bei 140-fach keine Probleme, die Bewegung erfolgt in beiden Achsen sanft und ruckfrei. Bei schwerem Zubehör merke ich aber, dass die Montierung ihre Grenzen hat. Mehr als 3,5 kg möchte ich nicht auf die SkyDob3 laden, dann wäre eine feinfühlige Nachführung am Sternhimmel nicht mehr gegeben. Auch einen 80/1200 Refraktor würde ich nicht auf die Montierung setzen, durch den langen Hebel dürfte eine solche Kombination schon wieder recht schwingungsanfällig sein. Optimal geeignet ist die SkyDob3 für 3 Zoll Refraktoren mit Öffnungsverhältnissen von 1:6 oder 1:8 und ca. 3 kg Gewicht. Um komfortabel beobachten zu können, sollte man ein geeignetes, also möglichst stabiles, Fotostativ wählen. Im Vergleich zu meiner alten TeleVue Gabel sehe ich bei der SkyDob3 zwei entscheidende Vorteile: Die großen Auflageflächen beim Azimut- und Höhenlager und die Verwendung von Teflon ermöglichen eine sanftere Bewegung in Azimut und Höhe und Schwingungen werden wesentlich besser gedämpft. Die SkyDob3 ist mit einem derzeitigen Listenpreis von 349 Euro nicht billig, aber der Gewinn an Beobachtungskomfort lohnt nach meiner Auffassung den Kauf.
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Aktueller Stand der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
In der Fachgruppe wurde inzwischen die Mitgliedschaft kenntlich gemacht. Auf unserer Homepage http://astrofotografie. fgvds.de/ werden jetzt neben ,,aktiven" noch ,,stille" Mitglieder aufgeführt. Diejenigen, die austreten wollten oder auf Anschreiben längst nicht mehr reagieren, werden nicht mehr geführt. Aktive Mitglieder schreiben Berichte in den bekannten AstroZeitschriften und beraten Anfragende, überwiegend geschieht das per E-Mail. Beides - Artikel schreiben und Anfragende beraten - ist im letzten Jahr ein wenig zurückgegangen, scheint aber wieder im Kommen, wie diese Ausgabe des Journals zeigt. Unter den Astrofotografie-Autoren sind mit Matthias Hänel und Johannes Klackl zwei neue dabei, die über unsere Kontakte zu Astronomie.de zum Journal fanden.
Im Zeitalter der Chat-Foren und MailingListen ist eine möglichst schnelle Kommunikation gefragt, absolut verständlich. Leider gibt es dort einen unübersehbaren Trend zur Simpelsprache. Gut strukturierte und formulierte Texte erfordern Zeit, und die nehmen sich viele nicht mehr. Auch Grammatik und Rechtschreibung scheinen plötzlich verlernt. An dieser Stelle mein Appell: Wir brauchen weiterhin gut geschriebene Artikel und Erfahrungsberichte! Eine informative, gehaltvolle Astro-Zeitschrift wie unser VdS-Journal kann nur dann amateurnah, lebendig und motivierend gestaltet werden, wenn aktive Sternfreunde aktuelle und verständliche Berichte verfassen. Wer als Aktiver bei uns Astrofotografen mitarbeiten und seine Erfahrungen einbringen will, ist herzlich willkommen!
Stille Fachgruppenmitglieder möchten ohne Aktivitätsverpflichtungen fotografieren, hin und wieder Erfahrungen austauschen, die Treffen besuchen und sich mit Bildern an der Projektarbeit beteiligen. Die Projekte finden zunehmende Zustimmung. Man kann vergleichen und sich an anderen orientieren: Welchen Stand habe ich erreicht? Kann ich im Kreis bekannter Astrofotografen schon mitmischen? Was sollte ich noch verbessern? Was muss ich bedenken, das die ,,Cracks" schon lange
Abb 1: Trifidnebel, Aufnahme von Gundbert Banik auf La Palma im Sommer 2005, VMC 200, ST-10 XME gekühlt auf -10 Grad C, Luminanzkanal ohne Binning, Belichtung 8 x 300 s, Rot, Grün und H-alpha mit 2 x 2-Binning, Belichtung je 3 x 300 s, Blau 2 x 2-Binning, Belichtung mit 5 x 300 s etwas länger.
beherrschen? Große Beliebtheit fand das Projekt ,,Planetarische Nebel", das zusammen mit der Fachgruppe Visuelle DeepSky-Beobachtung durchgeführt wurde. Die zahlreichen eingesandten Bilder Planetarischer Nebel, im letzten Heft wie auch in diesem vorgestellt, belegen das große Interesse.
Winter 2007/8 und wendet sich an fortgeschrittene Astrofotografen. Das Ziel ist die Gewinnung sehr tiefer Aufnahmen der extrem schwierigen sphäroiden Zwerggalaxie im Sternbild Kleiner Bär, allerdings in genügend großem Umfeld (siehe auch an anderer Stelle in dieser Ausgabe).
Mit Erscheinen dieser Journal-Ausgabe soll auch auf unser neues Projekt ,,Ursa Minor Dwarf" hingewiesen werden. Dieses ambitionierte Projekt läuft bis zum
Wenn Sie diese Zeilen lesen, hat bereits das traditionelle jährliche ,,Deep-SkyTreffen" stattgefunden. Insbesondere bei dieser Veranstaltung von Amateuren für
Abb. 2: NGC 7814, aufgenommen am 17.11.2006 mit einem 12"Schmidt-Cassegrain (Meade) bei f/7. Die Nachführung erfolgte am Giant Easy Guider mittels Startracker ST-4. Belichtet wurde 4 x 10 Minuten (plus Autodark) mit einer Canon EOS 20 Da.
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Abb. 3: VdS-Besuch bei der Sternwarte Gahberg, hoch über dem Attersee im österreichischen Salzkammergut gelegen. Von links: Vorsitzender Erwin Filimon, daneben Hans Gerhard Weber und Peter Riepe beim Bestaunen des 400-mm-Hypergraphen.
Amateure zeigt sich die gut funktionierende Zusammenarbeit der Fachgruppen Astrofotografie und Visuelle Deep-SkyBeobachtung. Beim DST 2006 konnten wir unsere österreichischen Freunde einladen, sie hielten zwei schöne Vorträge. Der fällige Gegenbesuch fand im Sommer statt, als Vertreter der Fachgruppe Astrofotografie die Sternwarte Gahberg am Attersee besuchten.
Überwiegend setzen die Mitglieder der Fachgruppe Astrofotografie heute die Digitaltechnik ein, ob in Form echter CCD-Kameras, als Spiegelreflexkameras oder WebCams (Abb. 1, 2). Das bedeutet aber nicht, dass die konventionellen Astrofotografen in unseren Reihen allmählich aussterben, denn die Digitalisierung von preiswerten Farbdias oder Farbnegativen ist ja eine sinnvolle Alternative zum alten chemischen Farblabor mit seinen aufwändigen Arbeitsgängen. Anlässlich der letzten BoHeTa wurde dies deutlich: Während Bernd Flach-Wilken und Volker Wendel (als ,,Spiegelteam" bekannt) ihre CCDHighlights präsentierten, führte Stefan Ueberschaer seine faszinierenden, digital aufbereiteten Bildergebnisse auf chemischem Film vor. In diesem Zusammenhang sei auf unsere 85-seitige ,,Astrofotografie - Einführung in die Stellarfotografie" hingewiesen, die nach wie vor den Neulingen einen ausführlichen Einstieg in die Grundlagen der Astrofotografie bietet. Der Bezug erfolgt über die FG-Leitung gegen Einsendung von 6 Euro als Scheck oder in Briefmarken.
Am 30. Juni 2007 wird es wieder eine
Fachgruppentagung in der Westfälischen
Volkssternwarte
Recklinghausen
geben. Leiter Dr. Burkhard Steinrücken
stellt uns freundlicherweise wieder die
Räumlichkeiten der Sternwarte zur
Verfügung. Alle astrofotografisch inter-
essierten Amateure - und nicht nur FG-
Mitglieder - sind herzlich eingeladen. Der
Eintritt ist kostenlos. Bitte den Termin
ankreuzen und vorbeikommen! Allerdings
ist eine Anmeldung bei der FG-Leitung
wegen der organisatorischen Planungen
dringend erbeten. Nähere Details einschließlich Programm werden auf unserer FG-Homepage (siehe oben), auf der VdSWebseite und bei Astronomie.de veröffentlicht.
Eine weitere nach außen zielende Aktivität der FG Astrofotografie ist und bleibt unsere erfolgreiche Rubrik ,,Astrofoto der Woche" (AdW). Sie erfreut inzwischen über mehr als zwei Jahre die Herzen vieler Sternfreunde. Schauen Sie bei http://www. astronomie.de/ herein. Montags erscheint unter ,,Artikel, News & neue Inhalte" stets ein neues AdW, immer mit Infos zum Motiv und zur Aufnahmetechnik. War es zunächst erst fraglich, ob eine solche regelmäßige Bildseite aus den Reihen der eigenen Fachgruppe überhaupt aus den Startlöchern kommt, so hat sich das AdW inzwischen längst fest etabliert und ist zum Selbstläufer geworden. Mittlerweile hat die Zahl der Bildeinsender aus Deutschland, Österreich und der Schweiz bereits die Mitgliederanzahl der Fachgruppe selbst deutlich überflügelt. Vom AdW-Team (in der Reihenfolge der Aufgaben: Rainer Sparenberg, Peter Riepe, Doris Unbehaun - alle Mitglieder der FG Astrofotografie) wurde mit der wöchentlichen Bildseite eine gut genutzte und wirksame Kontaktseite auch zu den Nichtmitgliedern der VdS aufgebaut. Zahlreiche Mails mit Hinweisen und Anfragen trudeln ein, Diskussionen beginnen. Und genau hiermit kommen wir unserem satzungsgemäßen VdS-Auftrag nach: Die Astronomie zu popularisieren und in breite Kreise der Bevölkerung hinein zu tragen.
Die Astrokamera Atik 16HR
von Gerald Willems
Im Laufe des Jahres 2005 kamen zwei neue Astrokameras mit aktiver Kühlung auf den deutschen Markt. Und das zu einem Preis, der bis dahin in diesem Segment nicht zu finden war. Es waren die Atik 16 und die Atik 16HR. HR steht für ,,High Resolution". Schon als diese Kamera auf dem Markt erschien, erregte sie durch den günstigen Preis Aufsehen. War sie doch fast zum halben Preis einer StarlightXpress SXV-H9 zu bekommen. Als dann die ersten Aufnahmen mit dieser Kamera in den Astroforen zu sehen waren, war mein Interesse endgültig geweckt. An
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dieser Stelle gebe ich einen persönlichen Erfahrungsbericht über die Atik 16HR.
Die Kamera Die Atik 16HR wird in einem ausgesprochen stabilen Kunststoffkoffer geliefert. Leider passt die Kamera nur in diesen Koffer, wenn das optionale Filterrad abgenommen wird. Ich habe deshalb einen
Abb. 1: Die Atik 16HR an meinem 8-ZollNewtonreflektor.
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Aluminiumkoffer mit entsprechenden Schaumeinlagen versehen, in den die Kamera jetzt auch mit angeschraubtem Filterrad passt.
Das Gehäuse der Atik 16HR besteht aus eloxiertem Aluminium und macht einen sauber verarbeiteten Eindruck. Ohne das Filterrad wiegt die Atik nur ca. 500 g. Zum Betrieb benötigt man eine 12VSpannungsquelle. Die Kamera wird über
Abb. 2: Pelikannebel, 7. August 2006. Mit einem Refraktor Orion 80ED f/6 betrugen die Belichtungszeiten 4 x 8 min in H, 2 x 8 min in Grün und 1 x 8 min in Blau.
eine USB-1-Schnittstelle gesteuert und die aufgenommenen Bilddaten werden darüber auch ausgelesen. Der eingebaute Chip ist vergleichbar mit dem der bekannten und bewährten Starlight Xpress SXV-H9 und er kommt, wie bei dieser, ebenfalls von Sony. Es ist der 10,2 mm x 8,3 mm große IXC-285 AL. Mit 1390 x 1040 Pixeln (1445600 Pixel) weist sie bei einer Pixelgröße von 6,45 µm auch die gleiche Auflösung wie SXV-H9 auf. Die ther-
moelektrische Kühlung des Sensors ist ungeregelt und sorgt für eine Temperatur am Sensor von 25 Grad unterhalb der Umgebungstemperatur. Der Download einer Aufnahme im ungebinnten Modus dauert etwa 14 s, bei Aufnahmen im Binningmodus entsprechend weniger.
Zum Anschluss an das Fernrohr hat die Kamera ein T2-Innengewinde und kann mit dem dazugehörigen Steckadapter auch an 1,25"-Okularauszügen benutzt werden. Wer auf Farbaufnahmen verzichten kann, ist somit schon in der Lage, die ersten Aufnahmen in Graustufen zu gewinnen. Ich hatte mich von vornherein auf die Fotografie in Farbe eingestellt und hatte das Atik-Filterrad gleich mitbestellt. Es verlängert die Anbautiefe nur um etwa 20 mm und ist mit 260 g Gewicht erfreulich leicht. Es wäre wünschenswert, wenn Atik eine motorisierte Version anbieten würde. Obwohl die Verstellung der Filter präzise und leicht von statten geht, wäre ein
Abb. 3: IC 443, 18. Dezember 2006. Belichtet wurde 7 x 10 min in H ohne Binning, 5 x 4 min in Grün bei 2x2-Binning und 5 x 5 min in Blau, auch 2x2-Binning.
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Abb. 4: M 78, 27. November 2006, 8-ZollNewton f/4,4. Belichtung 5 x 10 min in H ohne Binning, 5 x 4 min in Grün bei 2x2-Binning, 5 x 5 min in Blau bei 2x2Binning.
Abb. 5: Sternhaufen Melotte 15 in IC 1805, 26. November 2006. Mit dem 8-ZollNewton f/4,4 wurde belichtet: 12 x 10 min in H ohne Binning, 5 x 4 min in Rot und Grün bei 2x2-Binning, 5 x 5 min in B bei 2x2-Binning. Abb. 6: Galaxie M 81 mit Holmberg IX, 25. September 2006. Diesmal der 10-Zoll-Newton f/4,7 mit folgenden Belichtungszeiten: Luminanzbild 6 x 10 min ohne Binning, Rot und Grün jeweils 4 x 4 min bei 2x2-Binning, Blau 4 x 5 min bei 2x2-Binning.
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motorischer, PC-gesteuerter Filterwechsel weniger anfällig auf Verstellungen durch Berührung. Insgesamt lässt sich aber sagen, dass auch dieses manuell zu bedienende Filterrad, nicht zuletzt durch seinen günstigen Preis, eine empfehlenswerte Investition ist.
Der Unterschied zur DSLR und was daraus folgt Als erstes blickt man natürlich auf die Sensorgröße. Und da macht man mit der 16HR gegenüber der wohl am weitesten verbreiteten Canon EOS 300d einen gewaltigen Rückschritt. Man verzichtet auf etwa 75% des Bildfeldes gegenüber der DSLR. Gleichzeitig sind die Pixel um ca. 25% kleiner in der Fläche, was weitere Anforderungen an die Nachführgenauigkeit stellt. Vor allem aber sollte das kleinere Bildfeld bei der Entscheidung zugunsten der CCD-Kamera realistisch beurteilt werden. Meine Standardoptik war bisher ein 10"-Newton mit einer Brennweite von 1200 mm. Das passte gut zu dem großen Sensor der DSLR. Jetzt, mit dem kleineren Chip der Atik, sieht das ganz anders aus. Zusammen mit dem 10"-Newton bildet der kleinere Sensor nur noch ein Bildfeld von 29' x 23' ab. Dazu kommt, dass die kleineren Pixel erheblich größere Anforderungen an die Stabilität der Montierung und die Nachführung stellen. Ein neues Problem dabei ist die Stabilität zwischen Aufnahmeoptik und Leitrohr. Bei entsprechend stabiler Montage des ohnehin schon 13 kg schweren Newtons wird der ganze Aufbau noch schwerer. Mit den
Abb. 7: NGC 891, 22. September 2006. Belichtung 6 x 10 min in L, 5 x 4 min in R und G sowie 5 x 5 min in B mit dem 8-Zoll-Newton f/4,4. Die Farbaufnahmen erfolgten im 2x2-Binning.
notwendigen Maßnahmen, wie stabilere Schellen und einer festen Verbindung zwischen Leitrohr und Hauptrohr, kommen jetzt zusammen mit dem 4"-Leitrohr gut 26 kg auf die Montierung.
Ich habe daraufhin entschieden, meine Hauptoptik zu tauschen. Dabei sollten zwei Kriterien eine Rolle spielen: Die Brennweite sollte zugunsten eines größeren Bildfeldes verringert werden. Das Gewicht der gesamten Nutzlast soll zugunsten der besseren Stabilität reduziert werden. Da ich nicht auf Lichtstärke verzichten wollte, war für mich ein Newton wieder erste
Wahl. Ich entschied mich für den 8-zölligen TS-Newton mit einer Brennweite von 880 mm und einer Öffnung von f/4,4. Ergänzt wird der Aufbau von meinem 80 mmED-Refraktor f/7,5, dessen Brennweite mit Hilfe eines 0,8-fach Reduktors auf 480 mm verkürzt werden kann. Mit diesem Aufbau kann ich jetzt beide Geräte wechselweise als Aufnahmeoptik oder als Leitoptik zum Autoguiding nutzen. Das Gewicht des Gesamtaufbaus beträgt jetzt nur noch 14 kg.
Ich möchte mit diesen ausführlichen Schilderungen deutlich machen, dass eine
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sinnvolle Astrofotografie sehr von dem Gesamtkonzept aus Optik, Montierung und Kamera besteht. Sobald eine Komponente verändert wird, kann es notwendig sein, auch die anderen Komponenten anzupassen. So hat also auch meine Entscheidung zugunsten der neuen CCD-Kamera einiges an Änderungen nach sich gezogen.
Aufnahme und Bildbearbeitung Meine ersten Aufnahmen wurden mit dem Orion 80ED gemacht, dem inzwischen weit verbreiteten ED-Refraktor mit 600 mm Brennweite. Da ich seit einiger Zeit diesen Refraktor nur noch mit einem 0,8fachen Reduktor/Bildfeldebner verwendet hatte, kam dieser auch bei den ersten Aufnahmen zum Einsatz. Die resultierende Brennweite betrug somit 480 mm, das zu erwartende Bildfeld 72' x 59'. Eine der ersten Aufnahmen sollte von einem Gasnebel sein. Am Beispiel des Pelikannebels (Abb. 1) zeigt sich deutlich, welche Möglichkeiten bei der Verwendung von Schmalbandfiltern bestehen. Gleichzeitig war es eine der ersten Aufnahmen, die ich mit Hilfe meines neuen H-Filters von 6 nm Halbwertbreite
gewinnen konnte. Sie zeigen, dass schon mit wenigen Aufnahmen kontrastreiche Ergebnisse in Farbe zu erzielen sind.
Auch die nachfolgende Bildbearbeitung ist um einiges aufwändiger als bei Aufnahmen mit einer digitalen Spiegelreflexkamera. Es muss unter Umständen zusätzlich Software angeschafft werden, was weitere Kosten aufwirft. Vor allem aber sollte der zusätzliche Zeitaufwand zur Bildbearbeitung bedacht werden. Die mitgelieferte Software, ArtemisCapture, dient ausschließlich der Bildaufnahme. Gespeichert werden die Aufnahmen im internationalen FITS-Format. Zur weiteren Bearbeitung der Daten habe ich mich für MaximDL entschieden. Hier entsteht aus den verschiedenen Farbaufnahmen das spätere RGB, oder das LRGB. Die Endbearbeitung erfolgt, wie für mich gewohnt, mit Photoshop.
Was bei der Bearbeitung sofort auffällt, ist der große Dynamikumfang der aufgenommenen Einzelbilder mit 16 Bit Farbtiefe. Wenn es früher notwendig war verschiedene Belichtungszeiten zu kombinieren,
kommt man jetzt in den meisten Fällen mit einer einzigen Belichtungszeit-Einstellung aus.
Fazit Mit der neuen Atik 16HR ist eine Kamera verfügbar, die hoch aufgelöste Astroaufnahmen ermöglicht und das zu einem verhältnismäßig günstigen Preis. Natürlich muss jeder für sich selber entscheiden, ob er für den deutlich größeren Aufwand an einzusetzender Technik bereit ist. Zu der Kamera kommen in aller Regel noch das Filterrad und natürlich die nicht gerade billigen Filter hinzu. Der größere Aufwand in der nachfolgenden Bildbearbeitung ist mindestens so groß wie der zusätzliche Einsatz in der Aufnahmetechnik. Wer sich aber dafür entscheidet und sein Equipment darauf abstimmt, bekommt ein ausgesprochen leistungsfähiges Werkzeug in die Hand.
Weitere Aufnahmen mit dieser Kamera sind auf meiner Homepage unter www.gwaquarius.de zu finden. Fragen beantworte ich gerne unter gwaquarius@t-online.de.
Lichtschwache Abell-Nebel aus dem FG-übergreifenden PN-Projekt
von Peter Riepe
Im letzten Heft wurden aus der Projektliste die Objekte NGC 6781 und Simeiz 22 näher besprochen. Nun sollen einige ziemlich schwache Beispiele vorgestellt werden: Abell 31 und 39 aus der Projektliste sowie der sehr südlich gelegene Abell 35 von der ersten großen Liste. In einem Parallelbericht widmet sich Jens Bohle dem ausgedehnten Halo von M 27.
Abell 31 George Abell hatte 1966 nach Durchmusterung der damaligen POSSSchmidtplatten einen Katalog von 86
Abb. 1: Abell 31, Aufnahme von Stefan Binnewies mit einem Apochromaten 105 mm/600 mm. Das Bild entstand am 22./23.01.2006 in Much. Mit einer SBIG ST-10 XME und Astronomik-Filtern (Typ II) wurde belichtet: L = 4 x 5 min ohne Binning, H = 40 x 5 min (!), auch ohne Binning, G und B je 3 x 5 min mit 2-fachem Binning.
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Planetarischen Nebeln herausgegeben, die damals zum größten Teil noch nicht bekannt waren [1]. PN Nr. 31 aus diesem Katalog steht im Sternbild Krebs. Seine Entfernung beträgt 233 pc = 760 Lj [2]. Mit einem riesigen scheinbaren Durchmesser von mehr als 16´ bei unregelmäßiger Form erreicht er aber nur ca. 12 mag scheinbare Helligkeit. Abell 31 ist damit um etwa 4,5 mag schwächer (d.h. nur 1,6% der Intensität), verglichen mit dem sehr hellen M 27 im Füchschen. Dieses schwächere Licht verteilt sich zudem noch auf eine siebenmal größere Fläche. Das führt zu einer ziemlich geringen Flächenhelligkeit, was das Aufspüren sowohl mit fotografischen als visuellen Mitteln merklich erschwert. Die einzige Aufnahme zu Abell 31 - dazu in Farbe - lieferte Stefan Binnewies mit sehr langen Belichtungszeiten (siehe Heft 21). Wir bringen das Bild hier noch einmal als Schwarzweißausschnitt und auf Nord oben gedreht (Abb. 1), um mit den nun vorgestellten visuellen Beobachtungsergebnissen vergleichen zu können.
Gerhard Scheerle beobachtete Abell 31 zunächst mit einem Newton von 114 mm Öffnung. Der PN war nicht eindeutig zu sehen, eventuell als schwache 4` große Aufhellung um einen zentralen Stern von 10,0 mag. Er geht aber eher von einer Täuschung aus. Im RCT von 406 mm Öffnung zerfiel die große und sehr diffuse Nebelfläche (7` x 3,5`) in verschiedene Flocken, hauptsächlich nördlich und südlich eines Sternpaares von 10,2 und 12,6 mag (Abb. 2). Die Gesamthelligkeit schätzt Gerhard Scheerle auf 11,8 mag. Interessanterweise zeigt diese visuelle Beobachtung zwei Nebelflächen genau dort, wo in der Fotografie dunklere Gebiete liegen.
Martin Schoenball richtete seinen 250mm-Newton (GSO Dobson) auf Abell 31. Bei V = 39x konnte er den PN nur mittels [OIII]-Filter sichtbar machen. Der Nebel erschien schwach und riesig groß. Er liegt um einen mittelhellen Stern an der Südspitze einer Raute und ist deutlich strukturiert. Um den Stern ist er rund, es liegen mehrere ,,Nebelschwaden" weiter außerhalb. Der Südrand ist etwas heller. Im Westen liegt abgetrennt ein Nebelbogen, im Osten noch ein kleiner Nebelteil. Nach
Abb. 2: Abell 31, gezeichnet von Gerhard Scheerle (siehe Text).
Norden verläuft ein weiterer Bogen in Richtung eines Sterns in der Raute. Bei V = 66x erschien das Objekt schon deutlich schwächer.
Mit seinem 16-Zöller sichtete Uwe Glahn Abell 31 bei V = 51x und recht guten Bedingungen (visuelle Grenzgröße am Pol 6,5 mag). Der PN war mit dem [OIII]Filter sofort auffällig, groß und strukturiert (Abb. 3). Er sitzt um einen 10mag-Stern, der das südöstliche Eck eines Sternparallelogramms bildet. Der hellste Teil liegt westlich und südwestlich des Sterns und läuft nach Südwest weit diffus aus. Ferner war ein abgesetzter, kleinerer Bereich nordöstlich des Sterns erkennbar. Die Ähnlichkeit zur Fotografie ist diesmal sehr stark.
Stathis Kafalis nahm Abell 31 mit seinem 24-zölligen Dobson 1:4,1 ins Visier. Bei einer visuellen Grenzgröße von 6,4 mag (2-3 nach Bortle) und schlechtem Seeing 4-5 beobachtete er aus 1100 m Höhe (Abb. 4). Im Weitwinkelokular zeigte sich bei 105-facher Vergrößerung plus [OIII]-Filter ein Riesen-PN von ca. 11' scheinbarem Durchmesser. Die Form war rund oder
Abb. 3: Abell 31, Zeichnung von Uwe Glahn (siehe Text).
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Abb. 4: Abell 31, Zeichnung von Stathis Kafalis (siehe Text).
leicht oval, grob in O-W-Richtung. Der Nebel umgibt einen 10,5-mag-Stern an der Südostecke eines Parallelogramms. Dieser Stern ist nicht der Zentralstern, er ist um 1-2' östlich der Mitte versetzt. Der Zentralstern selbst war bei dem schlechten Seeing schwer zu sehen. Überall erschien ein zartes Glühen, das indirekt gut zu halten war mit vielen Unregelmäßigkeiten: Eine dunkle Stelle im Osten, eine weitere im NW, aber unsicher. Der Westrand wirkte ringförmig, jedoch nicht ganz
sicher. Weitere Details blitzten immer wieder auf, sie waren aber nicht zu halten. Um den hellen Stern war der PN scheinbar heller, was aber wohl ein Überblendeffekt sein dürfte. An einem späteren Beobachtungstermin konnten bei besserem Seeing 3 sehr kleine Hintergrundsgalaxien mit einem 7-mm-
Abell 39 Im Sternbild Herkules gelegen, hat dieser kleine Abell-Nebel grob gesagt nur die halbe scheinbare Helligkeit wie Abell 31. Seine Fläche ist jedoch etwa 30-mal kleiner, so dass die Flächenhelligkeit wiederum merklich höher als die von Abell 31 ist. Das erleichtert die Beobachtungen. Abell 39 ist mit 3800 Lj relativ weit entfernt [2]. Drei Astrofotografen befassten sich mit diesem PN, und zwar Hannes Schmidt (Abb. 5), Andreas Rörig (Abb. 6) und Jörg Zborowska (Abb. 7). Gut erkennbar ist die nahezu perfekt runde Hülle, deren äußerster Rand heller erscheint. Dies liegt daran, dass wir beim Betrachten der Nebelblase in den Randgebieten durch
Abb. 5: Abell 39, aufgenommen von Hannes Schmidt. Starlight Xpress MX 916, Meade LX 200 (16-Zoll-SC mit f/10). An der österreichischen Vulkanlandsternwarte Auersbach wurde 6 x 15 min belichtet.
Okular (Nagler 360x) erkannt werden (schwierig). Im Dezember 2006 konnten die fleckigen Strukturen nochmals deutlich gesehen werden, die extremen Außenpartien waren aber wieder nicht eindeutig zu sehen.
Abb. 6: Abell 39, aufgenommen von Andreas Rörig mit 300-mm-Newton bei 1:4,5 und SBIG ST-10 XME. Belichtet wurde: Luminanz 36 x 5 min, RGB je 4 x 5 min (LRGB-Filter von Astronomik).
mehr Nebelmaterial schauen.
Vom Henry Coe State Park in Kalifornien versuchte sich Geza Kurczveil visuell an Abell 39. Trotz weniger Erfahrungen (keine Angabe zu den Beobachtungsbedingungen) konnte er mit seinem 8-Zoll-Dobson 1:6 bei 50-facher Vergrößerung mit einem Plössl-Okular und [OIII]-Filter (Orion) das Objekt sichten. Der PN war ca. 10% der Zeit beim indirekten Beobachten für jeweils einige Sekundenbruchteile aufgeblitzt. Dabei war er rund, strukturlos und sehr schwach.
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Abb. 7: Abell 39 von Jörg Zborowska mit 14"Schmidt-Cassegrain aufgenommen. Bei f/11 (= 3910 mm Brennweite) wurde mit einer OES MegaTek 7 x 60 min belichtet und gemittelt. Filter: UHC von Astronomik.
Mit dem 250-mm-Newton (GSO Dobson) beobachtete Martin Schoenball Abell 39 bei 66-facher Vergrößerung. Der PN war nur mit dem [OIII]-Filter sichtbar, schwach und groß. Er erschien zunächst als homogene Fläche, wirkte dann aber unregelmäßig mit einer helleren Stelle im Osten.
Rainer Töpler beobachtete Abell 39 mit einem Newton 360 mm/1600 mm plus UHC-Filter bei 80-facher Vergrößerung (Abb. 8). Die visuelle Grenzgröße betrug 5,8 - 6,0 mag. Bei niedriger Vergrößerung war der PN mit dem Schmalbandfilter indirekt zu sehen. Der runde Ring zeigt in der Mitte eine ebenso runde Verdunklung. Bei 200-facher Vergrößerung war der PN auch ohne Filter blickweise sichtbar.
Uwe Glahn setzte während des ITV 2004 ein 16-Zoll-Teleskop bei 129-facher Vergrößerung ein. Mit [OIII]-Filter nahm er Abell 39 als groß und kreisrund wahr. Der Nebel war sicher zu halten, offenbarte aber keine weiteren Strukturen (Abb. 9).
Roland Herrmann beobachtete Abell 39 mit einem 21-Zoll-Dobson 1:4,45. Die Vergrößerungen wählte er 92x und 118x. Ein viertel Grad nordöstlich eines Sternvierecks von 9 - 10 mag war bei 118-facher Vergrößerung mit [OIII]-Filter ein schwacher, relativ großer und nahezu kreisrunder Klecks zu sehen. Bei 92-facher Vergrößerung plus [OIII]-Filter schien das Objekt noch etwas auffälliger. Ohne Filter befanden sich an der Position ein paar schwache Sterne, vom Nebel war aber nichts zu sehen. Die Nebelblase war
Abb. 8: Abell 39, gezeichnet von Rainer Töpler (siehe Text).
relativ scharf begrenzt und direkt sichtbar, bei indirektem Hinschauen schien eine Ringform angedeutet zu sein, allerdings nicht hundertprozentig sicher.
Der Himmel war mäßig (4 nach Bortleskala, visuelle Grenzgröße 5,9 mag), das Seeing betrug 2 - 3. Im 17,5-zölligen Dobson 1:4,5 konnte Stathis Kafalis trotz eines 85-fach vergrößernden Weitwinkelokulars ohne Filter nichts von Abell 39 erspähen. Mit einem [OIII]-Filter und indirekter Sichtweise trat der PN dann bei 130-facher
Vergrößerung deutlich hervor. Von der Form her groß und genau rund, lief der Nebel nach außen hin leicht diffus aus. Ab und zu schien in der Mitte ein kleines Loch vorzuliegen (aber sehr unsicher). Nach einiger Zeit war Abell 39 sicher zu halten. Der Beobachterkommentar: ,,Ein PN wie aus dem Bilderbuch."
Abell 35 Dieser PN mit sehr geringer Flächenhelligkeit steht im südlich gelegenen
PN
PN G
RA(2000)
DEK(2000) Größe
mag
Abell 31 Abell 39 Abell 35
219.1+31.2 047.0+42.4 303.6+40.0
08 h 54 min 13 s 16 h 27 min 33 s 12 h 53,7 min
+08 Grad 53´59´´ +27 Grad 54´ 35´´ - 22 Grad 52´
16,2´x 15,5´ 12,0 2,8´ x 2,8´ 12,9 15,6´ x 10,6´ 13,3
Tab. 1: Daten zu den besprochenen PN, die hier nach ihrer Magnitude geordnet sind.
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Abb. 9: Abell 39, gezeichnet von Uwe Glahn (siehe Text).
Sternbild Hydra und ist mit 730 Lj ähnlich weit entfernt wie Abell 31 [2]. In tief belichteten Aufnahmen fällt bei Abell 35 eine gebogene Stoßfront auf, die den 9,6 mag hellen Zentralstern hufeisenförmig einhüllt. Offensichtlich durchfliegt der Nebel mit seinem Zentralstern das umgebende interstellare Medium. Dieser Zentralstern SAO 181201 besitzt den Spektraltyp G8 und ist nicht energiereich genug, einen PN zur Emission anzuregen. Genaue Untersuchungen mit dem Weltraumteleskop Hubble zeigten, dass der Zentralstern ein sehr enger Doppelstern ist [4]. Die Begleitkomponente in etwa 0,1" Distanz ist ein Weißer Zwerg. Bei einer geschätzten Temperatur von 150.000 K reicht seine UV-Strahlung aus, Abell 35 zum Leuchten zu bringen.
Eine sehr schöne und tiefe Farbaufnahme stammt von Josef Pöpsel und Stefan Binnewies. Die parabelförmige Stoßfront um den Zentralstern ist sehr schön zu
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erkennen, ihre Farbe tendiert zum Gelblichen (Abb. 10). Das legt eine Reflexionsnebel-Natur nahe, das gelbliche Licht von SAO 181201 wäre dann die erhellende Quelle. Die Farbe dieses Sterns exakt zu treffen, ist übrigens ein Problem, denn der begleitende Weiße Zwerg ist ein Pulsationsveränderlicher mit einer Periode um 18 Stunden [4]. Im Südteil des PN zeigen sich hell/dunkle Streifen. Dies dürfte in der vorgelagerten interstellaren Materie begründet sein. Sie durchzieht in gleicher Orientierung auch im weiteren Umfeld von Abell 35 den Raum (Abb. 11).
Für die komfortable visuelle Beobachtung sind schon 30 cm Öffnung nötig. Eine Zeichnung, die im Südteil eine Abstufung zeigt und damit die detaillierte Struktur der Abb. 10 nachvollzieht, schickte Uwe Glahn ein (Abb. 12). Er beobachtete Abell 35 mit seinem 16"-Newton f/4,5. Bei einer Vergrößerung von 51x - 100x mit [OIII]-Filter und recht guten Bedingungen (Grenzgröße 6,4 mag) war der PN leicht um den 9,5 mag hellen Zenralstern LW Hyd als runde Aufhellung zu sehen und indirekt leicht zu halten. Er wirkte visuell mit 5` - 6` deutlich kleiner als fotografisch. Bei 4 mm Austrittspupille fiel am Südende eine längliches, helleres in OstWest elongiertes Gebiet auf mit einem Abb. 10 (unten): Am 1. Mai 2006 nahmen Josef Pöpsel und Stefan Binnewies Abell 35 auf. Ort war die Amani Lodge in Namibia nahe Windhoek. Aufnahmeinstrument war ein 24Zoll-Hypergraph f/3 im Primärfokus. Als Kamera diente eine SBIG ST-10 XME mit Astronomik-Filtersatz. Belichtungszeiten: L = 14 x 5 min ohne Binning, folgende Farbkanäle mit 2x2-Binning: H = 7 x 5 min, [OIII] = 4 x 5 min, B = 4 x 5 min. Mindestens 4 Asteroidenspuren finden sich im Feld.
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Abb. 11: Parallel zu Abb. 10 lief ein Tele-Objektiv mit, ein Canon 1:4/300 mm in Verbindung mit einer S-BIG STL 11000. Das Bild ist ein Ausschnitt aus dem Luminanz-Summenbild. Josef Pöpsel und Stefan Binnewies belichteten 21 x 5 min ohne Binning. Das Bild wurde im Kontrast gesteigert und invertiert.
Abb. 12: Abell 35, gezeichnet von Uwe Glahn (siehe Text).
Größenverhältnis von 2:1, weiter nach Süd wirkte der PN wie abgeschnitten. Offenbar gibt es jedoch von keinem Beobachter Berichte zu der bogenförmigen Stoßfront.
Literatur:
[1] Abell, G.O. (1966): Properties of some old planetary Nebulae; ApJ 144, 259-279
[2] J.H. Cahn, J.B. Kaler, L. Stanghellini (1992): A catalogue of absolute fluxes and distances of planetary nebulae; A&A Suppl. Ser. 94, 399-452
[3] B. Balick, G. Gonzalez, A. Frank (1992):
Stellar Wind Paleontology. Faint Halos and historical Mass Ejection in Planetary Nebulae; ApJ 392, 582-596 [4] M. Grewing, L. Bianchi (1988): The nucleus of Abell 35: A hot companion to SAO 181201; In ESA, Proceedings of the Celebratory Symposium on a Decade of UV Astronomy with the IUE Satellite, Vol. 2, 177-178
Deep-Sky-Fotografie mit WebCam
von Manfred Wolf
,,Darf es ein bisschen mehr sein?" Diese Frage ist uns bestimmt schon sehr oft begegnet. Und mal ehrlich, wie oft waren wir dann abgeneigt? Gar nicht erst lang überlegen mussten wir, wenn fürs gleiche Geld mehr drin ist. Mit dieser Feststellung möchte ich an meinen ersten Beitrag zur Astrofotografie mit einer modifizierten WebCam anknüpfen [1]. Können außer einigen planetarischen Nebeln auch noch weitere Deep-Sky-Objekte von so einer WebCam erfasst und erfolgreich abgelichtet werden? Wie sieht es aus mit Galaxien oder ausgedehnteren Gasnebeln?
Instrumentelle Voraussetzungen Eine Antwort auf diese Frage reizte mich schon recht bald, und die gewonnenen
Abb. 1: Hantelnebel M 27. Drei Serien à 26 x
19,5 s Belichtung wurden gemittelt und dann mit Giotto im
Fotomodus addiert.
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Abb. 2: Kugelsternhaufen M 15. Addition von drei Serien zu je 47 x 19,5 s Belichtung.
Erfahrungen und Ergebnisse möchte ich nun gern weitergeben. Zunächst gebe ich einen Überblick über das erforderliche Equipment. Da wäre zunächst einmal ganz klar die Optik, ein Refraktor oder ein Reflektor auf einer stabilen Montierung, die möglichst gut auf den Pol ausgerichtet ist, was sich recht gut mit der Scheinermethode bewerkstelligen lässt. Für die WebCamAnwendung sollte die Optik möglichst lichtstark sein. Bei schon eher ungünstigen Öffnungsverhältnissen von 1:10 (die Brennweite beträgt das Zehnfache der freien Objektivöffnung) können wir uns die Eigenschaften eines Fokalreduktors
zunutze machen. Selbst benutze ich einen Alan-Gee-Telekompressor von Baader. Dieser ist sogar noch variabel durch Hülsen und ermöglicht mir bei meinem C11 Öffnungsverhältnisse von 1:6,7 bis 1:5. Einige ermöglichen gar noch ,,schnellere" Optiken bis 1:3,3.
Weitere Überlegungen Neben einer deutlich gesteigerten Lichtstärke stellt sich bei verringerter Brennweite noch ein weiterer oft wünschenswerter Effekt ein: Der Aufnahmewinkel des gerade einmal 3,5 mm x 4,9 mm messenden kleinen Chips wächst ebenfalls. Ob
Abb. 3: Krebsnebel M 1. Drei gemittelte Serien à 31 x 25,5 s wurden addiert.
ein Objekt nämlich noch Platz findet auf dem Chip, hängt ausschließlich von der Aufnahmebrennweite ab. Bauen wir unser Teleskop auch möglichst zeitig auf, um diesem genügend Zeit zum Temperieren einzuräumen. Tubus-Seeing wirkt sich auch bei Deep-Sky-Aufnahmen äußerst negativ aus. Unsere WebCam versehen wir mit einem hochwertigen UV/IR Sperrfilter, um trotz guter Fokussierung unscharfe Aufnahmen zu vermeiden. Unser Auge vermag die Wellenlänge dieses Lichts, das nicht im Brennpunkt liegt, zwar nicht mehr wahrzunehmen, der Kamerachip dagegen sehr wohl. Sehr bewährt hat sich ein passendes Wechselokular, das uns ein
Abb. 4: Zentrale Trapezregion im Orion-Nebel, 49 x 8 s belichtet.
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Abb. 5: Galaxie M 82
scharfes Sternenfeld liefert, ohne dass wir am Fokussierknopf drehen müssen. Und schließlich ist an einen Laptop zu denken, oder wie in meinem Fall die etwas unhandliche PC-Ausrüstung. Sie ist mit einem Programm zur Ansteuerung der modifizierten WebCam zu versehen.
Aufnahmetechniken Beginnen sollten wir erst einmal mit etwas leichteren Deep-Sky-Objekten, also helleren Sternhaufen oder hellen Gasnebeln, damit wir ein Gefühl dafür bekommen, wie viel Feingefühl und Geduld uns die Fokussierung abverlangt und wie es sich auswirkt, wenn man an
den Reglern Veränderungen vornimmt. Zur Erleichterung der Fokussierung lohnt es sich, eine Dreilochblende zu basteln, und wenn es das Budget erlaubt, kommt vielleicht sogar ein motorbetriebener Mikrofokussierer in Frage. Aber es funktioniert auch ohne diese Hilfsmittel. Achten wir bei Aufnahme darauf, dass unser Objekt möglichst fern derjenigen Ecke platziert wird, die durch thermisches Rauschen störend aufgehellt wird.
Sparen sollte man auf keinen Fall an der Menge der Einzelaufnahmen für jedes unserer Deep-Sky-Objekte. Es werden einige Rohbilder aus unseren Serien
Abb. 6: PN NGC 40, Addition von zwei gemittelten Serien zu je 68 x 22,5 s Belichtung.
unbrauchbar sein, und je mehr wir am Ende zum Mitteln und Addieren zur Verfügung haben, umso besser wird das Ergebnis ausfallen. Vergessen wir am Ende einer Serie niemals, unsere Darkframes anzufertigen, bevor wir die WebCam verdrehen oder herausnehmen. Einfach nur die Teleskopöffnung abdecken und, ohne die Einstellungen zu ändern, eine Serie von 12 bis 20 Bildern anfertigen. Während dieser Zeit richte ich mein Teleskop auf das nächste Objekt und gönne mir eine Verschnaufpause. Mit stetig wachsender Erfahrung kann man sich schließlich an immer schwierigere Deep-Sky-Objekte heranwagen. Diese sind dann tatsächlich trotz längerer Belichtungsdauer auf dem Monitor nur gerade ebenso noch zu erahnen. Erst die später folgende zeitintensive Bildbearbeitung bringt so manches ans Licht. Sehr erschwerend bei der Aufsuche kommt das kleine Gesichtsfeld des WebCam-Chips hinzu. Hier helfe ich mir mit einer Aufnahme, die mir großzügig das Sternenfeld um mein Zielobjekt herum zeigt. Diese platziere ich dann neben die laufende WebCam-Aufnahme. Mit Starhopping taste ich mich dann Stück für Stück an das Ziel heran.
Die hier gezeigten Aufnahmen entstanden alle mit dem Celestron 11 plus Telekompressor (Allen Gee). Damit wurde
Abb. 7: Nordamerika-Nebel
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die Brennweite auf 1400 mm verkürzt. Mit der ungekühlten ToUCam SC2 entstanden in der Regel Belichtungsserien.
Ausblick Das Einsatzspektrum einer modifizierten WebCam ist riesig, und schon mit kleineren Teleskopen gelingen wunderbare Aufnahmen. Mit etwas bastlerischem Geschick lässt sich ein Adapter anfertigen, der sogar den Einsatz von Kameraobjektiven ermöglicht. Mit einem 50-mm-Objektiv findet der Nordamerikanebel Platz, mit einem 135-mm-Objektiv lassen sich die Plejaden formatfüllend ablichten. Ganz versierte Bastler können ihre WebCam mit einer Kühlung versehen und mit ihr das Rauschen bei längeren Belichtungszeiten reduzieren. Auf der Homepage von Peter Katreniak findet man eine Fülle von Tipps und Anregungen [2]. Eine ungekühlte modifizierte WebCam begrenzt zwar die maximale sinnvolle Belichtungsdauer, was sich ungünstig auf das Signal-Rauschverhältnis auswirkt. Ebenso bringt der geringe Dynamikumfang von 8 Bit gewisse Nachteile mit sich. Dennoch, so finde ich, bekommt man - gemessen an dem Kostenaufwand - eine interessante Astrokamera, die immer wieder verblüfft.
Quellen: [1] Wolf, Manfred:
Planetarische Nebel mit Web-Cam; VdS-J Nr. 22, 25 (I/2007) [2] http://www.pk3.org/ k3ccdtools/
Abb. 8: Der Bildautor und seine Ausrüstung auf der heimischen Terrasse.
RGB-Fotografie mit Schmalbandfiltern
von Matthias Hänel
Seit einigen Jahren nimmt auch in Puerto de la Cruz auf der Kanareninsel Teneriffa die Lichtverschmutzung zu. In klaren Nächten ist die Milchstraße zwar noch gut erkennbar, die Grenzgröße der Sterne beträgt aber maximal 4,5 - 5 mag. Der Nachthimmel ist
am Standort meiner Sternwarte relativ hell, die Transparenz allerdings sehr gut.
Die Helligkeit des Himmels beeinflusst natürlich die CCD-Farbfotografie enorm, besonders die grünen und blauen Farbanteile
sind erheblich ,,lichtverschmutzt". Um ein gutes RGB-Komposit zu erstellen, sind bei der Weiterverarbeitung des Fotos intensive Farbkorrekturen notwendig. Durch meine Schwarzweiß-CCD-Fotografie war mir bekannt, dass der H-Filter ziemlich ,,fremdlichtunempfindlich" ist, z.B. bei Vollmond. Daher habe ich den H-Filter mit großem Erfolg bei Gasnebeln für den Luminanzkanal eingesetzt.
Aber was tun, wenn die Lichtverschmutzung so groß ist? Letztes Jahr gab es einen Artikel in Sky and Telescope über Tri Color Narrow Band Imaging, der mich
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Abb. 1: Orionnebel M 42, aufgenommen mit einer Canon 300 d am 8"-Meade LX 200 mit Telekompressor f/6,3. Das Bild ist ein reguläres RGB-Komposit, also eine uns geläufige und natürlich erscheinende Darstellung. Belichtet wurde 4 x 2 min + 1 x 40 s bei Empfindlichkeit 800 ASA.
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Abb. 2: Dies ist eine Falschfarbenaufnahme des Orion-Nebels, denn die Farbauszüge sind nicht den ,,natürlichen Farben" zugeordnet. Mit einem 8"-Meade LX 200 plus Telekompressor wurde bei f/4 mit einer ST-7E folgendermaßen belichtet: 3 x 3,5 min für R = [S II], ebenso für G = H und ebenso für B = [O III]. Die grüne Farbe überwiegt, denn dem Grünkanal wurde das rote H-Licht zugeordnet, was dem astrofotografischen ,,natürlichen Erfahrungswert" widerspricht.
baren Spektrum aus. Die RGB-Fotografie ist also eine ,,Breitbandfilterung". Diese drei Bänder überlappen sich, so dass letztlich das Licht des gesamten sichtbaren Spektrums genutzt wird. Ein SB-Filter hingegen (üblicherweise ein Interferenzfilter) lässt nur einen engen Ausschnitt des Spektrums im Bereich der betreffenden Emissionslinie passieren, den überwiegenden großen Rest des Gesamtlichtes absorbiert er. Beim H-Filter beispielsweise werden nur 15 nm im Bereich um 656,3 nm aus dem mehrere hundert nm breiten R-Band durchgelassen. Der [O III]Filter selektiert nur 15 nm um 495/501 nm aus dem breiten blauen Spektralband. Es kennt wohl jeder die spektakulären Fotos vom HST, dort werden auch die SB-Filter verwendet.
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stark ermutigte es hier noch einmal mit CCD-Farbfotografie zu versuchen. Was ist der Unterschied zwischen RGB-Filtern und Schmalbandfiltern (SB)? Bei der RGBFotografie blendet jeder der drei Farbfilter (R = rot, G = grün und B = blau) einen mehrere hundert Nanometer (nm) breiten Durchlassbereich (= Band) aus dem sicht-
Abb. 4: Die H II-Region IC 1805 im Sternbild Cassiopeia, aufgenommen mit einem Teleobjektiv f =135 mm, nachgeführt auf dem 8"-Meade. Mit der ST-7E wurde belichtet: 10 min + 20 min für R = [S II], ebenso für G = H und ebenso für B = [O III].
Abb. 3: Der Krebsnebel, aufgenommen mit einem 8"-Meade LX 200 plus Telekompressor bei f/7 und einer ST7E. Belichtungszeiten: 10 min + 20 min für R = [S II], ebenso für G = H und ebenso für B = [O III].
Nebel senden kein kontinuierliches Licht aus wie die Sterne, sondern nur Licht verschiedener diskreter Wellenlängen - die so genannten Emissionslinien. Wenn man nun Filter nimmt, die genau diese Linien isolieren, werden strukturelle Merkmale des Objektes sichtbar, die mit normalen RGB-Filtern wegen der großen Bandbreite kaum kontrastiert erscheinen. Ordnet man nun dem Rot-Kanal über den [S II]Filter das dunkelrote Licht des ionisierten Schwefels zu, dem Grün-Kanal über den H-Filter das rote Wasserstofflicht und dem Blau-Kanal über den [O III]-Filter das türkise Licht des zweifach ionisierten
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Sauerstoffs, so können diese verschiedenen Wellenlängen durch Farbkontrast differenziert werden. Das spätere Bild ist dann natürlich ein Falschfarbenbild. Schön erkennbar wird dies an den Abb. 1 und 2. Das erste Bild zeigt eine normale RGBAufnahme vom Orion Nebel, das zweite Bild entstand mit der SB-Filteranordnung: [S II] = rot, H = grün und [OIII] = blau. Die erste Aufnahme entstand bei ,,normalem", dunklem Himmel, die SB-Aufnahme bei Vollmond. SB-Filter sind sehr effektiv in der Unterdrückung von künstlicher Lichtverschmutzung wie Stadtbeleuchtung, oder von Mondlicht.
Wie oben beschrieben, lassen SB-Filter nur einen engen Bereich um die betreffende Wellenlänge durch und absorbieren den größten Teil des auffallenden Lichtes. Daraus ergeben sich zwei Konsequenzen: a) SB-Filter schwächen das kontinuierliche Sternenlicht stark ab. Verglichen mit einem normalen RGB-Filtersatz brauchen alle Sterne - auch helle - sehr viel länger zur Ausbelichtung, ein Vorteil für alle CCD-Kameras. b) SB-Filter schwächen auch den Himmelshintergrund. Ehe er in einer SB-Aufnahme merklich durchkommt, muss ebenfalls weitaus länger belichtet werden als in der regulären RGBFotografie. Das aber ist gut so, denn genau diese verlängerten Belichtungszeiten führen zum gewünschten Kontrast zwischen Nebel und Himmelshintergrund. Aus meiner Erfahrung liegt das unterste Belichtungslimit bei 10 Minuten, weitaus besser sind Belichtungszeiten ab 20 Minuten aufwärts. Letztlich hängt es vom Chiptypus und vom Öffnungsverhältnis des Teleskops ab, nach welcher Zeit hellere Sterne überlaufen und ob man das möchte. Eine weitere wichtige Sache ist, dass möglichst von jeder Farbe mindestens 3, besser
Abb. 5: IC 1848, ein Nachbar von IC 1805. Optiken und Filter wie in Abb. 4, belichtet wurde jedoch jeweils 10 min + 20 min + 20 min.
mehr Bilder gemacht werden, um das Signal/Rauschverhältnis anzuheben und dadurch später bei der Bildverarbeitung möglichst glatte, weiche Bilder zu bekommen. RGB-Filter gibt es in Deutschland von Gerhard Neumann (Astronomik) oder in den USA von der Firma Orion.
Welche Objekte kann man mit SBLinienfiltern fotografieren? Ganz einfach: Solche Objekte, die diese Wellenlängen auch emittieren. Das ist nicht selbstverständlich, Galaxien beispielsweise senden als Sternenansammlungen kontinuierliches Licht aus, ebenso offene und kugelförmige Sternhaufen. Hier gibt es - was die Sterne selbst betrifft - keine Emissionslinien. Daher ist ein SB-Linienfilter für rein stel-
lare bzw. überwiegend stellare Objekte eigentlich nur dann anzuraten, wenn es um die Unterdrückung der Himmelsaufhellung durch künstliche Lichtquellen geht. Dagegen sind junge Supernovaüberreste wie der Krebsnebel M 1 oder IC 443 in den Zwillingen ideale Objekte für den Einsatz von Linienfiltern. Sie leuchten stark im Licht des [O III], H und [S II]. Planetarische Nebel emittieren gewöhnlich am stärksten in [O III] oder in H, ihre [S II]-Emission ist meist schwächer. Von den üblichen Emissionsnebeln (= H IIRegionen) bieten sich auch nur die jüngeren Vertreter an, im fortgeschrittenen Alter überwiegt dann die H-Emission.
Zu meinem Equipment: 8-Zoll-SCT (Meade LX200) mit Telekompressor für f/4 und f/6, dazu ein selbstgebauter Filterschieber. Für Weitwinkelaufnahmen verwende ich ein Telezoom von 100 - 300 mm Brennweite und die CCDKamera ST-7E. Meine bis jetzt genutzten Belichtungszeiten sind 600 + 1200 + 1800 s, eine längere Belichtung wäre besser, aber in insgesamt 3 Stunden Belichtung wandert das Objekt schon recht weit am Nachthimmel. Wer sich nicht abhalten lassen will, der kann die Belichtungszeit dadurch verlängern, dass er in der nächsten Nacht seine Fotografie fortsetzt.
Die gezeigten Bilder - alle aufgenommen auf Teneriffa - sollen demonstrieren, welche Möglichkeiten sich dem Astrofotografen - auch hinsichtlich der Variation der farblichen Zuordnung - mit den geläufigen SBFiltern bieten. Diese Art der Fotografie ist zwar sehr zeit- und bearbeitungsintensiv, aber die Möglichkeit, unter Stadtlichtoder Mondlichtbedingungen spektakuläre Fotos zu machen, ist einfach fantastisch.
Abb. 6: Ausschnitt des Medusa-Nebels, aufgenommen mit einem 8"-Meade LX 200 plus Telekompressor bei f/6,3 und einer ST-7E. Belichtung: 10 min + 20 min für R = [S II], ebenso für G = H und ebenso für B = [O III]. Folgende Kombinationen sind hier dargestellt, links: R = H, G = [O III], B = [S II]; Mitte: R = [O III], G = [S II], B = H; rechts: R = [S II], G = H, B = [O III]. Übrigens: Die Mittelwertbildung der drei Einzelbilder ergibt ein neutrales Schwarzweißbild.
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Mit der modifizierten Canon 20 D auf Deep-Sky-Safari
von Michael Hoppe
Abb. 1: Die im Text beschriebenen Instrumente.
Abb. 2: Rosettennebel, 4 x 10 min bei 800 ASA.
Die beliebten digitalen Spiegelreflexkameras (DSLR) bieten auch für den Sternfreund interessante astrofotografische Möglichkeiten. Für die Deep-SkyFotografie haben sich insbesondere die Produkte der Firmen Nikon und Canon als sehr geeignet erwiesen. Nachteilig ist bei allen jedoch die geringere Empfindlichkeit im roten Spektralbereich. Dies beruht auf einem Sperrfilter vor dem CMOS-Chip, der für die Farbbalance bei Tageslichtaufnahmen sorgt. Um das volle Potenzial der Kameras für die Astrofotografie nutzen zu können, ist somit ein Austausch dieses Filters sehr sinnvoll. Diese Modifikation führt z. B. die Firma Hutech (USA) durch, bei der auch die Kameras direkt als so genannte modifizierte Modelle erworben werden können.
Meine persönlichen Erfahrungen mit der modifizierten Canon 20 D stelle ich im Folgenden vor.
Bereits mit der unmodifizierten Canon 10 D, dem Vorgängermodell der Canon 20 D, sind im Deep-Sky-Bereich beeindruckende Ergebnisse möglich. Im Jahre 2004 konnte ich in Namibia die Canon 10 D ausführlich testen und war von der Eignung für die Astrofotografie begeistert [1]. Ihre geringere Rotempfindlichkeit konnte ich jedoch nur durch eine längere Belichtungszeit und durch entsprechende Bildbearbeitung (Farbbalance) annähernd ausgleichen. Eine wirkliche Lösung für dieses Problem ist der Ausbau des werksseitig eingebauten Sperrfilters. Es ist jedoch empfehlenswert, einen Sperrfilter mit höherer Transmission im roten Spektralbereich wieder einzubauen, um die visuelle Fokussierung über den Kamerasucher beibehalten zu können und gleichzeitig den unerwünschten UV- und IR-Spektralbereich abzuschneiden. Der Ausbau des Sperrfilters ist leider nicht trivial, zumal er direkt vor dem CMOS-Chip sitzt. Eigenmächtige Ausbauversuche sind
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Abb. 3: Lagunennebel, 4 x 10 min bei 800 ASA.
daher nicht zu empfehlen, da dies die Gefahr einer unwiederbringlichen Zerstörung dieser teuren digitalen Spiegelreflexkamera birgt. Die Garantieleistung des Herstellers erlischt bereits bei dem Versuch eines solchen Eingriffs, das Risiko geht also zu Lasten des Selbstbauers.
In den USA hat sich die Firma Hutech auf den Umbau spezialisiert [2]. In Deutschland werden die modifizierten Kameras der Firma Hutech u. a. von den Firmen Astrolumina (Inhaber Michael Breite) [3] und Scopequipment (Inhaber Michael Holm) [4] vertrieben. Von der Firma Hutech werden verschiedene Modelle als modifizierte Versionen mit einem speziellen Filter mit hoher Transmission für die Astrofotografie angeboten. Aufgrund des Wegfalls der Herstellergarantie gewährt Hutech selbst eine 12-monatige Garantie nach dem Umbau. Alternativ ist auch ein Umbau einer eingesandten DSLR möglich, jedoch wird in diesem Fall keine Garantie übernommen.
Ich entschied mich daher, eine modifizierte DSLR direkt bei der Firma Hutech zu erwerben. Aufgrund der rasanten technischen Entwicklung erwarb ich das verbesserte Nachfolgemodell der Canon 10
D, die Canon 20 D. Neben der 20 D hat Canon als Alternative auch die für die Astrofotografie optimierte 20 Da herausgebracht [5]. Diese Kamera unterscheidet sich von der Standardausführung 20 D durch eine höhere Rotempfindlichkeit, ein geringeres Sensorrauschen und eine LiveScharfstellung. Die Rotempfindlichkeit ist um den Faktor 2,5 erhöht, kommt jedoch nicht an die Rotempfindlichkeit einer modifizierten Canon 20 D heran [2]. Dies war für mich das ausschlaggebende Argument, eine modifizierte Canon 20 D anstatt einer 20 Da zu erwerben.
Canon 20 D Die Canon 20 D zeichnet sich durch ein sehr geringes Rauschen aus, geschätzt in etwa 1/2 soviel wie das Rauschen bei dem Vorgängermodell der Canon 10 D, und ein geringeres Ausleserauschen. Bei einer Chipgröße von 22,7 mm x 15,1 mm sind insgesamt rund 8,2 Megapixel auf der Chipfläche vorhanden. In der höchsten Auflösungsstufe werden 3.504 x 2.336 Pixel genutzt. Die Pixelgröße beträgt rund 6,5 µm. Leider gibt es bei allen Digitalkameras eine gewisse Streuung hinsichtlich der Qualität der verwendeten Bildsensoren. Wer eine solche in Deutschland erwerben möchte, sollte daher beim Händler um die
Möglichkeit bitten, ein Testbild, vielleicht sogar mit mehreren Kameras, machen zu dürfen. Dann fällt die Entscheidung für die rauschärmste Kamera am leichtesten. Oftmals willigen die Händler ein, zumal mindestens ein Vorführmodell meistens vorhanden ist.
Grundsätzlich sollte man beim Arbeiten mit digitalen Spiegelreflexkameras in der Astrofotografie als Grundlage für die nachfolgende Bildbearbeitung das so genannte ,,RAW-Format" als Aufnahmeformat verwenden. Bei der Canon 20 D wird dies Format auch als CR-2 bezeichnet. Dieses RAW ermöglicht eine Farbtiefe von 12 Bit bei der Aufnahme von Deep-Sky-Objekten und die Ausschaltung der kameraeigenen Softwareroutinen (Bildbearbeitungsalgorithmen).
Astrofotografisch besonders interessant ist bei der Canon 20 D die Möglichkeit der internen Rauschunterdrückung (Noise Reduction). Wenn diese Einstellung gewählt wird, macht die Kamera nach der Astroaufnahme grundsätzlich eine Folgeaufnahme mit exakt der gleichen Belichtungszeit, jedoch ohne den Verschluss zu öffnen. Dieses Dunkelbild (Darkframe) gibt sozusagen die Rauschverteilung
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Abb. 4: Plejaden, 4 x 10 min bei 800 ASA.
wieder. Es wird kameraintern von der Astroaufnahme subtrahiert, das Ergebnis ist einfach perfekt. Während bei einer getrennten Aufnahme von Objekt und Dunkelbild diese Subtraktion mittels einer dafür geeigneten Software (z.B. Images Plus, Maxim DSLR oder auch Freeware wie IRIS oder FITSWORK) zu einem späteren Zeitpunkt erfolgt, geschieht dies bei der internen Rauschunterdrückung vollautomatisch. Gespeichert wird von der Kamera auch nur das Endergebnis nach Subtraktion des Dunkelbildes einschließlich der Korrektur des Ausleserauschens. Das Rauschen ist danach so gut wie vollständig verschwunden und auch heiße Pixel sind bis auf wenige Ausnahmen nicht mehr vorhanden. Nachteilig ist, dass das Dunkelbild nicht gesondert gespeichert wird. Somit steht es für weitere Aufnahmen nicht zur Verfügung. Daher verdoppelt sich der Zeitaufwand für eine Astroaufnahme, d.h. jeder einzelnen Objektbelichtung folgt zusätzlich dieselbe Belichtungszeit für das Dunkelbild. Eine Belichtungsserie von 6 x 10 Minuten wird dadurch also insgesamt zu einer 2-stündigen Belichtung ausgedehnt. Wer diesen Zeitverlust nicht scheut, erhält für die Weiterbearbeitung mit Bildbearbeitungsprogrammen wirklich sehr gute Rohbilder.
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Wie auch beim Vorgängermodell 10 D, so hat auch die Canon 20 D eine Spiegelvorauslösung, die gerade bei längeren Brennweiten wegen möglicher Erschütterungen von Vorteil ist. Weiterhin besteht auch die Möglichkeit, die ,,Empfindlichkeit" im Bereich von 100 bis 3.200 ASA frei zu wählen. Bei der Empfindlichkeitseinstellung handelt es sich letztlich um eine elektronische Verstärkung des ausgelesenen Signals. Die Grenze der Verstärkung ist meines Erachtens bei der Einstellung 1.600 ASA erreicht, weil bei der Verstärkung leider auch das Rauschen erhöht wird. Die Maximaleinstellung von 3.200 ASA ist daher nur in Ausnahmefällen sinnvoll einsetzbar.
Für die Stromversorgung der Canon 20 D ist der Kauf von mehreren Akkus zu empfehlen. Alternativ ist, soweit eine Stromversorgung mittels 230 V Netzstrom möglich ist, ein Netzteil sehr zu empfehlen. Ich selbst betreibe die modifizierte Canon 20 D in meiner heimischen Sternwarte auch mit einem solchen Netzteil.
Praktischer Einsatz Mit der modifizierten Canon 20 D sind die meisten Deep-Sky-Objekte sehr gut zu fotografieren. Bei Emissionsnebeln
(H II-Regionen) spielt die modifizierte 20 D jedoch gegenüber unmodifizierten Modellen ihre Stärken aus, denn diese Nebel strahlen insbesondere im roten Spektralbereich sehr intensiv. Warum? Das Licht dieser Nebel beschränkt sich auf die Emission weniger diskreter Wellenlängen. Da das interstellare Gas zu etwa 70 % aus atomarem Wasserstoff (H) besteht, senden H II-Regionen im visuellen Spektralbereich stets die so genannte ,,Balmerserie" des Wasserstoffs aus - eine Vielzahl von Spektrallinien, deren intensitätsstärkste Einzellinie die H-Linie bei 656,3 nm ist [6]. Daher leuchten diese Nebel auf Aufnahmen rötlich. Die modifizierte Canon 20 D ist für H-Licht bestens geeignet.
Die erhöhte Empfindlichkeit der modifizierten Canon 20 D wirkt sich auch sehr positiv auf die korrekte farbliche Wiedergabe der Nebel mit Reflexions- und Emissionsanteilen aus, d.h. der Rotanteil ist auch in entsprechender Intensität auf der späteren Aufnahme vorhanden. Bei unmodifizierten Modellen wird hingegen der Blauanteil überbetont. Lohnenswert erscheint auch der Einsatz von Linienfiltern, z.B. eines gängigen H-Filters mit 13 nm oder gar 6 nm Halbwertsbreite.
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Abb. 5: Helixnebel, 6 x 10 min bei 1.600 ASA.
Aber auch bei Galaxien, bei denen es sich um Kontinuumsstrahler handelt, ist die erweiterte Rotempfindlichkeit sehr nützlich. Gerade die im langwelligen Kontinuum leuchtenden Bereiche der Galaxien sind mit einer unmodifizierten Kamera nicht entsprechend darstellbar. Darüber hinaus ist es mit der modifizierten Canon 20 D bei Einsatz entsprechender Filtertechnik (z.B. mit einem UHC- oder IDAS-Filter) möglich, rote Emissionsnebel in einer Galaxie kontrastverstärkt zu fotografieren. Bei einigen großen H II-Regionen in benachbarten Galaxien sind auch bereits Strukturen erkennbar. Am Nordhimmel ist dies beispielsweise NGC 604, die größte H II-Region der Galaxie M 33. Mit einem lichtstarken Teleskop ist diese H II-Region bereits auf kurz belichteten Aufnahmen selbst in Stadtnähe zu erfassen.
Einschränkungen bei der Objektauswahl gibt es somit mit der modifizierten Canon 20 D kaum, allerdings sollten je nach gewählter ,,Empfindlichkeit" nach meiner Erfahrung mindestens vier bis sechs Aufnahmen des gleichen Objekts mit gleicher Belichtungszeit gemacht werden.Auch trotz der internen Rauschunterdrückung ist immer noch ein ,,Farbrauschen" festzustellen, es ist und bleibt eben eine ungekühlte
CMOS-Kamera. Mit mehreren Aufnahmen kann jedoch auch dieses Farbrauschen effektiv unterdrückt werden. Dabei gilt: Je mehr Aufnahmen, desto besser wird das Rauschen unterdrückt!
Für alle zu fotografierenden Objekte gilt: Es ist unbedingt eine besonders lichtstarke Öffnung des Teleskops bzw. Teleobjektivs zu empfehlen. Bei der modifizierten Canon 20 D sind die Belichtungszeiten aufgrund des stärker werdenden Rauschens zeitlich limitiert. Als geeignete Teleskope zur Deep-Sky-Fotografie sind daher NewtonTeleskope oder lichtstarke apochromatische Refraktoren zu empfehlen. Gleiches gilt für alle anderen lichtstarken Systeme. Bei der Verwendung von SchmidtCassegrain- oder Maksutov-CassegrainTeleskopen empfiehlt sich zur Erzielung höherer Lichtstärke die Verwendung von Shapleylinsen (Fokalreduktoren).
Bildbearbeitung Dieses Thema ist sehr komplex und würde den hier gesetzten Rahmen sprengen, daher spreche ich dies hier nur kurz an. Leider ist das gewonnene Rohbild noch kein perfektes Astrofoto und daher ist eine Bildbearbeitung unbedingt erforderlich. Wie bei der chemischen Fotografie führt
auch bei der Digitalfotografie kein Weg an der digitalen Dunkelkammer mittels PC und Software vorbei.
Hier eine beispielhafte und sehr vereinfachte schematische Darstellung der Bildbearbeitung für Aufnahmen, bei denen ein internes Dunkelbild gemacht wurde: Im ersten Schritt müssen die Rohbilder in ein 16-Bit-Format umgewandelt werden, z.B. TIFF oder FITS. Hierfür eignen sich verschiedene Programme. Empfehlenswert ist Photoshop CS oder CS II von Adobe, welches auch eine Farbstörungsreduktion und Entfernung von übrig gebliebenen heißen Pixeln bietet. Das von Canon mitgelieferte Programm bleibt jedoch weit hinter den Möglichkeiten von Photoshop zurück und sollte daher nicht verwendet werden. Im nächsten Schritt erfolgt die elektronische Übereinanderlegung der Aufnahmen, dies wird auch als ,,Stacken" bezeichnet. Hierfür ist eine Registrierung der Aufnahmen erforderlich, um eine Ausrichtung der Aufnahmen zu ermöglichen. Ich benutze dafür Images Plus 2.5 von Mike Unsold [7], mit dem auch die Umwandlung ins 16-Bit-Format, der Abzug von Dunkelbildern und die Flatfield-Korrektur möglich ist.
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Abb. 6: NGC 6559, 6 x 10 min bei 1.600 ASA.
Im dritten Schritt erfolgt die eigentliche Bildbearbeitung (u. a. Tonwertkorrektur, Gradationskurve, Farbbalance, unscharfe Maske etc.). Hierfür benutze ich wiederum das Programm Photoshop von Adobe. Natürlich bieten auch andere Bildbearbeitungsprogramme hier entsprechende Möglichkeiten, wobei ich und viele andere Astrofotografen die besten Erfahrungen mit Photoshop gesammelt haben [8].
Fazit Die modifizierte Canon 20 D ist hervorragend für die Astrofotografie geeignet. Sie bietet viel Spaß und auch schnelle Erfolgsmöglichkeiten aufgrund des unkomplizierten Handlings. Die Modifikation ermöglicht ihre uneingeschränkte Verwendung für alle Bereiche der Deep-Sky-Fotografie. Nachteilig ist und bleibt - auch bei einer modifizierten Canon 20 D - gegenüber den für Astrozwecke gebauten CCD-Kameras die geringere Farbtiefe von nur 12 Bit und die fehlende Kühlung des CMOS-Chips. Trotzdem kann bei der modifizierten 20 D von einer sehr gut für die Astrofotografie geeigneten Kamera gesprochen werden. Das relativ geringe Gewicht und die Unabhängigkeit von einem PC oder Notebook ermöglichen einen problemlo-
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sen Einsatz auf Exkursionen. Es macht daher viel Spaß, mit dieser Digitalkamera auf die Jagd nach Deep-Sky-Objekten zu gehen. Weitere Digitalaufnahmen und auch Tipps & Berichte rund um das Thema Astrofotografie sind auf meiner Webseite unter www.astrohoppe.de zu finden.
Aufnahmen Alle Aufnahmen entstanden mit einer modifizierten Canon 20 D und einem TMB-Apochromaten 100 mm/800 mm plus Shapleylinse (Tele Vue Reducer/ Flattner 0,8-fach = f/6,4). Grundsätzlich wurde der interne Dunkelbildabzug vorgenommen. Die Nachführung erfolgte visuell mit einem Nachführansatz Vixen GA-4 an einem Refraktor Pentax 75 SDHF.
Literaturhinweise:
[1] Hoppe, Michael: Digitale Astrofotografie mit der Canon EOS 10 D, SuW 7/2005, Seite 76 ff.
[2] Webseite der Firma Hutech, siehe www. hutech.com
[3] Webseite der Firma Astrolumina, siehe www.astrolumina.de
[4] Webseite der Firma Scopequipment, siehe www.scopequipment.com
[5] Jung, Manuel: Eine digitale AstroSpiegelreflexkamera, Interstellarum 44, Februar/März 2006, S. 72 ff.
[6] Häfner, R.: Grundlagen der Spektralanalyse. In: Handbuch für Sternfreunde, Bd. 1, S. 339 ff., Springer-Verlag 1989, ISBN 3-540-50763-9
[7] Webseite der Firma Mike Unsold, Software ,,Images Plus", siehe www. mlunsold.com
[8] Lodriguss, J.: Photoshop for Astrophotographers, siehe www.astropix. com
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Ursa Minor Dwarf - ein neues Projekt der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
Zwerggalaxien sind schwierige Objekte, das hat unser Projekt aus den Jahren 2003 bis 2004 klar gezeigt. Dabei waren die irregulären Dwarfs mit ihrem enthaltenen Gas, Staub und zahlreichen Sternentstehungsgebieten eindeutig die leichteren und attraktiveren Objekte. Viel schwieriger nachzuweisen sind die sphäroiden Dwarfs (dSph), die überwiegend aus entwickelten, mittelalten bis alten Sternpopulationen aufgebaut sind. Die helleren dSph-Galaxien wie Fornax und Sculptor Dwarf am Südhimmel sowie Leo I und II am Nordhimmel ähneln überdimensionalen Kugelsternhaufen, allerdings ohne deren typische Sterndichte und Sternkonzentration zur Mitte hin zu erreichen. Bei den noch lichtschwächeren dSph-Galaxien wie Draco Dwarf oder Ursa Minor Dwarf besteht das Problem ganz einfach ausgedrückt darin, dass sie im Prinzip nur als lokale Verdichtungen des Sternenhintergrundes erkennbar sind, nicht als aufgehellte, von Sternen verschmierte Flächen. Sie heben sich daher kaum vom Himmelshintergrund ab.
Die VdS-Fachgruppe Astrofotografie startet nun in diesem Winter das ehrgeizige Projekt ,,Ursa Minor Dwarf" (UMi Dwarf). Das etwa 2800 Lj durchmessende Objekt ist gravitativ an die Milchstraße gebunden und umrundet diese im Laufe von Hunderten von Millionen Jahren, ähnlich wie die Schwestergalaxie Draco Dwarf (siehe Abb. 1). UMi Dwarf ist zur Zeit etwa 250.000 Lj entfernt [1,2] und steht uns damit näher als der Kugelsternhaufen NGC 2419. Koordinaten von UMi Dwarf: RA = 15 h 09 min 11 s und DEK = +67 Grad 12´ 52´´.
Welche Anforderungen werden an die Fotografie der Projektgalaxie gestellt? Voraussetzung ist, dass die 40 Bogenminuten messende Zwerggalaxie sich deutlich von ihrer Umgebung abhebt. Dazu muss erstens das Gesichtsfeld groß genug sein, mindestens 1 bis 2 Grad. Zwecklos ist der Versuch, chemischen Film einzusetzen. Günstig sind große CCDChips in Verbindung mit kurzbrennweitigen Optiken. Dazu ein Rechenbeispiel: Ein Chip von 13 mm x 8 mm Fläche ergibt
Abb. 1: Von Schlierbach (Österreich) aus nahm Bernhard Hubl am 19./20./24. Juli 2006 mit einem TeleVue NP101 (4"-Zoll-Apo mit f = 540 mm) und einer ST-2000XM mit SBIG-Filtern Draco Dwarf auf. Luminanz: 27 x 12 min ohne Binning, R: 9 x 12 min, G: 9 x 6 min, B: 9 x 6 min (RGB 2-faches Binning). Die totale Belichtungszeit beläuft sich damit auf 9 Stunden!
bei f = 500 mm eine Bilddiagonale von 1,7 Grad. Steht ein größerer quadratischer Chip von 24 mm Kantenlänge zur Verfügung, so erhöht sich der Diagonalwinkel bei gleicher Brennweite auf 3,9 Grad. Hier könnte man also auch mit mehr Brennweite arbeiten. Zweitens muss die Optik nadelscharfe Sternpunkte erzeugen, um eine möglichst hohe Sterngrenzgröße zu erzielen, was eigentlich längere Brennweiten erfordert. Gute Optiken (z.B. Apochromaten) sind nötig, damit die Sterngrenzgröße deutlich um 21,5 mag liegt. Ohne lange Belichtungszeiten zur Erzielung eines hohen Signal/Rausch-Verhältnisses geht's auch nicht, denn ansonsten heben sich die Einzelsterne der dSph-Galaxie nicht deutlich genug vom Himmelshintergrund ab. Und drittens ist ein ganz sauberes Flatfield geboten, sonst ist die erforderliche Kontrastanhebung unmöglich. Das Projekt wird ab sofort bis einschließlich Winter 2007/8 laufen. Wer sich beteiligen möchte, sende seine Ergebnisse und Anfragen an peter.riepe@gmx.net.
Erbeten werden komprimierte Bilddateien im jpg-Format, aber möglichst in sehr guter Qualität (nicht unter 90%). Sollte die so erstellte Datei mehr als 5 MB umfassen, dann bitte eine CD senden an: VdSFachgruppe Astrofotografie, Peter Riepe, Lortzingstr. 5, 44789 Bochum. Zum Bild wird auch ein Text mit den Aufnahmedaten erbeten. Informative Beschreibungen zur Bildentstehung sollten ebenfalls beigefügt werden. Die eingeschickten Bilder werden gesammelt und dann auf unsere eigenen beiden Fachgruppen-Seiten sowie auf die VdS-Webseite gestellt:
http://astrofotografie.fg-vds.de/ http://www.astronomie.de/fachbereiche/ astrofotografie/ http://www.vds-astro.de/
Das Bildmaterial - sofern rege Projektbeteiligung zustande kommt - wird auf diesen Webseiten stets ergänzt und zum Projektende auch im VdS-Journal publiziert. Und nun viel Spaß beim Mitmachen und viel Erfolg bei der Jagd auf UMi Dwarf!
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Eisnebelhalos am 11.12.2006
auf dem Sudelfeld in Oberbayern
von Claudia Hinz
Wie die Chaostheorie bereits eindrucksvoll beschreibt, haben kleine Zufälle manchmal große Folgen. So, wie auch an diesem Tag. Nach meinem 24-Stunden-Dienst als Wettertechniker auf dem 1836 m hohen Wendelstein wollte ich nach Dienstschluss natürlich sofort heim. Allerdings hatte unser Fahrstuhl einen technischen Defekt und so habe ich eine Seilbahn später nehmen müssen. Unten auf dem Parkplatz ist dann aufgrund der vorangegangenen kalten Nacht mein Auto nicht gleich angesprungen, was ebenfalls Zeit kostete.
Meine Heimfahrt führte über die Sudelfeldpassstrasse von Bayrischzell nach Brannenburg. Auf ca. 1000 m Höhe waren vereinzelte Nebelfetzen, die aus dem Tal aufstiegen und sich langsam auflösten. In diesen zeigte sich vor mir eine Aufhellung unterhalb der Sonne. Da man bei einer solch kurvenreichen Strecke wie die über das Sudelfeld die Aufmerksamkeit beim Autofahren nicht teilen sollte, hielt ich auf dem nächsten Parkplatz an. Die Aufhellung entpuppte sich als bis dato noch sehr schwacher, aber schöner spindelförmiger unterer Berührungsbogen, der nicht weit vor mir in der Landschaft stand und nach
Abb. 1: Unterer Berührungsbogen bei einer Sonnenhöhe von 18,2 Grad , der das Halophänomen einleitete.
nur wenigen Minuten immer heller wurde. Teilweise war er nahezu so hell wie die Sonne selbst. Ich machte ein paar Aufnahmen und wollte schon weiterfahren, als mich ein weiterer
großer Stratusfetzen einhüllte und ich auf einmal inmitten von Halos stand. Überall, wohin ich auch blickte, waren Bögen, deren Identität mir im ersten Moment völlig schleierhaft war, zu sehen. Auch direkt über mir spannte sich ein kleiner weißer Bogen wie ein Heiligenschein über mein Haupt.
Abb. 2: Zusammengefügtes Panorama im Original (oben) und mit Unschärfemaske mit Gegensonnenbögen (links), Horizontalkreis, Untersonnenbogen sowie rechts Infraund Supralateralbogen.
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Das Problem bei der Bestimmung der vielen vorhandenen Haloarten waren die fehlenden Vergleichsmöglichkeiten mit anderen Bögen, weil diese sich an vollkommen anderen Orten im dreidimensionalen Raum befanden, als ich sie gedanklich anhand von Simulationen platziert hätte. Selbst den Horizontalkreis habe ich nicht gleich als solchen erkannt, da er wie eine elliptische Kometenbahn in einiger Entfernung in Augenhöhe vor mir schwebte. Auch waren die meisten Erscheinungen keine scharf definierten Bögen, sondern zumeist sehr diffuse Lichtansammlungen in tanzenden Eiskristallen. Leider hatte ich kein Weitwinkelobjektiv dabei und habe insofern versucht, einfach alles irgendwie zusammen mit Positionshinweisen aufs Bild zu bekommen. Auch habe ich versucht, mehrere 360 Grad -Panoramaaufnahmen zu machen, die sich aber leider später nicht als solche sau-
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Abb. 3: Zusammengefügtes Bild aus 3 Fotos mit 22 Grad -Ring, oberem und unterem Berührungsbogen, Horizontalkreis und Supralateralbogen
ber zusammenfügen ließen
Als ich sah, dass meine drei Chipkarten dem Ende zugingen, rief ich meinen Mann Wolfgang an, der daheim schon mit dem Essen wartete. Ich sagte, er solle alles stehen und liegen lassen, seine Kamera bereit machen und auf mich warten. Ich holte ihn, in der Hoffnung, dass das Halospektakel noch eine Weile anhält.
Nach einer Rekordzeit von 20 Minuten war ich bei meinem Mann und bin ebenso schnell zurückgefahren. Oben auf dem Sattel dann (für mich) die enttäuschende Erkenntnis, dass alles außer oberer und unterer Berührungsbogen bereits weg war. Ok, der untere war bei unserer Ankunft noch gleißend hell, dennoch machte ich nur noch vereinzelt Fotos, während Wolfgang völlig erfreut mehrere Aufnahmereihen
Abb. 4: Unterer Berührungsbogen als Abschluss des Halophänomens bei einer Sonnenhöhe von 13,5 Grad
machte. Allerdings verblasste alles ziemlich schnell und wir machten uns auf die Rückfahrt.
Nach nur 100 m ging es wieder los. Diesmal war unser Standort besser gelegen und wir konnten hinunter ins Tal blicken, so dass der untere Berührungsbogen als Schleife sichtbar war. Auch 22 Grad -Ring und linke Nebensonne zeigten sich.
Daheim machten wir uns an die Auswertung der Bilder. Mein Phänomen, welches ich von 12.49-13.15 Uhr MEZ bei einer Sonnenhöhe von 18 Grad beobachtete, bestand aus 15 Haloarten mit 17 Erscheinungen (sortiert nach Beginn):
- gleißend heller unteren Berührungsbogen
- sehr heller oberen Berührungsbogen in sehr nahen Eiskristallen
- vollständiger, ebenfalls sehr heller 22 Grad -Ring
- vollständiger und gut sichtbarer Horizontalkreis
- linker heller Infralateralbogen - auffälliger und gut sichtbarer Unter-
sonnenbogen - vollständiger heller und farbiger
Supralateralbogen - obere und untere Lichtsäule von der
Sonne bis zu den beiden Berührungsbögen reichend - Gegensonne - Trickers und diffuse Gegensonnenbögen - Sonnenbogen (als diffuser aufglitzernder ,,Heiligenschein" direkt über mir) - Moilanenbogen - 46 Grad -Ring, wobei er eindeutig als solcher nur links unten erkennbar war - eine kurzzeitige rechte 120 Grad -Nebensonne - ein ebenso kurzzeitiger Parrybogen - Wegeners Gegensonnenbogen, von dem vor allem der Teil oberhalb der 120 Grad Nebensonne als Schnittstelle mit dem Untersonnenbogen zu sehen war.
Dieses Halophänomen war aufgrund seiner Dreidimensionalität, welche mir das Gefühl gab, ein Teil des Halos zu sein, das eindrucksvollste, das ich je gesehen habe. Und im Nachhinein bin ich äußerst dankbar für den defekten Fahrstuhl, denn ohne diese dadurch ausgelöste Verspätung hätte ich dieses Halophänomen nie sehen können!
Weitere Bilder unter: http://www.glorie.de/061211/page1.html
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Luftspiegelungen über dem Königssee in den Berchtesgadener Alpen
von Claudia und Wolfgang Hinz
Wir wollten das ruhige warme Wetter am 17. Oktober nutzen, um über den Königssee nach Salet zu fahren und am Obersee zu wandern. Leider galt seit dem Vortag der Winterfahrplan, nach dem die Fähre nur noch in die Touristenhochburg St. Bartholomä fuhr. Nix für uns und so wanderten wir zum etwas höher gelegenen Malerwinkel, um die herrliche Herbststimmung auf Film zu bannen.
Nachdem wir genügend schöneAufnahmen im Kasten hatten, wollten wir eigentlich schon zurück, als uns auffiel, dass die Schiffe irgendwie seltsam aussahen und das Wasser scheinbar nicht berührten. Auch das Bootshaus von St. Bartholomä schwebte in der Luft. Ein Blick in's Fernglas brachte schließlich noch weitere Luftspiegelungen an den Tag und je näher man am Wasser schaute, desto heftiger wurden sie. Da standen Wassermauern in der Luft, die normalerweise einstöckige berühmte Wallfahrtskapelle schien um zwei Stockwerke gewachsen zu sein und irgendwelche Wesen ferner Planeten wurden scheinbar von den Schiffen quer über das Wasser gejagt. Der Grund für die Trugbilder war eine warme Luftschicht direkt über dem Wasser des kalten Gebirgssees, der durch die umliegenden Berge von jeglichen Luftbewegungen abgeschirmt war. Dadurch konnte sich die Inversionsschicht über längere Zeit erhalten. Da wir aus einer Entfernung von 4,5 km in sehr flachem Winkel auf die Inversionsschicht geblickt haben, wurde das Sonnenlicht zum Auge hin sehr stark gekrümmt. Für uns war es eine sehr große Überraschung, welche vielfältigen Luftspiegelungen über einem Bergsee zu sehen sind, denn bisher wurden solche umfangreichen Fata Morganen fast ausschließlich in Wüstengegenden, über dem Meer oder in Form von Bergspiegelungen bei Inversionswetterlagen gesichtet.
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Abb. 1-5: Die Bilder zeigen die nach unten gespiegelten, schwebenden oder bis zur Unkenntlichkeit verzerrten Schiffe auf dem Königssee sowie Bäume und Gebäude in St. Bartholomä
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Rechnerische Bestimmung von Radius und Mittelpunkt eines Kreises anhand eines Kreisabschnitts
von Christian Sturm
Angefangen hat es damit, dass ich durch die Beobachtung des unterschiedlichen MonddurchmessersaufdessenEntfernungsänderung schließen wollte. Ich fotografierte den Mond in einem Abstand von mehreren Tagen bei gleichen optischen Kenngrößen. Vergrößert sich der Monddurchmesser um einen bestimmten Prozentwert, verkürzt sich der Mondabstand um den gleichen prozentualen Wert und umgekehrt. Diese Aussage ist mathematisch nicht exakt, ist aber für das geschilderte Problem praktisch anwendbar. Um den Durchmesser des Mondes auf dem Bild zu bestimmen, lud ich das Bild der Mondsichel in ein Grafikprogramm und zeichnete einen Kreis mit bestmöglicher Übereinstimmung mit dem Mondrand. Diese zeitaufwendige Arbeit führte zu guten Ergebnissen. Die Bestimmung des Durchmessers gelang mit dieser Methode recht gut. Ich fragte mich, ob man es mit einer anderen Methode zuverlässiger ermitteln kann.
Im VdS-Journal für Astronomie [1] las ich dann, wie man das Bild eines Planeten - z.B. des Mars - mit dem Programm IRIS in eine Karte in Mercatorprojektion umsetzen kann. Dort muss man ebenfalls den Mittelpunkt des Planetenkörpers und dessen Radius kennen und angeben. Da war die Frage wieder da: wie kann ich ohne langwieriges ,,Kreismalen" gezielt zu den gewünschten Werten kommen? In diesem Beitrag soll eine mathematische Lösung vorgestellt werden. Diese wurde von mir in zwei Programmlösungen eingebettet, die hier ebenfalls gezeigt werden.
Ein Kreis kann bestimmt sein durch drei
Punkte auf seinem Umfang. Sind diese
drei Punkte mit den Koordinaten x1, y1, x2, y2, x3 und y3 sowie der Mittelpunkt des Kreises mit xm und ym beschrieben, können folgende Gleichungen aufgestellt werden.
r2 = (x1 - xm)2 + (y1 - ym)2
(1)
r2 = (x2 - xm)2 + (y2 - ym)2
(2)
r2 = (x3 - xm)2 + (y3 - ym)2
(3)
wobei r der Radius des Kreises ist. Diese drei Gleichungen beinhalten die drei Unbekannten xm, ym und r und gehen von einem Kreis aus (Ellipse mit e=0).
Durch Umstellen der Gleichungen erhält man
x 2 3 (y1 - y2) + (x 2 1 + (y1 - y2)(y1 - y3))(y2 - y3) + x 2 2 (-y1 + y3)
(4)
xm =
2(x3(y1 - y2) + x1(y2 - y3) + x2(-y1 + y3))
- x 2 2 x3 + x12(-x2 + x3) + x3(y 2 1 - y 2 2 ) + x1(x 2 2 - x 2 3 + y 2 2 - y 2 3 ) + x2(x 2 3 - y 2 1 + y 2 3 ) (5) ym =
2(x3(y1 - y2) + x1(y2 - y3) + x2(-y1 + y3))
Schön und gut, aber wie geht man nun vor? Das vorhandene Bild wird in ein Grafikprogramm geladen, mit dessen Hilfe man Bildpunktkoordinaten ablesen kann. Man versucht möglichst genau drei Punkte mit deren Koordinaten zu ermitteln. Die Koordinaten können durchaus im Subpixelbereich abgelesen werden. Gerade bei Bildern, die einer Kompression unterliegen (z.B. JPEG), zeigen sich keine harten Kanten sondern ein Übergangsbereich. Diese sechs Pixelwerte werden nun den Gleichungen 4, 5 und 6 zugeführt und ergeben den Mittelpunkt und den Radius. Dabei ist prinzipiell unerheblich, wo, und in welcher Reihenfolge die Punkte am Umfang platziert werden. Versuche mit unterschiedlich positionierten Punkten haben gezeigt, das die Punkte ein Kreissegment von mindestens 70 Grad aufspannen sollten. Bei kleineren Winkeln entstehen Lösungen, die stark von der korrekten Lösung abweichen können. Auch sollten die drei Punkte möglichst gleichverteilt sein. Optimal sind drei Punkte im Abstand von 120 Grad - das setzt natürlich einen bereits bekannten Vollkreis voraus. In der Praxis wird man die drei Punkte über einen Winkel von über 100 Grad verteilen können. Auch die Richtung der steigenden Y-Werte (bei Grafikprogrammen üblicherweise nach unten, sonst häufig nach oben) ist unerheblich.
Abb. 1 (oben): Beispiel der Auswertung einer Aufnahme des Mondes; die Punkte P1 (601; 156), P2 (589; 563) und P3 (179; 661) werden abgelesen und ergeben den Mittelpunkt bei M (321,7; 51,4) und einen Radius von r= 340,9
Die hier gezeigte Methode kann bei kreisrunden Objekten angewendet werden. Bei Saturn etwa (starke Abplattung!) ergeben sich falsche Ergebnisse. Auch bei Objekten, die aufgrund der geringen Entfernung zum Horizont durch die Refraktion eine vertikale Stauchung erfahren, kann diese Methode nicht angewendet werden. Hier könnte eine ähnliche Methode entwickelt werden, die von einem Ellipsoid ausgeht.
Die Ermittlung von xm, ym und r ist eine fehleranfällige Fleißarbeit am Taschenrechner. Daher habe ich eine Lösung in Excel und eine Lösung mittels Tool Command Language (TCL) erarbeitet (TCL ist eine betriebssystemunabhängige Sprache und kann neben Windows auch auf mehreren Unix-Derivaten verwendet werden).
In Excel gibt man in die gelb hinterlegten Felder die ermittelten Koordinaten ein und bekommt in den hellgrün hinterlegten Feldern die Ergebniswerte. In der TCL-Oberfläche ist die Vorgehensweise
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zunächst die selbe. Nach Eingabe der sechs Werte sind mit ,Calculate` die Ergebnisse zu berechnen. Das Excel-Blatt kann bei [2], das TCLProgramm bei [3] heruntergeladen werden. Für den Aufruf des TCL Programms muss TCL installiert sein. Dies kann kostenfrei bei [4] heruntergeladen werden. Die mit Hilfe des Mathematikprogramms Mathematica ermittelte Lösung kann als Notebook-Datei bei [5] heruntergeladen werden. Die Nutzung dieser Datei erfordert ein installiertes Mathematica.
Sind den Lesern andere Methoden bekannt, wäre ich sehr daran interessiert.
Literaturhinweise
[1] Bernd Gährken, 2006, ,,Planetenkartografie mit IRIS", VdSJournal für Astronomie Nr. 20, (II/2006), 83
[2] Excel-Blatt, http://www.lx200.de/data/ findcenter_xls.zip (3 kB)
[3] TCL-Programm, http://www.lx200.de/data/ findcenter_tcl.zip (3 kB)
[4] Tool Command Language (TCL), freier Download, http://www.activestate. com/store/activetcl/download/ (je nach Betriebssystem 15 bis 23 MB)
[5] Mathematica Notebookdatei, http:// www.lx200.de/data/findcenter_nb.zip (3 kB)
Abb. 2: Programmoberfläche in TCL
Abb. 3: Programmoberfläche in Excel
Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
Liebe Sternfreunde,
tere Neuerung sei die Überarbeitung der zum mitdiskutieren. Dies finde ich sehr
zum Zeitpunkt des Verfassens dieser Zeilen Projektseite genannt. Entgegen der alten schade. Hier möchte ich alle Sternfreunde
stecken wir mitten in den Vorbereitungen Form, sollen nun auf der neuen Seite aufrufen, sich mehr einzubringen! Infos
für unser jährliches Deep-Sky-Treffen auch Projekte genannt werden, die nicht zur Liste bzw. zur Anmeldung sind auf
welches wir wieder mit den Kollegen aus als offizielles Fachgruppenprojekt aus- unserer Webseite unter dem Menüpunkt
der Fachgruppe Astrofotografie ausrich- gewiesen, jedoch ganz klar als private ,,Mailingliste" zu finden.
ten. Über Impressionen und den Ablauf der Deep-Sky-Beobachtungsprojekte erkenn-
Veranstaltung berichten wir im nächsten bar sind. So könnten mehr Sternfreunde Und nun zu den Beiträgen in diesem Heft.
Journal.
animiert werden dort mitzumachen. Thomas Grunge berichtet über seinen
Aktuell sind aber noch andere Dinge Unsere FG-Projekte werden durch farbli- ,,Astrourlaub in den Alpen". Im Artikel
in Vorbereitung. So zum Beispiel die che Kennzeichnung erkennbar sein. Auch von Nils Behm und Caroline Reinert
Umgestaltung unserer Webseite, die eini- wollen wir in Zukunft nicht nur im VdS- geht es um ,,Die AG Deep Sky des ASL
ge Änderungen erfahren hat und noch Journal über die Ergebnisse der Projekte 2006. Begegnungen mit der Milchstraße,
erfahren wird. Beim Besuch von www. berichten, sondern auch direkt auf der einem Quasar und einem Riesendobson".
fachgruppe-deepsky.de fällt auf, dass Webseite den Projektstatus zeigen. Die Die restlichen Beiträge behandeln (im
die Seite ,,Aktuell" nun schon auf der Überarbeitung der Projektseite hat Uwe Nachgang des letzten Schwerpunktthemas)
Startseite mit den jeweiligen Neuigkeiten Glahn bewerkstelligt - hierfür ein herzli- die Planetarischen Nebel. Bernd Gährken
zu finden ist. Dies soll dem Besucher auf cher Dank!
hat sich die ,,Zentralsterne im Fernglas"
den ersten Blick zeigen, was sich ändert Ein Thema, welches mir schon lange ,,auf vorgenommen und Jens Bohle berichtet
und welche Neuigkeiten es gibt. An dieser der Leber liegt" ist unsere Deep-Sky- über ,,M 27 und ein bisschen mehr" (hierzu
Stelle sei unserem Webmaster Matthias Mailingliste. Hier sehe ich seit geraumer wird ein weiterer Teil folgen).
Juchert für seine Arbeit gedankt! Als wei- Zeit einen Trend zum mitlesen aber nicht Ihr/ Euer Jens Bohle
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Astrourlaub in den Alpen
von Thomas Grunge
D E E P - S K Y 71
,,Schau dir bloß mal die vielen Sterne an!" - Diesen oder ähnliche Aussprüche hört man immer wieder, wenn Leute aus den lichtverschmutzten Ländern Europas eine klare Nacht in den Alpen erleben. Unter Sternfreunden ist es ja schon hinlänglich bekannt, dass man in den Alpen auf exzellente Beobachtungsbedingungen trifft. Beobachtungsplätze wie beispielsweise die Edelweißspitze (Österreich) oder der Gornergrat (Schweiz) tauchen immer
besten mit Gleichgesinnten zusammen, in dem wir in aller Ruhe die Alpen genießen und gleichzeitig unserem Hobby nachgehen können. Daher entschlossen wir uns, Jens Bohle und ich, zur Neumondphase des September 2005 eine Woche Astrourlaub einzulegen. Doch wohin? Es sollte eine möglichst dunkle Region sein, hochgelegen, mit dem Auto erreichbar und dennoch abseits genug um unsere Geräte die Woche über aufgebaut stehen lassen zu
können. Aufgrund persönlicher Urlaubserfahrung von Jens wählten wir die Latschach-Alm südlich von Hermagor in Kärnten, Österreich, aus. Die Lichtverschmutzungskarte von Österreich zeigt zwar, dass es bessere Gebiete in Kärnten
Abb. oben: Dämmerung auf der Latschach-Alm
für unsere Zwecke gibt, jedoch waren alle anderen Voraussetzungen erfüllt und zusätzlich Beobachtungserfahrung von Jens vorhanden.
So trafen wir am späten Nachmittag des 4. September, mit einem bis unters Dach mit Astroausrüstung vollgestopften Wagen, auf der Alm ein. Die Formalitäten mit dem Hüttenbesitzer waren unkompliziert und schnell erledigt. Wir richteten uns häuslich ein und bauten unsere Teleskope, ein 20"Dobson und ein 10"-Newton, gleich auf (Abb. 1). Die Hütte war größer als erwartet, wir hätten mit 8 Personen einziehen können. Neben einigen Wanderern wurden wir sehr schnell von den unglaublich neugierigen Kühen besucht (Abb. 2). Ein Glück, dass es den Zaun gab, sonst wären
Abb. 1: Ankunft auf der Latschach-Alm. 46 Grad 35'N, 13 Grad 27'E, 1519 m ü. NN.
wieder in einschlägigen Internetforen auf, wenn über außergewöhnlich gute Beobachtungen berichtet wird. Nun liegen die Alpen für die meisten Sternfreunde nicht gerade vor der Haustür, und ein Wochenendausflug ist wegen der oft großen Entfernung nicht zu realisieren.
Warum nicht einfach mal mit den Teleskopen in den Urlaub fahren? - Also quasi einen Astrourlaub in den Alpen, am
Abb. 2: Neugierige Kühe sind eine echte Gefahr für Teleskope und Autos - ein Zaun ist da unbedingt nötig.
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Beobachtungsprogramm wurde ausgiebig abgearbeitet. Da wir eigentlich mit einigen bewölkten Nächten gerechnet hatten, blieb viel Zeit um beobachtungstechnisch richtig in die Tiefe zu gehen. Mit meinem 10-Zöller hatte ich mir hauptsächlich M 31 vorgenommen. Ich konnte viele Sternansammlungen und Kugelsternhaufen aus dem Atlas of the Andromeda Galaxy" von Paul W. Hodge identifizieren und zeichnen (Abb. 4). Man bekommt durch
Abb. 3: Der Herr über Pfannen und Bratkartoffeln bereitet unser Abendessen vor.
uns die Viecher bis in die Optiken gekrochen. So weit ab vom Schuss gab es natürlich kein fließend Wasser - wir mussten es von einer ständig plätschernden Tränke direkt vor der Hütte holen - und keine 230 V-Stromversorung. Die 12 V-Anlage in der Hütte versorgte uns jedoch zuverlässig mit Licht und Radio. Gekocht und geheizt wurde mit Holz und einer Kochmaschine wie man sie aus Küchen um die Mitte des letzten Jahrhunderts kennt. Das Knistern des brennenden Holzes und die angenehme Wärme der Kochmaschine machten den Aufenthalt in der großen Küche sehr angenehm. Zusätzlich stand ein gasbetriebener Kühlschrank und ein Gasherd zur Verfügung, der ausgiebig benutzt wurde (Abb. 3).
Abb. 4: Offene Sternhaufen C 202/203 (Hodge) in M 31. 10"-Newton f/4,5 bei 160facher Vergrößerung.
die intensive Beobachtung eine unglaublich gute Vorstellung des Objektes, und so kann ich heute noch, sogar aus dem lichtverseuchten Ostwestfalen, Details in unserer Nachbargalaxie erkennen, die ich vor dem Astrourlaub schlicht weg nicht gesehen hätte. Nach vier Nächten Astro pur wurde ein
Abb. 5: Die 2571 m hohe Edelweißspitze an der Großglockner Hochalpenstraße.
Mit dem Wetter hatten wir wirklich Glück. In der gesamten Woche waren alle Nächte wolkenlos. Es kam dann auch nach dem vierten Sonnenaufgang in Folge so etwas wie Beobachtungsmüdigkeit auf. Unser zuvor zusammengestelltes
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Ausflug zur Edelweißspitze (Abb. 5) an der Großglockner Hochalpenstraße unternommen. Wir quartierten uns für einen Tag im Wallackhaus ein und trafen dort gleich auf viele bekannte Gesichter. Die kommende Nacht war, wie wir schon befürch-
tet hatten, wieder klar. Auf der 2571 m hohen Edelweißspitze angekommen staunten wir nicht schlecht. Dort standen mindestens 20 Teleskope und wir hatten sogar leichte Probleme auf dem großen Parkplatz einen guten Beobachtungsstandort zu ergattern. Zunächst etwas dunstig wurde es immer besser, sogar der Wind schlief fast bis zur Windstille ein. Im Vergleich zu unserer 1500 m hohen Alm war die Durchsicht hier noch einmal deutlich besser. Die Grenzgröße konnte ich in UMa auf 7,2 mag bestimmen. Der Anblick des Sternenhimmels, besonders aber das galaktische Zentrum im Schützen, war einfach überwältigend. Mit bloßem Auge waren so viele Deep-Sky-Objekte zu sehen, dass ich mich ob der Objektfülle gar nicht entscheiden konnte, wo ich als norddeutscher Flachlandbeobachter zuerst anfangen sollte. Besonders beeinduckend stach die Schildwolke mit seinen vielen Sternhaufen und Nebeln aus dem Sternengewimmel heraus. Da ich sowieso kein Beobachtungsprogramm für diese Nacht hatte, spazierte ich visuell durch unsere Galaxis. Gigantisch - das muss man einfach mal selber sehen! Nach kurzer Nachtruhe fuhren wir morgens die Großglockner Hochalpenstraße noch einmal im Tageslicht ab. Das Wetter war immer noch hervorragend, so konnten wir die herrlichen Panoramen genießen und digital festhalten. Gegen Nachmittag trafen wir wieder auf der Latschach-Alm ein. Am nächsten Tag reisten wir ab um uns, quasi auf halber Strecke, auf dem BTM mit anderen Sternfreunden zu treffen. Es ist ein kleines aber feines Teleskoptreffen in Pfünz im Altmühltal. Veranstalter Uli Zehndbauer begrüßte uns gleich an der Zufahrt zum Gelände. Nachdem wir unser Zelt aufgebaut hatten, besichtigten wir das neu errichtete Vereinsheim, das mit einer gut ausgestatteten Küche nebst Speisesaal, sanitären Einrichtungen, Schlafstätten und einem Vortragsraum nichts an Komfort zu wünschen übrig ließ. Hier, unter Freunden und Astrobegeisterten, ließen wir unseren Astrourlaub gemütlich ausklingen. Als Resümee kann ich sagen: Ein Astrourlaub bringt viele neue Erfahrungen. In den paar Tagen kann man mehr an Freude an der Astronomie mit nach Hause nehmen, als das ganze restliche Jahr über. Besonders die Beobachtung mit Gleichgesinnten verstärkt das Interesse an der Astronomie gegenseitig. Dieser Astrourlaub ist ab jetzt fester Bestandteil meiner Urlaubsplanung. Fortsetzung folgt bestimmt.
Abb. 6: Und immer schön locker bleiben - ist ja Urlaub! Internetseiten: Lichtverschmutzungskarte von Österreich http://www.nightsky.at/Obs/LP/LV_DMSP.jpg Beobachtungen am Gornergrat: http://www.gotodobson.de/Sternenfreunde/ Beobachtungsplaetze/Gornergrat.htm Beobachtungen auf der Edelweißspitze: http://www.nightsky.at/Obs/Glockner04/ Hermagor: http://www.hermagor.info.at/ "Atlas of the Andromeda Galaxy" von Paul W. Hodge: http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ ANDROMEDA_Atlas/frames.html Bayerisches Teleskopmeeting: http://www.beobachterforum.de/
PLUTO
,,Also, da verstehe ich etwas nicht: Pluto ist doch der Hund von Frau meyer! Okay, der ist weggelaufen! Aber wiese schreibt denn eine amerikanische Zeitung: WHAT
HAPPENED TO PLUTO ???
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Die AG Deep-Sky des ASL 2006 Begegnungen mit der Milchstraße, einem Quasar und einem Riesendobson
von Nils Behm und Caroline Reinert
Deep-Sky-Beobachtung beginnt schon mit dem bloßen Auge, stellten acht junge Hobbyastronomen zwischen 14 und 21 Jahren auf dem ASL 2006 in 936 m Höhe auf dem Aschberg in Klingenthal fest. Während tagsüber bei der Theorie über Rotverschiebung, Kataloge oder verschiedenen Galaxientypen die Köpfe rauchten, wurde nachts bei bestem Himmel das Gelernte in die Praxis umgesetzt. Mit Teleskopen von 3,5 bis 10 Zoll und dem 24 Zoll Dobson von Roland Herrmann staunten die AG-Mitglieder immer wieder, was doch unter gutem Himmel und mit den richtigen Filtern zu sehen ist.
Begonnen wurde allerdings viel einfacher, ganz ohne jegliche Technik: mit der genauen Beobachtung der Milchstraße. So einfach, wie sich das anhört, war es aber gar nicht, denn die Acht sollten das feine Band am Himmel so naturgetreu wie möglich zeichnen. Es folgte eine recht lange Zeit voll mit Betrachten, Zeichnen und manchmal auch Verzweiflung. Wenn die Milchstraße auf dem Papier einfach nicht so aussehen wollte wie am Himmel, wurde auch schon mal resigniert der Stift hingeknallt, dann aber einige Minuten später nach einem versöhnlichen Blick durch eines der vielen Teleskope der anderen ASLer wieder in die Hand genommen. Oft staunten die Teilnehmer auch darüber, wie viele Strukturen in der Milchstraße erkennbar waren, von Dunkelnebeln bis hin zu hellen Knoten im Schwan, von deren Existenz sie vorher nichts wussten. Dann wurde natürlich wieder versucht, diese in die Zeichnungen umzusetzen.
Abb. 1: Zeichnung Caroline Reinert
Am nächsten Nachmittag ging es in der AG daran, die Vorzeichnungen aus der Nacht auf schwarzes Papier zu übertragen, was, wie sich dann herausstellte, wiederum nicht so einfach war. Schnell ist etwas schiefgegangen; eine Struktur ließ sich einfach nicht richtig zeichnen, ein Blatt verknickte oder der Stift verrutschte. Aber nachdem alle viel Zeit, Geduld und Kaffee aufgebracht hatten, kamen doch Zeichnungen heraus, die sich wirklich sehen lassen können. Sicherlich sind alle Zeichnungen verschieden und alle haben ihren eigenen Stil; trotzdem stimmen sie in den wichtigsten Strukturen, die vor allem im Schwan zu finden sind, erstaunlich gut überein.
Abb. 2: Zeichnung Christoph Schneider
Dann ging es an die Teleskope. Bekannte Objekte wie der Cirrusnebel, der Nordamerikanebel und der blinkende planetarische Nebel NGC 6826 waren ein Teil der Beobachtungen. Des Weiteren standen exotisch anmutende Objekte aus den Barnard oder Biurakan Katalogen auf dem Plan. Am Ende kam jedoch heraus, dass diese aber keineswegs unbeobachtbare Katalogeinträge, sondern schöne Dunkelnebel und Sternhaufen waren, von denen allerdings im Rahmen der AG keine Zeichnungen entstanden sind. Sogar am veränderlichen Quasar BL Lacertae versuchten sich die AG-Teilnehmer einmal im 10-Zöller ihres AG-Leiters Martin Schoenball. Da der Quasar sich jedoch scheinbar im Minimum befindet, scheiterten sie an dessen mangelnder Helligkeit. Unterbrechungen der Beobachtungen
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Abb. 3: Zeichnung Justus Karl Hoyme
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Abb. 4: Zeichnung Nils Behm
Abb. 5: Zeichnung Simon Brumma
gab es aber auch immer wieder, wenn Roland ein neues Objekt im selbstgebauten Riesendobson eingestellt hatte. Begleitet von ,,Ah"- und ,,Oh"- Rufen gab es feine Filamente im Cirrusnebel oder die Spiralarme der Whirlpool-Galaxie zu sehen. Auch vor Kugelsternhaufen machte er nicht Halt und löste zum Erstaunen aller Umstehenden einfach mal aus dem Stehgreif M 13 im Herkules visuell in seine Einzelsterne auf. Auch einen Einblick in die Astronomie mit dem Computer bekamen die AGler mit Hilfe des Planetariumsprogramms Cartes du Ciel. Martin erklärte ihnen den Aufbau und die Bedienung des kostenlosen Programms, zeigte ihnen zur Verdeutlichung einige Objekte, die zum Teil auch beobachtet wurden. Somit haben letztendlich alle Teilnehmer der DESY AG einen breit gefächerten Einblick in die Weiten des Universums bekommen und werden viele neue Erfahrungen mit nach Hause nehmen. Die sechs Zeichnungen zeigen die Milchstraße im Schwan unter dem Klingenthaler Himmel.
Abb. 6: Zeichnung Tobias Schmidt
Zentralsterne im Fernglas
von Bernd Gährken
Jedem engagierten Himmelsbeobachter ist bekannt, dass sich die hellsten Planetarischen Nebel auch schon im Fernglas beobachten lassen. Alle MessierPlanetaries wie M 96, M 27, M 57 und M 76 aber auch der Helixnebel sind unter sehr guten Bedingungen als winzige Scheibchen zu erkennen. M 76 gilt dabei vielen als das schwierigste Messierobjekt überhaupt, während der Helixnebel bei einer Grenzgröße von 8 mag auf Hawaii und in den Anden angeblich auch schon mit bloßem Auge gesichtet wurde.
Die Zentralsterne dieser hellen PN sind alle relativ schwach und erst im Teleskop sichtbar. Es gibt allerdings auch einige Zentralsterne die deutlich heller sind und theoretisch im Fernglas sichtbar wären. Dazu zählen die 10 mag hellen ZS im Eskimonebel, NGC 6826 und in IC 418. Leider sind bei diesen Objekten
die umgebenden Nebel so hell, dass sie den Stern überstrahlen und dadurch die Identifizierung im Feldstecher unmöglich machen. Mit einem 60 mm-Refraktor wären sie bei 100facher Vergrößerung wohl leicht machbar, denn die theoretische Grenzgröße einer derartigen Optik liegt immerhin bei 11,4 mag. Doch mit einem 60 mmFernglas ist die theoretische Grenzgröße kaum zu erreichen, weil nicht so hoch vergrößert werden kann und dadurch der Kontrast zum Himmelshintergrund leidet. Allerdings spielt auch die Himmelsqualität eine Rolle. Die theoretische Grenzgröße bezieht sich auf einen 6 mag Landhimmel. In den Alpen kann die Grenzgröße durchaus eine Magnitude schwächer sein.
Dennoch ist der Club der direkt im Fernglas sichtbaren Zentralsterne ziemlich exklusiv und umfasst nur eine handvoll Mitglieder. Das Problem des mangelnden Kontrastes
zwischen ZS und PN-Körper lässt sich bei LoTr 5 am besten umgehen. Der Nebel selbst zählt zu den schwachen Riesen-PN, die in einem Projekt von Jens Bohle bereits näher untersucht wurden. Der Zentralstern steht frei und hat 8,7 mag. In den Alpen war eine Sichtung schon im aufgestützten 7x50 möglich. Ähnlich war es bei dem 9,4 mag hellen ZS in NGC 1514. Im 7x50 war er grenzwertig zu erahnen. Im 7x35 ist er unsichtbar und mit 20x60 ein einfaches Objekt. Möglicherweise war der ZS zur Beobachtungszeit etwas heller als offiziell angegeben. Im ,,Catalog of Galactic Planetary Nebulae" von Lubos Kohoutec wird NGC 1514 als variables Objekt geführt. Vom Nebel selbst war sowohl bei LoTr 5 wie auch bei NGC 1514 im Fernglas erwartungsgemäß nichts zu sehen. Im 13 Zoll Dobson mit UHC ist NGC 1514 dagegen einfach. Es scheint zwei Lobes zu geben. Der Nordwest-Lobe
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Mit dem Fernglas sichtbare Zentralsterne:
Objekt
Stern-mag PN-mag
LoTr 5
8,7
-
NGC 1514 9,4
10,9
Abell 35
9,6
12,0
NGC 1360 11,1
9
NGC 40
11(?)
12
Abell 36
11,7
13
NGC 246 11,8
8,5
PN-Größe 9` 2` 15` 6` 0,6` 7` 4`
Rekt. 12 55 04 09 12 54 03 33 13 01 13 41 00 47
Dek. +25 53 +30 46 -22 52 -25 52 +72 31 -19 53 -11 52
Sternbild Coma Taurus Hydra Fornax Cepheus Virgo Cetus
Bemerkung schon im 7x50 einfach
im 20x60 ZS unsicher nur im Großfernglas nur im Großfernglas
ist etwas heller. Die Südseite ist etwas schwächer. Der Nebel LoTr 5 ist größeren Optiken vorbehalten. Im 20-Zöller von Frank Richardsen war mit OIII eine erfolgreiche Identifizierung möglich. Die geringe Helligkeit ist bei LoTr 5 nur auf das hohe Alter und nicht auf die Entfernung zurückzuführen. Tatsächlich zählt LoTr 5 mit 420 Lichtjahren Distanz zu den nächstgelegenen bekannten Planetaries!
deutlich heraus. Auf 6 Uhr und 8 Uhr befanden sich 2 Sterne mit 9,9 und 10,1 mag die direkt ständig sichtbar waren. Der in der Literatur mit 11,1 mag geführte Zentralstern schien indirekt hin und wieder rauszublinzeln. Im Abstand von einem Jahr war es möglich die Beobachtung zu wiederholen. Daher wurde die Sichtung zwar als absolut grenzwertig aber doch als erfolgreich eingestuft.
Etwas schwieriger ist der Zentralstern von Abell 35. Er soll 9,6 mag besitzen. Mit -22 Grad Deklination steht er in Deutschland nur etwa 15 Grad über dem Horizont. Doch in den Alpen war bei Topbedingungen der ZS im 20x60 gut sichtbar. Sogar der 10,5 mag helle Stern 5` südwestlich konnte noch gut erkannt werden. Eine besondere Herausforderung ist der Zentralstern in NGC 1360. Der PN steht noch einmal ein paar Grad niedriger als Abell 35. Dennoch war im 20x60 schon im direkten Aufblick ein schemenhaftes Scheibchen zu identifizieren. Indirekt sprang der Nebel sogar
Bei NGC 40 sind die Helligkeitsangaben zum Zentralstern in der Literatur nicht eindeutig. Es finden sich Werte zwischen 10,7 und 11,6 mag. Auch dieser PN wird im Katalog von Lubos Kohoutec als variables Objekt geführt. Der Nebel ist mit 12 mag bei einem Durchmesser von 40" schon relativ flächenhell. Unter Topbedingungen erwies sich NGC 40 im 20x60 als anspruchsvolles Fernglasobjekt. Er erschien mal flächig mal stellar. Der Anblick erinnerte etwas an den Blinking Planetary. Bei einem zweiten Versuch unter leicht aufgehellten Himmel war nur
M 27 und ein bisschen mehr...
von Jens Bohle
Der Hantelnebel M 27 ist nach Simeis 22 der zweite Planetarische Nebel, den ich im Rahmen der Ergebnisse des Fachgruppenprojekts ,,10 PN" vorstellen möchte. M 27 gehört sicher neben dem Ringnebel M 57 zu den bekanntesten Planetarischen Nebeln. Die hohe Helligkeit lässt die Objekte bereits mit minimaler optischer Hilfe erkennbar werden. Dies gilt besonders für den Hantelnebel, der nicht nur auffällig hell, sondern auch relativ groß erscheint und bereits im kleinen Fernglas zu sehen ist. Neben den bekannten hantelförmigen Partien offeriert M 27 aber auch Strukturen außerhalb der eigentlichen Hülle die weniger bekannt sind. In diesem ersten Teil des Berichtes möchte ich zunächst nur die Ergebnisse der visuellen Beobachter präsentieren. Was von den Kollegen aus der FG Astrofotografie zum
Projekt beigesteuert haben, lesen sie im nächsten Journal.
Allein aus amateurastronomischer Sicht ließe sich eine Unmenge an Informationen zu diesem Objekt zusammentragen. Nicht anders wäre es bei den fachastronomischen Beobachtungen, da M 27 (NGC 6853) aufgrund seiner direkten Nachbarschaft zu uns ein häufig untersuchtes Objekt ist. Es sind also nicht nur die Amateure, die den Hantelnebel oft anvisieren. Als erster sah vermutlich Charles Messier am 12.7.1764 ein nebliges Objekt im Sternbild Füchslein und listete es in seinen berühmten Katalog. Ohne dass Messier es wusste, war M 27 ist der erste katalogisierte PN überhaupt. Auch im NGC erhielt der Hantelnebel eine Nummer: 6853. Wie bereits erwähnt, ist M 27 aufgrund seiner Helligkeit aber
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ein winziges Nebelchen zu sehen. Die Beobachtung endete ohne klares Ergebnis.
Wer mit einem 70 mm oder 80 mm Großfernglas auf die Jagd geht, für den gibt es 2 weitere Zentralstern-Kandidaten. Der Totenkopfnebel NGC 246 besitzt einen Zentralstern mit 11,8 mag. Er war er im 20x60 nicht mehr zu identifizieren. Etwas besser sind vielleicht die Chancen beim ZS von Abell 36 der 11,7 mag besitzen soll.
Hinweise auf Literatur und Webseiten:
Projekt ,Große Planetarische Nebel` von Jens Bohle: http://www.jens-bohle.de/lotr_5.htm
Catalog of Galactic Planetary Nebulae von Lubos Kohoutec: http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/
Kohoutek/kohoutek/WEBcgpn2/text1/ text1.html
auch wegen seiner scheinbaren Größe ein beliebtes Beobachtungsobjekt. Die stattliche Ausdehnung resultiert aus einer Entfernung. In der Literatur werden Werte von 250 bis 420 Parsec genannt. M 27 befindet sich also in unserer kosmischen Nachbarschaft. Die in vielen Quellen genannte scheinbare Größe von etwa 8` bezieht sich auf den Hauptkörper des Nebels. Dieser erscheint im kleinen Teleskop hantelförmig und bei der Nutzung größerer Optiken zeigt sich der PN als rundliche Blase. M 27 ist ein Paradeobjekt für die Beobachtung mit Schmalbandfiltern wie etwa einem UHC-Filter. Aber auch ein [OIII]-Linienfilter ist bei der Beobachtung sinnvoll. Interessant ist m. E. der Anblick durch ein Hß-Linienfilter. In meinem 50 cm-Teleskop war das sonst ,,gleißend" helle Objekt kaum noch erkennbar! Auf
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Fotografien dominiert der PN in den grünen Farben, was die Verwendung des genannten [OIII]-Linienfilters empfiehlt.
Seine scheinbare Größe am Himmel macht ihn schon zu den größeren PN am Himmel. Besonders langbelichtete fotografische Aufnahmen zeigen aber eine weitaus komplexere Struktur des Hantelnebels, denn wie viele seiner Artgenossen zeigt auch M 27 ausgeprägte Halostrukturen. Diese weitaus schwächeren Nebelmassen, welches sich an die bekannte Nebelhülle nach außen anschließen, lassen den Durchmesser des Hantelnebels um mehr als das Doppelte anwachsen. Dies ist nicht ungewöhnlich. Bei dem bereits erwähnten Ringnebel M 57 ist der Faktor zwischen Hauptkörperdurchmesser und Durchmesser des Halos noch größer. Die Ausdehnung von M 57 misst insgesamt über 200" (der ovale Hauptkörper bringt es auf etwa 70"). Um sich dies zu veranschaulichen sei kurz erwähnt, dass langbelichtete Aufnahmen zeigen, dass die äußere Nebelhülle von M 57 scheinbar bis an die benachbarte Galaxie IC 1296 heranreicht. Schaut man sich im Teleskop den PN und die kleine Galaxie an, so kann man die wahre Größe des Ringnebels abschätzen. Noch extremer ist der Größenzuwachs beim Katzenaugennebel NGC 6543. Hier wird der gesamte Nebelkomplex um das 20fache größer. Doch zurück zu M 27. Wie wir nun wissen, ist der Hantelnebel tatsächlich viel größer und komplexer als auf den ersten Blick erkennbar. Doch was hat es mit diesen Halostrukturen auf sich und wie sieht es mit der amateurastronomischen Beobachtung dieser äußeren Strukturen aus?
Zunächst möchte ich kurz auf die Natur des Halos eingehen. Die Halostrukturen gehen auf Massenverluste zurück, denen ein Roter Riesenstern erliegt und diese Materie in Form eines langsamen Sternenwindes stoßweise auswirft. Der Halo ist somit wesentlich älter als der PN selbst. Dieser Vorgang erstreckt sich etwa über einen Zeitraum von 1 Mio. Jahre. Dadurch entsteht eine expandierende Hüllenstruktur um den sterbenden Stern bevor der eigentliche Planetarische Nebel bzw. der weiße Zwergstern entsteht. Erkennbar wird der Halo erst später und zwar dann, wenn der PN-Körper durch die Expansion im Laufe der Zeit ,,optisch dünner" wird und somit die energiereiche Lyman-Strahlung (ultravioletter Bereich) des Zentralsterns den inneren PN-Körper durchdringen kann.
Abb. 1: Zeichnung Martin Schoenball: M 27 bei 197facher Vergrößerung am GSO Dobson (Newton 250 mm) bei fst 6,4 mag.
Die Strahlung regt den Halo zum Leuchten an. Ferner macht sich der Halo auch durch die Wechselwirkung mit interstellarer Materie bemerkbar. An diesen Orten verdichten sich Nebelmasse und interstellares Medium und zeigen sich als filamentartige
Aufhellungen. Als erster entdeckte J. D. Duncan im Jahr 1937 Halostrukturen beim bereits erwähnten M 57. Der Halo um M 27 wurde 1974 erstmals erkannt. In [1] wird erwähnt, dass man davon ausgeht, dass jeder zweite PN solche Strukturen zeigt.
Abb. 2: Zeichnung Walter Kutschera: 20" Newton bei Vergrößerungen zwischen 220480fach mit [OIII]-Filter bei fst 6,7 mag und Seeing 1-2: Der weiß-blau erscheinende PN zeigt viele Strukturen in verschiedenen Helligkeitsnuancen mit einem deutlich aus der Höhlung hervorgehobenen Zentralstern. Die abgestoßenen Emissionsschalen in ihren verschiedenen Stufen zeigen deutlich Verlaufsstrukturen und verschiedene Größen. Bei lang nachgeführter Beobachtung scheint der PN im Bino bei ca. 150facher Vergrößerung im Abstand von 1,5 Bogenminuten zu den äußeren Verlaufsstrukturen einen weiteren, den PN umspannenden extrem schwachen Ring zu haben der nur zeitweise sichtbar ist. Im [OIII]-Filter zeigt sich ein weiter ,,glow" der sich deutlich von dem PN abzuheben scheint.
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Abb. 3: Zeichnung Gerhard Scheerle am Newton 195 mm: Eine sehr helle (6,7 mag) und sehr große (vielleicht 10`), rundliche aber unvollständig erscheinende weil hantelförmige Scheibe mit übergreifenden Bögen des äußeren dünnen Ringes. Der Zentralstern 13,4 mag ist eindeutig zu erkennen, außerdem weitere schwache Sterne im Nebel.
Die Beobachtung der Halostrukturen Vorweg sei gesagt, dass die amateurastronomische Beobachtung von Halostrukturen in Planetarischen Nebeln schon zu den sehr schwierigen Aufgabengebieten zählt. Dies gilt für die visuelle Beobachtung als auch für die fotografische Darstellung. Dies verwundert nicht angesichts der Tatsache, dass der umgebende Halo viel schwächer ist als der PN. Die Helligkeit des Halos kann bis zum Faktor 10000 geringer sein als die des zentralen Bereiches eines Planetarischen Nebels. Bei M 27 beträgt der Unterschied je nach Areal im Halo etwa Faktor 2000 bis 4000. Dennoch zeigen die Ergebnisse unseres Projekts
essant ist. Insgesamt zeigen professionelle Aufnahmen in der [OIII]-Linien ein anderes Bild als die Emissionen in den roten Linien. Im Fall des Hantelnebels wirkt der Halo in der grünen Linie gleichmäßiger. Ein Nord-Süd ausgerichtetes Filament direkt östlich des PN ist in der [OIII]-Linie sehr auffällig und auch definitiv visuell beobachtbar [5]. Andererseits sind die knotenartigen Strukturen im nordwestlichen Nebelteil nur in den roten Linien H-alpha und [NII] erkennbar. Welche Strukturen nun visuell beobachtbar bzw. fotografisch festzuhalten sind, zeigen die Ergebnisse unseres Fachgruppenprojekts für die ich mich bei
Die immer höheren Empfindlichkeiten der modernen CCD-Chips in Verbindung mit Linienfiltern lassen aber bei immer mehr Planetarischen Nebeln solche Strukturen erkennen, so dass man fast gewillt ist, derartige Halos als normalen Bestandteil der meisten PN zu betrachten, auch wenn es sehr prominente PN ohne Halo gibt (z. B. der Eskimonebel NGC 2392 und der Saturnnebel NGC 7009). Die äußeren Strukturen sind morphologisch sehr vielfältig. Viele PN haben mehrere Haloschalen welche sich konzentrisch um den PN anordnen. Sie emittieren in unterschiedlichen Wellenlängen wie etwa [OIII], [NII] oder H-alpha verschieden stark. Auch sind ringförmige Strukturen in den Halos Planetarischer Nebel entdeckt worden [2]. Die Prozesse, welche dafür verantwortlich zeichnen, sind noch nicht geklärt. Vermutet werden Unregelmäßigkeiten der Sternenwinde, Einwirkung von Zentralsternbegleitern oder Magnetfelder [2]. Besonderheiten in den Halostrukturen stellen die sog. ,,outer flocculi" dar. Ein Paradebeispiel dafür ist der Knoten im Halo vom Katzenaugennebel NGC 6543, der sogar einen eigenen Eintrag im IC besitzt (IC 4677) und fälschlicher weise oft als Galaxie geführt wird. Speziell in M 27 hat man vor etwa 15 Jahren auch sogenannte ,,rays" in der Peripherie des PN entdeckt. Diese stellen sich als radiale, strahlenförmige Filamente dar. Als Informationsquelle zu PN-Halos sei [4] genannt.
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Abb. 4: Zeichnung Gerhard Scheerle am Ritchey-Chretien-Teleskop 406 mm: Eine geschlossene 10` x 6` große ein anderes Mal 8` x 6` geschätzt) ovale Scheibe mit zwei Dunkelhöhlen (,,Eule mit zwei großen Augen"): der ,,Hantelnebel". Mit [OIII]Filter ragen die schwachen Seiten (die ,,Augen") des Nebels weit hinaus und verursachen die große Länge. Der Zentralstern 13,4 mag ist eindeutig zu erkennen, außerdem weitere Sterne im Nebel.
ganz klar, dass auch die Amateure in der Lage sind, solch schwache Strukturen zu beobachten bzw. zu fotografieren. Für die visuelle Beobachtung und auch die fotografische Erfassung ist ein dunstfreier Himmel ohne störende Lichtquellen Voraussetzung für eine erfolgreiche Beobachtung. Leichte Aufhellungen am Himmel, welche eine höhere Intensität besitzen als die der Hüllenstruktur, machen das Vorhaben zunichte. Filtereinsatz und Erfahrung im Umgang mit schwachen Strukturen sind ebenfalls von Vorteil. Für Fotografen ist sicher ein H-alpha-Filter die erste Wahl. Aber auch in den Linien [NII] oder [SII] und [OIII] emittieren die Hüllen der PN wobei die [OIII]-Linie für visuelle Beobachter besonders inter-
den Autoren herzlich bedanken möchte. Und alle jene, die M 27 und ein bisschen mehr sehen möchten, wünsche ich eine baldige sternklare Nacht um den Hantelnebel mal etwas genauer zu inspizieren. Hier die Ergebnisse der visuellen Beobachter. Im nächsten Heft werden die Ergebnisse der Astrofotografen vorgestellt.
Gerd Kohler Beobachtet mit 114/900 mm Newton bei 102facher Vergrößerung: Beidseitig helle Gebiete mit einem dunklen Einschnitt in der Mitte. Ausreichende Helligkeit. Auch bei hohen Vergrößerungen noch gut zu sehen.
Rainer Töpler Newton 360/1600 mm, bei 110facher Vergrößerung mit [OIII]-Filter, Beobachtung bei Halbmond. Der Anblick dieses PN spottet jeder Beschreibung, die damit auch hier unterlassen werden soll. Die Halobereiche sind nicht zu erkennen. Fernglas 8x32 bei fst ~5,6 mag: Der PN ist einfach freihändig zu finden. Stativgestützte Beobachtung enthüllt zwei parallele Balken.
Roland Herrmann 21" f/4,45 Selbstbau Dobson ,,Godzilla": Beste Sicht bei 118fach und [OIII]-Filter. Ein paar Bogenminuten ist westlich des ,,Westohres" in der Höhe eines schwachen Sterns ein feiner Schleier zu sehen der bogenförmig auf etwa 90 Grad das Ohr einrahmte. An der Ostseite konnte ich nichts Derartiges entdecken.
Christian Weiss Mit 18" f/5 Dobson-Teleskop kein Halo um den PN gesehen.
Uwe Glahn 16" Dobson, bei 100facher Vergrößerung und [OIII]-Filter, fst 7,0 mag (Pol). M 27 selbst zerfällt bei gutem Himmel und 16" Öffnung in sehr viele Details und zeigt viele, kaum fassbare Strukturen, der Halo ist eine Herausforderung. Selbst bei perfekten Bedingungen, sehe das Halo nur bei einer AP von 4 mm und nur mit [OIII]-Filter. Als Halo sehe ich nur das westliche Teil, ausgehend von einem 13 mag Doppelstern etwa 5 Bogenminuten in Richtung SW am PN entlang, extreme Beobachtung. Struktur liegt an Wahrnehmungsgrenze.
Jens Bohle Newton-Dobson 20". Beim Bayrischen Teleskopmeeting (BTM) 2000, keine ,,fst" notiert: Die typische Hantelform, wie man sie in kleineren Teleskopen gut erkennen kann, schwindet bei großen Teleskopen sehr schnell, da der Nebel ein rundliches Aussehen annimmt. Schon bei Vergrößerungen um 80fach ist die diffuse Peripherie des Nebels mit seinen ausladenden ,,Nebelschwaden" sehr auffällig. Erstaunlich deutlich konnte ich dann bei leichtem ,,field sweeping" am Ostrand eine Nord-Süd elongierte Aufhellung (~2` Länge) deutlich außerhalb des eigentlichen PN Körpers wahrnehmen. Diese Aufhellung nördlich eines 10 mag-Sterns war bei 5 mm AP (107fach) am deutlichsten. Bei höhe-
ren Austrittspupillen war sie weniger deutlich (6 mm) bis unsichtbar (8 mm). Bei kleineren Austrittspupillen (4 mm, 3 mm) konnte ich ebenfalls nichts mehr wahrnehmen. Bei Benutzung von Filtern (UHC und [OIII]) verschwand der Nebelfleck. Da ich zunächst sehr skeptisch bezüglich der Sichtung war, bat ich meinen Mitbeobachter Uli Zehndbauer seinen Eindruck von M 27 zu schildern. Sowohl die Aufhellung, Position und Elongation wurden von ihm definitiv bestätigt. Eine zweite Sichtung in den folgenden Nächten konnte wegen leicht dunstigem Himmel nicht mehr wiederholt werden. Die POSS II-Aufnahme bestätigte mir dann unsere Beobachtung. Zweite Beobachtung mit selbem Teleskop im September 2005 bei fst,7,2 mag auf der Edeweißspitze (~2500 m). Mit [OIII]-Filter und 5 mm AP (107fache Vergrößerung) konnten nun auch die Nebelpartien im nordwestlichen Bereich erkannt. Diese umhüllen den Nebel in diesem Teil des PN und berühren ihn - es sind aber keine Strukturen zu erkennen. Bei der Beobachtung besteht Verwechslungsgefahr mir Sternketten, die durch das Filter zu Nebelbögen verschmiert werden!
Gerhard Scheerle Newton 114 mm: Als 6,8 mag helle und 6` x 5` große tonnenförmige Nebelfläche mit einer querliegenden Einschnürung zu sehen: der ,,Hantelnebel". Feldstecher 8 x 56: M 27 ist als auffälliger rundlicher Nebelfleck (mit 6,8 mag Helligkeit!) zu sehen, an dem seitlich zwei gegenüber liegende Einkerbungen zu erkennen sind: der ,,Hantelnebel"! Den Durchmesser schätze ich auf 9`.
Literaturhinweise [1] S. J. Hynes, Planetary Nebulae,
Willmann-Bell Inc.
[2] R. L. M. Corradi, et al., Rings in the halos of planetary nebulae (http://xxx. lanl.gov/abs/astro-ph/0401056)
[3] G. Gonzales, A. Frank, B. Balick, Stellar wind paleantology II, Faint halos and historical Mass ejection in Planetary Nebulae
[4 ] http://www.ing.iac.es/~rcorradi/ HALOES
[5] J. Bohle, Bavarian nights: www.jensbohle.de/bavarian_nights
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Neues aus der Fachgruppe Geschichte
von Wolfgang Steinicke
Vom 2. bis 4. November 2006 fand die dritte Tagung der Fachgruppe statt. Ort war die historische Sternwarte in Babelsberg. Was die Teilnehmerzahl angeht, konnten wir einen neuen Rekord verbuchen: 60 Personen. Neben den bekannten Gesichtern waren viele neue dabei. Nach den Reaktionen zu urteilen, war die Tagung ein voller Erfolg (meinen Bericht finden Sie auf den folgenden Seiten). Vorträge und Rahmenprogramm kamen gut an und man darf schon auf die Neuauflage gespannt sein. Die Planungen dazu laufen bereits. Heißester Kandidat ist die historische Königstuhl-Sternwarte in Heidelberg, die Wirkungsstätte von Max Wolf. Nach drei Treffen im Nordosten kommt nun der Südwesten zum Zuge. Der voraussichtliche Termin ist der 20. Oktober 2007. Das erste November-Wochenende geht diesmal leider nicht, da hier die VdS-Tagung in Stuttgart stattfindet. Weitere Information
zur 4. Tagung folgen in Kürze; schauen Sie auch auf unsere Webseite http://geschichte. fg-vds.de.
In dieser Ausgabe lesen Sie außerdem zwei Beiträge, die aus dem Vortragsprogramm von der letzten Tagung stammen. Volker Witt beantwortet die Frage ,,Wer war Erwin Finlay-Freundlich?" und Arnold Zenkert berichtet über Bruno H. Bürgel und sein Wirken in Babelsberg. In diesem Zusammenhang möchte ich auch die kurze Präsentation der Berliner Sternwarten in der Rubrik ,,VdS vor Ort / Portrait" hinweisen. Schließlich entführen Susanne und Bettina Hoffmann uns ,,Hobbyforschende" in die ,,Ägyptische Astronomie". Viel Spaß beim Lesen.
Ihr Wolfgang Steinicke
HOCHAUFLÖSEND
,,Schau mal, KOS: ein Teleskop mit hoher Auflösung!"
Die 3. Tagung der Fachgruppe
,,Geschichte der Astronomie"
in Potsdam-Babelsberg
von Wolfgang Steinicke
Babelsberg Anfang November 2006. Wunderschöne Spätherbsttage mit klarer Luft. Die Wälder bunt gefärbt im Wechsel mit einer malerischen Seenlandschaft (Abb. 1). Das war der äußere Rahmen einer gelungenen Tagung zur Geschichte der Astronomie. Das Wetter wurde zwar schlechter, dafür die astronomischen Attraktionen umso eindrucksvoller. Das abwechslungsreiche Programm bot die Besichtigung der Sternwarten Babelsberg, mit dem 65 cm-Zeiss-Refraktor im alten Hauptgebäude, und Potsdam. Hier konnte der frisch renovierte, große Doppelrefraktor bestaunt werden. Direkt daneben, und nicht minder eindrucksvoll, der Einsteinturm.
Entsprechend groß war der Andrang. Etwa 60 Teilnehmer wurden registriert, das ist neuer Rekord - für die Tagung einer Fachgruppe auf jeden Fall eine beachtliche Zahl. Vielleicht lag das auch am Termin (2.-4.11.), der Donnerstag (Allerheiligen) bot einigen ein verlängertes Wochenende. Nach Göttingen und Sonneberg war dies
Die Tagungsteilnehmer vor dem Hauptgebäude auf dem Potdamer Telegraphenberg. (Foto: V. Witt)
das dritte Treffen. Bereits Standard ist die Mischung aus Vorträgen, Besichtigungen und gemütlichem Beisammensein. Dies war auch der erste Programmpunkt am Freitagabend. Die reservierten Tische im Babelsberger ,,Ratskeller" waren schnell
belegt und es entwickelten sich interessante Gespräche in gewohnt entspannter Atmosphäre - viele kennen sich schon.
Unter den Teilnehmern, die sich am Samstagmorgen im Astrophysikalischen
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Abb. 1: Babelsberger Impressionen. (Foto: W. Steinicke)
Abb. 2: Das Karl-Schwarzschild-Haus mit der neuen Bibliothek im Hintergrund. (Foto: W. Steinicke)
Institut Potsdam (AIP) in Babelsberg einfanden, waren aber auch Neulinge. Dass die Treffen der VdS-Historiker etwas Besonderes sind, hat sich offenbar herumgesprochen. Das AIP hatte einen Tagungsraum im modernen KarlSchwarzschild-Haus zur Verfügung gestellt (Abb. 2). Den beteiligten Astrononen, allen voran Rainer und Kurt Arlt, muss ich ein großes Lob aussprechen: Die lokale Organisation war perfekt.
Die Tagung begann pünktlich um 9:45 Uhr mit der Begrüßung der Teilnehmer, der Raum war gut gefüllt. Der Vormittag widmete sich dem Thema ,,Astronomie in Berlin". Der erste Referent, Jürgen Hamel, berichtete über ,,Wissenschaftsförderung und Wissenschaftsalltag in Berlin 17001720". Er skizzierte Leben und Wirken von Gottfried Kirch, dem ersten Direktor der Berliner Sternwarte. Deren räumliche und instrumentelle Ausstattung war bescheiden und so musste Kirch, unterstüztz von seiner Familie, oftmals von zu hause aus beobachten.
Anschließend beantwortete Volker Witt die Frage ,,Wer war Erwin Finlay-Freundlich?". Es ging um die interessante Beziehung zwischen Einstein, Freundlich und Mendelsohn in der Zeit der Entstehung des Potsdamer Einsteinturms. Ziel war die Bestätigung der Relativitätstheorie. Es folgte Arnold Zenkert mit einem Beitrag über das Wirken des Amateurastronomen Bruno H. Bürgel in Babelsberg. Da beide Vorträge im Folgenden abgedruckt sind, kann ich auf inhaltliche Einzelheiten verzichten. Während Witt digital agierte (Powerpoint), verlas Zenkert ein vorbereitetes Manuskript. Angesichts des Alters des Referenten hatte dies einen beson-
deren Charme - man spürte dessen persönliche Nähe zu Bürgel. Sogar optisch bestand zwischen beiden eine gewisse Ähnlichkeit. Traditionell widmet sich die Veranstaltung auch der Geschichte des Tagungsorts. Diesen Part übernahm, in gekonnter Weise, Klaus Fritz vom AIP. Im ersten Teil erläuterte er Aufbau und Entwicklung von
Abb. 3: Das Hauptgebäude in Babelsberg mit der Kuppel des Zeiss-Refraktors. (Foto: W. Steinicke)
Babelsberg und Potsdam im frühen 20. Jahrhundert. Die wichtigsten Personen und Instrumente wurden bildlich präsentiert. Dann ging es nach draußen. Das KarlSchwarzschild-Haus liegt neben der neu gestalteten Bibliothek (das Gebäude beherbergte bis zum Ende des 2. Weltkriegs einen 1,22 m-Reflektor von Zeiss). Von dort sind es nur wenige Meter bis zum wuchtigen Hauptgebäude mit seinen drei Kuppeln (Abb. 3). In der mittleren ist der großen Zeiss-Refraktor aufgestellt (siehe dazu auch den Beitrag von Susanne Hoffmann in der Rubrik ,,VdS vor Ort"). Er stand vertikal, was den Anblick noch imposanter machte (Abb. 4). Begeisterung kam unter den 60 Besuchern auf - und der Boden begann zu beben! Er ist frei beweglich und kann für Beobachtungen gehoben bzw. gesenkt werden.
Mittags zerstreute sich die Gruppe in alle Himmelsrichtungen. Einige wagten den strammen Fußmarsch durch den Babelsberger Park zum ,,Kleinen Schloss". Nach gutem Essen wurde es auf dem Rückweg richtig spannend. Die Wege sind ein echtes Labyrinth, das Wetter wurde
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Abb. 4: Auf schwankendem Boden: Teilnehmer am Babelsberger Zeiss-Refraktor. (Foto: V. Witt)
rauer, die Zeit drängte. Fazit: Einige hatten sich prompt verlaufen und kamen etwas verspätet zum nächsten Vortrag, der vorsichtshalber um 15 Minuten verschoben worden war. Der Referent hieß allerdings nicht Dieter B. Herrmann, wie ursprünglich angekündigt, sondern Arndt Latußeck. Prof. Herrmann musste leider kurzfristig absagen. Der Vortrag über ,,Die Nebelschleier, das Universum und der ganze Rest - William Herschels Beobachtungen aus Originalquellen" war aber mehr als ein Ersatz. Der Referent beeindruckte mit interessanten Details aus Herschels Beobachtungsbüchern. Vergleichsweise exotisch wirkte dagegen die ,,Geschichte der Tagbeobachtungen von Sternen". Olaf Kretzer zeigte, wie schwierig es war (und ist), punktförmige astronomische Objekte, wie Planeten oder Sterne, am Tag zu sehen. Das geht natürlich nicht ohne Hilfsmittel. Die Chance, vom Boden eines Brunnens oder Schornsteins etwas zu sehen, ist allerdings gering. Es gibt hierzulande keine hellen Sterne, die den Zenit passieren. Im Vortrag ,,Cassini, Campani und der Saturnring" vertrat Walter Oberschelp eine interessante neue These. Nach seinen Recherchen hat nicht, wie üblich behauptet, Giovanni Domenico Cassini (Direktor der Pariser Sternwarte) sondern dessen Instrumentenbauer Giuseppe Campani die berühmte Teilung des Saturnrings entdeckt.
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Abb. 5: Am Okularende des Potsdamer Doppelrefraktors; zu beachten ist die massive Beobachtungsbühne. (Foto: V. Witt)
Die Kaffeepause ist immer ein besonderer Programmpunkt, bietet sie doch die Gelegenheit Gespräche zu führen oder Kontakte zu knüpfen. Kuchen und Getränke waren reichlich vorhanden. Entspannung ist bei solch konzentrierten Tagungen besonders wichtig - und genügend frische Luft. Das Finale bestritten diesmal Mechthild Meinike und Wolfgang Dick. Frau Meinike, bereits von ihrem Vortrag in Sonnenberg zum Thema Herrmann Obert bekannt, sprach diesmal über ,,Himmelskunde im Realienunterricht - aus der Geschichte der Franckeschen Stiftungen in Halle". Prägende Figuren waren im 18. Jahrhundert Christoph Semmler und August Herrmann Franke.
Ein wichtiger Bestandteil der Astronomiegeschichte sind die Personen, insbesondere deren Biographien. Hierzu haben Wolfgang Dick und Wilhelm Brüggenthies ein neues Standardwerk vorgelegt. Über die zugrundeliegenden Daten sowie die mannigfachen Möglichkeiten der Recherche ging es in dem abschließenden Beitrag ,,Biographische Quellen der Astronomiegeschichte". Wie man dabei vorgeht wurde an Beispielen gezeigt.
Ebenfalls Tradition hat die Abschlussbesprechung, bei der Lob und Kritik geäußert werden kann. Diskutiert wurden neben der Publikation der Vorträge
(dieses Heft markiert den Anfang) auch der nächste Tagungsort. Von den gemachten Vorschlägen hat momentan Heidelberg die besten Chancen. Die Tagung endete pünktlich um 18:30 Uhr. Die Karawane zog anschließend weiter, Richtung Ratskeller. Zunächst sah es dort, wie bereits am Vorabend, nach einer gemütlichen Runde aus. Essen und Gespräche wurden aber
Abb. 6: Mitten im Park: der Einsteinturm. (Foto: V. Witt)
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jäh unterbrochen als sich punkt 20:00 Uhr die Szene verdunkelte. Bunte, kreisende Lichter ließen Schlimmes ahnen. Und so kam es dann auch: Die Astronomiegeschichte wurde mit lauter Diskomusik zum Schweigen gebracht! Nach einigen Diskussionen (,,Warum hat man uns nicht früher gesagt, dass heute Tanz ist?") gelang der Gruppe die Flucht in einen Nebenraum. Hier war es deutlich ruhiger obwohl die Regler später noch weiter aufgedreht wurden - aber dann sorgte der Alkohol schon für eine gewisse Betäubung. Es gab zum Glück keine Nachwirkungen. Am nächsten Morgen, vor dem ehema-
ligen Astrophysikalischen Observatorium Potsdam (AOP) auf dem Telegraphenberg, war die Welt jedenfalls wieder in Ordnung. Die Gruppe stand zwar im Regen, der nächste Schutzraum, sprich die Kuppel des großen Doppelrefraktors, war aber nicht weit. Wer schon am Vortag den Babelsberger Refraktor auf schwankendem Kuppelboden bestaunt hatte, geriet nun vollends aus dem Gleichgewicht. Die schiere Größe und Masse des Geräts verschlägt einem den Atem. Dazu die dunkelgrüne Farbe im Kontrast zur braunen Holzkuppel: ein einmaliger Anblick. Imposant ist auch die schwere Beobachtungsbühne, die dem Refraktor kreisförmig folgt (Abb. 5). Der
nächste Höhepunkt war bereits aus dem Fenster zu sehen: der Einsteinturm, von außen avantgardistisch, von innen pure Nostalgie (Abb. 6). Im gemütlichen, ovalen Arbeitszimmer glaubt man, Einstein persönlich würde gleich hereinkommen um sich an den schlichten, schwarzen Holztisch zu setzen. Vorbei an Büchern schaut man durch die kleinen Fenster auf den Park. Der Ort strahlt Ruhe und Ehrfurcht aus. Ein krönender Abschluss einer außergewöhnlichen Tagung. Dass macht Lust auf mehr.
Wer war Erwin Finlay-Freundlich?
von Volker Witt
Anlässlich der 3. Tagung der VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Potsdam-Babelsberg ergab sich die günstige Gelegenheit, auf dem Potsdamer Telegraphenberg den erst kürzlich renovierten Großen Refraktor wie auch den berühmten Einsteinturm im Detail zu besichtigen. Der Bau des Einsteinturms geht auf die Initiative des Astrophysikers Erwin Finlay Freundlich zurück, über dessen Leben in einem Vortrag berichtet wurde, der hier zusammengefasst wird.
Im Jahre 1911 wird Albert Einstein Ordinarius für theoretische Physik an der Deutschen Universität Prag. Durch seinen im gleichen Jahr erschienen Artikel ,,Über den Einfluß der Schwerkraft auf die Ausbreitung des Lichtes" (Ann. Phys. 35, 898 (1911)) kommt es zu einem Denkanstoß, wie man die vorhergesagten Effekte - nämlich die Rotverschiebung von Spektrallinien und die Lichtablenkung im Gravitationsfeld großer Massen - in der Astronomie nachweisen könnte.
Freundlichs Beziehung zu Einstein Über den Prager Astronomen Pollak wendet sich Einstein an die Fachwelt mit der Bitte, die physikalischen Effekte der Relativitätstheorie in der Astronomie zu überprüfen. Die Resonanz unter den Astronomen bleibt aus - wohl wegen der Schwierigkeit der Messungen, als einziger zeigt Erwin Freundlich, Assistent an der Berliner Sternwarte, Interesse an einer praktischen Nachprüfung von Einsteins Theorien (Abb. 1). Erwin Freundlich kommt 1885 als Sohn eines deutschen Fabrikanten und einer
Abb. 1: Erwin Finlay-Freundlich (1885-1964) nach einem Gemälde im Einstein-Turm von Emma Mohr (1927).
Engländerin, geborene Finlayson, in Biebrich am Rhein zur Welt. Im Herbst 1905 beginnt er das Studium der Mathematik und Astronomie in Göttingen, welches er 1910 durch die Promotion bei dem Mathematiker Felix Klein abschließt. Als Assistent an der Königlichen Sternwarte Berlin befasst er sich zunächst mit Routinearbeiten zur Positionsastronomie am Meridiankreis. Der mehr an theoretischen Fragestellungen interessierte Freundlich sieht Einsteins Anfrage als willkommene Abwechslung zu den eintönigen Positionsmessungen. In einem intensiver werdenden Kontakt mit Einstein erörtert Freundlich die Möglichkeit, durch Auswertung älterer
Aufnahmen von Sonnenfinsternissen die vorausgesagten kleinen Verschiebungen von sonnennahen Fixsternen bezüglich des Sonnenrandes nachweisen zu können. Freundlich wendet sich deshalb an die weltweit wichtigsten Zentren der Astronomie und erhält hochwertige Glaskopien älterer Finsternisaufnahmen, u.a. vom Lick Observatorium. Nach Einsteins Theorie von 1911 wäre eine Ablenkung durch Gravitationswechselwirkung im Schwerefeld der Sonne von 0,87 Bogensekunden am Sonnenrand zu erwarten, nach der Allgemeinen Relativitätstheorie (Raumkrümmung!) von 1916 sogar von 1,75 Bogensekunden. Das vorhandene Plattenmaterial war allerdings nicht geeignet für den Nachweis der Lichtablenkung, aber durch Freundlichs Veröffentlichungen in den Fachzeitschriften wird Einsteins Prager Theorie in seiner astronomischen Relevanz dem Fachpublikum zum ersten Mal näher gebracht.
Was ist Gravitations-Rotverschiebung? Nach einer erfolglosen Teilnahme an der Hamburger Sonnenfinsternis-Expedition auf die Krim, die 1914 wegen Ausbruchs des Ersten Weltkriegs mit einer wochenlangen Internierung einhergeht, beschäftigt sich Freundlich mit der GravitationsRotverschiebung, die als weiterer wichtiger Test für die Relativitätstheorie gilt. Wenn ein Lichtquant von einer großen Masse emittiert wird, muss es eine bestimmte Energie aufwenden, um aus dem Potentialfeld des Körpers zu entweichen. Dabei ergibt sich eine relative Wellenlängenänderung, die direkt proportional zur großen Masse und umgekehrt pro-
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Auf dem Weg zum Einstein-Turm
Im Oktober 1917 wird Einstein Direktor
des Kaiser-Wilhelm-Instituts für physi-
kalische Forschung und kurze Zeit später
beruft er Erwin Freundlich als ersten und
einzigen wissenschaftlichen Mitarbeiter an
dieses Institut. Damit gewinnt Freundlich
endlich freie Hand, ausschließlich gemäß
seinen eigenen Interessen forschen zu kön-
nen.
Jetzt reifen auch die Pläne zum Bau eines
Sonnenobservatoriums für den Nachweis
der GRV. Erwin Freundlich lernt über
das Musizieren den Architekten Erich
Mendelsohn (Abb. 2) kennen und noch
in den letzten Kriegsmonaten korres-
pondieren beide über das Projekt eines
Turmteleskops.
Abb. 2:
Der Architekt Erich Mendelsohn.
Als bei der gemeinsamen Expedition des
Zeichnung im Eingangsbereich des
Greenwich Observatoriums (unter A.S.
Einstein-Turms.
Eddington) und der Royal Society, London,
im Jahre 1919 eine Lichtablenkung (am
portional zu ihrem Radius ist. Für die Sonne Sonnenrand) von 1,98 Bogensekunden
würde die relative Wellenlängenänderung ermittelt wird, setzt in Deutschland aus
2 x 10-6 betragen, was einer Verschiebung Angst vor Prestigeverlust und Isolation
der Na-D-Linien von = 0,001 nm ent- der Forschung eine Aufbruchstimmung
spräche. Der Effekt ist also sehr klein und ein. Freundlich nutzt die Gunst der Stunde
grundsätzlich schwer vom Dopplereffekt und ruft im Dezember 1919 zur ,,Einstein-
zu trennen, der durch Strömungsvorgänge Spende" für den Bau des Einstein-Turms
in der Sonnenatmosphäre verursacht auf. Innerhalb eines Jahres treffen reichlich
wird. In den Jahren 1915/16 veröffent- Spenden von Privatleuten und industriellen
licht Einstein seine wichtigen Arbeiten Verbänden ein, und Firmen wie Zeiss und
zur Allgemeinen Relativitätstheorie. Diese Schott sichern die Lieferung der Optik (Abb.
Veröffentlichungen lassen den Wunsch 3) bzw. der instrumentellen Einrichtung
nach einer experimentellen Bestätigung zu Gestehungskosten zu. Mendelsohn ent-
der neuen Theorie immer dringlicher wer- wirft nun die Bauzeichnungen für den
den und führen zu Plänen, die Gravitations- Einstein-Turm. Die Fertigstellung des Roh-
Rotverschiebung (GRV) an der Sonne baus - ohne instrumentelle Ausstattung
nachzuweisen.
- erfolgt im Sommer 1921. Mit dem revo-
lutionären Entwurf
des Einstein-
Turms begründet
Mendelsohn in
der Architektur
den Stil des
Expressionismus,
der ihn weit über
Deutschlands
Grenzen hinaus
bekannt macht
(Abb. 4).
Am 6.12.1924
wird der Einstein-
Turm in Betrieb
genommen, wobei
sich schon bald
Probleme mit
Abb. 3:
der technischen
Der Coelostat in der Kuppel des Einstein-Turms lenkt das
Einrichtung des
Sonnenlicht in das senkrecht stehende Turmteleskop.
Observatoriums
VdS-Journal Nr. 23
abzeichnen. Auch der Nachweis einer GRV bleibt aus, aber in der Folgezeit werden wichtige Arbeiten zur Astrophysik und Spektroskopie am Einstein-Institut während der Ära Freundlich durchgeführt. Inzwischen kann (seit 1965) die GRV mittels des Mößbauer-Effekts in voller Übereinstimmung mit Einsteins Theorie terrestrisch nachgewiesen werden.
Lichtablenkung am Sonnenrand Zwischenzeitlich nimmt Freundlich an mehreren Expeditionen zu Sonnenfinsternissen teil, um die Lichtablenkung durch die Sonne zu bestätigen. Bei den Finsternissen 1922 und 1926 sind wegen schlechten Wetters keine Messungen möglich. Erst die Expedition im Jahre 1929 nach Nordsumatra mit den Teilnehmern Freundlich, v. Klüber und v. Brunn wird zu einem Erfolg und liefert durch sorgfältige differentielle Vermessung des Plattenmaterials und Datenreduktion für die Lichtablenkung 2,24 Bogensekunden. Der gegenüber Einsteins Theorie zu hohe Wert findet keine Erklärung, die Suche danach aber beschäftigt Freundlich Zeit seines Lebens. Bei der Finsternis wurden als Instrumente eine 8,5 m-HorizontalDoppelkamera und ein 3,4 m-Zeiss-Astrograph (Abb. 5) eingesetzt. Es wurden 4 Aufnahmen der Sonnenumgebung und 3 Kontrollplatten eines sonnenfernen Feldes belichtet, Vergleichsaufnahmen des Nachthimmels erfolgten ein halbes Jahr später vom selben Beobachtungsort aus. Wegen des sehr kleinen Effekts war trotz sorfältigster Datenanalyse die Streuung der Messergebnisse natürlich sehr hoch. Moderne radioastronomische Beobachtungen bei der Bedeckung von Quasaren liefern aber nun mit hoher Genauigkeit den theoretisch richtigen Wert von 1,75 Bogensekunden.
Die späten Jahre Im April 1933 wird der Einstein-Turm in ,,Institut für Sonnenphysik" umbenannt.Auf Grund des sogenannten Arierparagraphen wird Freundlich wegen seiner jüdischen Abstammung in den ,,Ruhestand" versetzt. Er erhält einen Ruf an die Universität Istanbul und verlässt - wie auch Einstein und Mendelsohn - Deutschland. In Istanbul gründet Freundlich als Professor für Astronomie ein astronomisches Institut mit Sternwarte und verfasst ein türkisches Lehrbuch der Astronomie. Nach einem kurzen Gastspiel an der Deutschen Universität in Prag muss Freundlich 1939 nach Holland fliehen, wo er einen Ruf an
Abb. 4: Der Einstein-Turm auf dem Potsdamer Telegrafenberg als herausragendes Beispiel expressionistischer Architektur.
Freundlich mit stellardynamischen Problemen, entwickelt MehrschichtenInterferometerplatten und beteiligt sich sogar 1954 noch einmal an einer Sonnenfinsternis-Expedition nach Schweden mit Teilen der Potsdamer Instrumentierung von 1929.
Abb. 5: Der Zeiss-Astrograph wurde bei der Sonnenfinsternis 1929 in Nordsumatra eingesetzt (aus E. Freundlich et al: ,,Weitere Untersuchungen über die Bestimmung der Lichtablenkung im Schwerefeld der Sonne", Potsdam, 1933).
die schottische Universität St.Andrews erhält. Finlay-Freundlich (so heißt er seit den 40er Jahren) leitet dort den Aufbau eines astronomischen Instituts und eines Observatoriums (das mittlerweile dritte!), für das ein 37-zölliges Schmidt-Cassegrain-Teleskop entwickelt wird. Seit 1951 ist er Napier Professor of Astronomy. In diesen späten Jahren beschäftigt sich Finlay-
Im Jahre 1959 kehrt Finlay-Freundlich nach Deutschland zurück und ist als Honorarprofessor an der JohannesGutenberg-Universität Mainz tätig. Er verbringt seinen Lebensabend in Wiesbaden, wo er am 24. Juli 1964 verstirbt. Wenn auch Erwin FinlayFreundlich heute nur noch den Fachleuten ein Begriff ist, so ist es doch seinem intensiven Bemühen um eine experimentelle Bestätigung von Einsteins Relativitätstheorie zu verdanken, dass diese in der Fachwelt sehr rasch Geltung und Anerkennung gefunden hat.
Literaturhinweise
[1] K. Hentschel, Der Einstein-Turm, Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1992
[2] H. v. Klüber, Erwin Finlay-Freundlich, Nachruf, Astronom. Nachr. 288, 281 (1965)
[3] H. Wilderotter, Ein Turm für Albert Einstein, L & H Verlag, Hamburg 2005
2. Internationale
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Bruno H. Bürgel und Babelsberg
von Arnold Zenkert
Hier in Babelsberg lebte und wirkte Bruno H. Bürgel von 1919 bis zu seinem Tode 1948. Zeit seines Lebens war die Welt der Sterne Sinn und Inhalt seines Schaffens. Was uns an seinem Leben besonders fasziniert, ist sein Aufstieg aus ärmlichen Verhältnissen und sein autodidaktisches Streben zum anerkannten Schriftsteller und Popularisator, der die eilige Flamme der Wissenschaft ins Volk trug (G. Freytag). Seine ,,Universitäten" fand er für 5 1/2 Jahre als Hilfskraft (,,Saaldiener") in der Berliner Urania-Sternwarte, wo er alle Möglichkeiten der Bildung nutzte. Mit seinem Beitrag 1897 in der russischen Zeitschrift MIR BOSHI über den Mars erlebte er seinen ersten großen Erfolg. Dank Wilhelm Foersters konnte er später sein Wissen als Gasthörer an der Berliner Universität vervollständigen.
1910 gelang ihm sein Hauptwerk ,,Aus fernen Welten - Eine volkstümliche Himmelskunde", die beste Arbeit nach Meinung von Ernst Haeckel. Er widmete das Buch ,,dem arbeitenden Manne, der werktätigen Frau, die des Abends, nach vollbrachtem Tagewerk müde und abgespannt von der staubigen Maschine des harten Alltags kommen, und noch einige Zeit für eine Lektüre übrig haben. Ich habe mich bemüht, belehrend zu unterhalten....". Sein überaus anschauliches und poesievoll verfasstes Werk wurde durch Übersetzungen ins Englische, Französische, Niederländische und Tschechische weltweit bekannt. Wir dürfen Bürgel zu den Mitbegründern der unterhaltsamen Wissenschaft zählen.
Mit dem Kriegsende 1918 verlor er seine Stellung als redaktioneller Mitarbeiter beim Verlag Bong in Berlin. Die Familie zog 1919 von Berlin-Zehlendorf in das stille Neubabelsberg, Stahnsdorfer Str. 94. Hier fand er die Ruhe, um über seinen bisherigen Lebensweg, seinen mühevollen Aufstieg, nachzudenken und verfasste 44-jährig das Buch ,,Vom Arbeiter zum Astronomen - Die Lebensgeschichte eines Arbeiters", das 1923 in Petrograd und Moskau, von Anastasija. Zwetajewa übersetzt auch in Russisch erschien. Es war mehr als eine Biografie. Er setzte sich kritisch mit den Verhalten der Menschen und den politisch-sozialen Verhältnissen auseinander.
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Abb. 1: Bruno H. Bürgel (1875-1948)
Hier in Babelsberg verfasste er die meisten seiner Werke und die zahlreichen Zeitungsbeiträge, besonders für die Berliner Morgenpost. Die Bücher: Der Stern von Afrika, Menschen untereinander, Zeit ohne Seele, Die Weltanschauung des modernen Menschen, Weltall u. Weltgefühl, 100 Tage Sonnenschein, Die kleinen Freuden, Vom täglichen Ärger u.a. Vergessen wir nicht die Ulebuhle-Bücher, in denen Bürgel es meisterhaft versteht, die Kinder unterhaltsam zu belehren. Gegenstände unterhalten und streiten sich miteinander, so der eingebildete Baron Diamant, der bescheidene Bleistift und die schmutzige Kohle, die alle aus der Familie Kohlenstoff stammen, was dem Baron Diamant überhaupt nicht gefällt. ,,Ja, es kommt nicht auf das Röcklein an, man frage stets, was kann der Mann." - so die kleine moralische Nutzanwendung. Da war auch die hübsche, eingebildete Perle, die so schön war, dass sie es nicht nötig hatte, klug zu sein.
Von Babelsberg aus reiste Bürgel in 292 Städte (nur 10 davon lagen südlich der Main-Linie), hielt über 1000 Vorträge. Sein Ziel war, den Menschen, die fernen Sterne näher zu bringen und ihnen die Augen für die Schönheiten der Natur zu öffnen. 1928 konnte er sein neu erbautes Heim Merkurstraße 10 in Babelsberg beziehen.
In Babelsberg am Rande der großen Stadt
Berlin fühlte er sich wohl, fand hier einen großen Freundeskreis, fand Anerkennung und Wertschätzung. Seit 1919 stand er mit Prof. Guthnick, dem späteren Direktor der Sternwarte Babelsberg in Verbindung. Bürgel war oft auf der Sternwarte, Guthnick kam zu ihm und sie unterhielten sich angeregt über Fragen der Astronomie und die gegenwärtigen Verhältnisse. Politisch waren sie jedoch entgegengesetzter Meinung.
Sein umfangreicher Schriftwechsel (ca. 3000 Schreiben) zeigt seine Verbindungen zu Wissenschaftlern (Hoffmeister, Hoppe, Kienle, Graff, Ahnert) sowie zu einfachen Menschen mit ihren Sorgen und Nöten. Beeindruckend ist der Schriftwechsel mit dem Gymnasiasten Romuald Graff, der 1897 in der Urania-Sternwarte begann und bis ins Alter andauerte. ,,Ich habe sie mit Rührung gelesen..." resümiert Prof. Graff, Direktor der Wiener Sternwarte, an seinem Lebensende.
Bürgel war mehr als der astronomische Volksschriftsteller. Seine lebhafte Phantasie, sein unermüdlicher Tatendrang haben ihn nicht nur mit Astronomie und anderen Naturwissenschaften zusammengeführt. Sein eigentliches Gebiet war immer wieder der janusköpfige, verständnisvolle, aber auch rücksichtslose Mensch mit seiner Freude und Trostlosigkeit, seinen Hoffnungen und Enttäuschungen. ,,Am weitesten ist der Weg zu selbst". In seinen zahlreichen Feuilletons und Erzählungen sprach er zu den Menschen, war Ratgeber und Lebenshelfer, hatte Rezepte fürs Erdenleben. Seine Beiträge befassten sich mit Kulturgeschichte, der Entwicklungsgeschichte des Menschen, Technik, Philosophie, Naturschilderungen, Problemen des Alltags, vor allem mit der Lebensführung und dem friedvollen Miteinander. Seine schriftstellerische Tätigkeit reichte vom Mikrokosmos bis zum Makrokosmos. Über einen Wassertropfen oder ein Körnchen Salz vermochte er ebenso spannend zu plaudern wie über ferne Galaxien. ,,Sein Schaffen ist eine bestrickende Synthese von Wissenschaft, Phantasie, Volkstümlichkeit und Humor." - so in einer Rezension.
Seine Werke durchzieht eine optimistische Lebensphilosophie. Die Zukunft des
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Volkes sieht er vorrangig in der Aufklärung und Bildung des Volkes. ,,Wer kennt sie nicht diese ungebildeten Gebildeten...die meisten Ungerechtigkeiten wurzeln letztlich in der Unbildung." Seine Erzählkunst steht im Dienst sozialer und moralischer Forderungen. Bedauernd stellt er fest: ,,Die Tragik unserer Epoche liegt darin, dass Wissenschaft und Technik in phantastische Möglichkeiten emporgestiegen, aber die Herzen verarmen." Seine liebenswerten und besinnlichen Erzählungen enthalten viele Lebensweisheiten. ,,Was ist Gerechtigkeit? - Gütig sein ist mehr!"
Dem einfachen Menschen setzt er ein Denkmal. Dem buckligen Uhrmacher Scharrbogen, der lahmen Pauline im Hinterhof, den sich mühenden Müttern und Hausfrauen. Für Müßiggänger, Blender und Raffkes zeigt er kein Verständnis: ,,Lass dich nicht durch Äußerlichkeiten verblüffen, der Wert des Menschen richtet sich nach seiner Ehrlichkeit, Arbeitsamkeit, Herzensbildung und Menschengüte! Alles andere ist Oberflächlichkeit und Maske."
Sein literarisches Schaffen zwischen 1933 und 1945 war von einem anderen Geist als die meisten Literaturerzeugnisse jener Zeit. Die Beschreibung des gestirnten Himmels, die Stellung des winzigen Menschen in den Weiten des Kosmos zeigten, dass es noch etwas anderes als Gewalt und Krieg gab - und Viele verstanden ihn. Dies bezeugen zahlreiche Schreiben aus dem 2. Weltkrieg von Verzweifelten und Hilfesuchenden an Bürgel. ,,Wenn ich noch ein junger Stürmer wäre und nicht reichlich 60 Jahre auf dem Buckel hätte, würde ich dieses Hitlerdeutschland stehenden Fußes verlassen." - dies in einem Brief.
Bereits 1941 lesen wir in einem Brief: ,,Auch nach diesem Krieg brauchen wir einen Bürgel, der die beschädigten Seelen wieder aufrichtet." Gleich nach dem Krieg stellt sich der Siebzigjährige in den Dienst des kulturellen Aufbaus, war Mitbegründer des Kulturbundes, schrieb noch drei Werke, viele Beiträge, hielt Vorträge und seine Stimme war im Rundfunk zu hören. Und wieder ist es die Forderung, kosmisch zu denken und ein menschenwürdiges Leben zu führen. ,,Wer den Himmel nicht in sich trägt, sucht ihn vergebens im Weltall". Am 8. Juli 1948 verstarb der ,,Weise von Babelsberg" nach kurzer Krankheit, sein Grab befindet sich auf dem Friedhof Goethestraße. Seinen Namen tragen 25 Straßen in Deutschland (8 in den alten
Ländern), 8 Schulen, 1 Buchhandlung, 4 astronomische Einrichtungen, die Gedenkstätte und seit 1999 der Kleinplanet 1991 XH1.
Und Bürgel heute? Sollte man seine astronomischen Werke auf den neuesten Stand bringen? Es wäre dies nicht sinnvoll. Lesen wir seine Werke so, wie sie einst geschrieben wurden und versetzen wir uns in Bürgels Gedankenwelt und in seine Bestrebungen, den Anspruch auf Kultur und Bildung des Volkes zu erfüllen. Was wir von ihm aber lernen können: Wie hat er es verstanden, die Astronomie volkstümlich und allgemein verständlich zu machen? Mit welchen Mitteln hat er dies erreicht, um die Menschen zu begeistern und zu fesseln? Referenten und Pädagogen werden hier viele Anregungen finden.
Seine ethischen Forderungen gelten auch heute noch. Nationalitätenhass, Intoleranz, Korruption, Unterdrückung, soziale Not auf der einen, überzogener Luxus und Verschwendung auf der anderen Seite sind längst nicht aus der Welt. Was ihm, dem Fortschrittsgläubigen immer am Herzen lag: Sein Leben im aufrechten Gang durchzustehen, Freude am Leben haben, dem Nächsten ein Helfer sein und sich stets bemühen, am Fortschritt der Menschheit mitzuwirken. ,,In unser aller Hand ruht die Würde der Menschheit!". Mag vielleicht Manches etwas altmodisch und hausbacken klingen, entscheidend ist jedoch der Inhalt.
Hier in Babelsberg hatte der Berliner seine Heimat gefunden, wo er Kraft für sein Schaffen schöpfte und sich wohl fühlte. Babelsberg wurde 1939 mit Potsdam vereint und hatte damit seinen alten Namen Nowawes verloren. Die Nazis mochten die tschechische Bezeichnung für das Kolonistendorf der protestantischen Exulanten aus dem 18. Jahrhundert nicht. Bürgel war beeindruckt von der Vielfalt und den Besonderheiten seiner Heimatgemeinde und verfasste im April 1938 in der ,,Potsdamer Tageszeitung" eine Art Loblied auf Babelsberg.
,,Die Gegensätze berühren sich!" - Als ich vor Jahrzehnten zum ersten Male durch Neubabelsberg und Nowawes wanderte, wurde mir diese alte Weisheit besonders nahe gebracht. Drüben aus den weiten Wäldern und von den blanken Seen war ich gekommen, und nun lagen da herrliche Villen und Landhäuser an einem
stillen Ufer, gepflegte Gärten, weite grüne Rasenflächen. Eine vornehme, wohltuende Ruhe in den gut gehaltenen Straßen berührte angenehm. Ich wanderte weiter und der Charakter der Straße änderte sich; ein seltsames Gemisch von alten, ganz einfachen, schlichten und darum sympathischen Weberhäusern, und von neueren, mehrstöckigen Wohnhäusern, deren Fassaden nicht immer den Eindruck machten, dass hier Geschmack und Kunstsinn mitgesprochen hatten. Damals hörte ich, dass ich durch zwei verschiedene Ortschaften gewandert war, durch Neubabelsberg und Nowawes; wirklich berührten sich hier Gegensätze.
Aber rauschten nicht für die Menschen beider Orte, für die Wohlhabenden und die Unbegüterten die weiten Wälder ringsum? Lockten nicht die blanken Flussläufe und die Seen diese wie jene und gehörte nicht ihnen allen diese goldene Frühsommersonne? Es gefiel mir hier so gut, dass ich immer gern die Mitte haltend, zwischen beiden Gegensätzen mein Heim aufschlug? Freunde gewinnend bei den Wohlhabenden in den Villen am See und bei den Männern mit schwieligen Händen in den Gassen der Arbeiterstadt.
Ich finde, dieses Babelsberg umklaftert weite Bezirke des Menschentums! Arbeit, Kunst, Wissenschaft, alles mitten hineingestellt in eine reizvolle Natur! Hoch über dem Dächermeer ragen die Kuppeln der Universitäts-Sternwarte, von der aus der kleine Mensch in die tiefsten Geheimnisse der Natur eindringt. Drüben dehnt sich das UFA-Gelände mit seinen Bauten, sammeln sich die Schriftsteller, Künstler von Weltruf, Techniker von großem Können, um Filmspiele zu schaffen, die Millionen und Millionen erbauen, erheben, erheitern sollen. Nicht weit davon rauschen die Essen eines mächtigen Werkes, hört man dann und wann weithin die Hämmer klirren.
Das Potsdamer Glockenspiel des großen Königs, der Pflicht über alles setzte, klingt zuweilen in der stillen Abendstunde bis zu uns herüber. Ein wenig vom Berliner Tempo und Blut, ein wenig vom Kategorischen Imperativ Potsdams ist allen Babelsbergern eigen.
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Ägyptische Astronomie - Eine Einleitung für Hobbyforschende
von Sanne M. Hoffmann und Bettina Hoffmann
Und hier war das gefasst, was nie verborgen war und nie gelesen: der Welt Geheimnis, so geheim im Wesen, dass es in kein Verheimlicht-Werden passt. (Rainer Maria Rilke - aus ,,Karnak``)
Das alte Ägypten war eine frühe Hochkultur, die ab ca. 3000 v. Chr. in dem weiten Land am Nil blühte. Um einen gewaltigen Fluss, der von den Bergen Zentralafrikas kommend, die Macht hat, die gigantische Wüste zu durchqueren, entstand eine Oase. Wie eine Schlagader durchzieht der Nil das Land und seine Geschichte. Auf ihm kann Handel getrieben werden, so dass auch ein Land mit so wenigen Rohstoffen wie Ägypten zu einer Jahrtausende währenden Großmacht mit einem Monarchen und einem sehr ausgeprägten Beamtenapparat werden kann. Selbstverständlich erkannten die Menschen sehr schnell die Regelmäßigkeit in den Zyklen der Natur. Das Wiederkehren der Nilflut ist von direkter Bedeutung für den vom Ackerbau geprägten Alltag. Die Erkenntnis, dass auch die Ansicht des gestirnten Himmels mit (etwa) der gleichen Periode variiert, ließ Prognosen zu.
Methode Es ist umstritten, ob die Ägypter überhaupt messend beobachteten. Der Astronom Otto Neugebauer, der sich viel mit ägyptischer Geschichte und vor allem im Sinne des Kalenders beschäftigte, argumentiert, dass z. B. Ptolemaios ausschließlich babylonische Beobachtungen seit ca. 750 v. Chr. konsultierte. Obgleich er in Alexandria lebte, zitiere er aber niemals ägyptische Beobachtungen. Bei allem Erkennen der Regelmäßigkeiten fehlte nach wie vor das Verständnis der Dinge. Es fehlt die Wissenschaft als Beruf, zum einzigen Selbstzweck des Erkenntnisgewinns und Erschaffung eines Weltbildes. Für letzteres besteht im alten Ägypten gar keine Notwendigkeit, da sich jedes Naturphänomen in die mythologische Götterwelt integrieren lässt. ,,Entgöttlicht`` wurde die Vorstellung von der Funktionsweise der Welt erst mit der Naturphilosophie bei den Griechen.
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Bedeutende ägyptische Artefakte astronomischen Inhalts Die Sternscheibe von Dendera (Abb. 3) ist deshalb so spektakulär, weil sie ohne große Mühe als Abbildung des Himmels identifizierbar ist. Abgebildet sind Figuren mit verschiedenen Attributen, humanoide Gestalten tragen ägyptische Kopftücher und manche haben Tierköpfe. Auf den ersten Blick mag diese Darstellung für manchen Laien ägyptisch erscheinen. Doch sind an den Proportionen und Darstellungen der abgebildeten Menschenkörper bereits griechische Einflüsse erkennbar und der bekleidende Schurz ist nicht mehr ägyptisch-steif, sondern wirft Falten. Bei den Knienden sind Schenkel und Waden nach realistischer Ästhetik modelliert. Im alten Ägypten wurde das Gemalte beseelt gedacht, weshalb beide Arme und Beine gleich lang dargestellt werden mussten, um keinen Invaliden zu erzeugen. Auf der Dendera-Scheibe sind die in Bewegung dargestellten Personen nicht mehr statisch nach dem religiösen Gebot aufgereiht, sondern nach Körperstudien in griechischem Ideal gezeichnet.
Deutlich erkennbar ist der Zodiakus mit den Sternbildern wie wir sie aus griechischer oder babylonischer Mythologie kennen: der Schütze als Centaur, der Steinbock als
Abb. 1: Das beschützende Udjatauge als vielvermarktetes Symbol des alten Ägypten. Die ursprüngliche ist vielfältig, bisweilen wird es als Auge eines der stärksten Götter, Horus, betrachtet. (Zeichnung S. Hoffmann)
Ziegenfisch, die Fische verbunden durch ihre Nabelschnur... Interessanterweise ist auch die Waage bereits abgebildet, von der man bei Ptolemäus um 150 n. Chr. (noch?) nichts (mehr?) liest. Im Tierkreis stehen die fünf Planeten (Merkus, Venus, Mars, Jupiter, Saturn) als menschliche Gestalten und das Herbstviereck (Pegasus) ist zwischen den Fischen erkennbar. Der Krebs steht dem Nordpol am nächsten, liegt also am Sommersolstitium der Ekliptik, woher ja auch die Bezeichnung dieser Himmelsregion rührt.
Obgleich der Zodiakus in dieser Form sicher ein Import ist, kann man wenige altägyptische Sternbilder Himmelsregionen zuordnen. Typisch ägyptisch ist z.B. die Polarregion, in der ein großer Ochsenschenkel erkennbar ist. Es ist der Schenkel des Gottes Seth, der ihm zur Strafe abgenommen wurde und an den Himmel angepflockt wurde. Dort wird er von einer Nilpferdgottheit bewacht.
Abb. 2: Wörter für Sonne in ägyptisch (gesetzt in Hieroglyphen mit LaTeX)
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Im Rinderschenkel erkennen wir unseren Großen Wagen, der um den Himmelspol kreist. Für die Griechen war es weder Wagen noch Schenkel, sondern das viel ausgedehntere Sternbild Großer Bär, während die Römer hierin ein Gespann von sieben Ochsen sahen.
Die Randfiguren auf der Scheibe stellen die Dekansternbilder dar, die die Ägypter zur nächtlichen Stundenzählung gebrauchten. Leider sind diese Sterngruppen am Himmel bis dato nicht identifiziert. Bei den meisten Charakteren der Scheibe ist bisher keine Zuordnung gelungen. Vielleicht zeigen die Sterne die Anzahl hellerer Sterne in der jeweiligen Figur - aber selbst das ist bisher nur eine gute Spekulation.
Die Decke des Tempels der Hathor-Isis in Esna ist ebenfalls mit prächtigen astronomischen Motiven dekoriert. Das Gotteshaus beruht auf einem Fundament aus der 18. Dynastie (15. Jh. v. Chr.). Die heute stehenden Gewölbe wurden allerdings erst in der griechisch-römischen Spätzeit errichtet. Folglich sind auch hier die astronomischen Darstellungen bereits stark mit denen der Antike gekreuzt. Typisch ägyptische astronomische Darstellungen finden sich in Form von Sternuhren auf vielen Sargdeckeln und an Tempelwänden. Sie beziehen sich hauptsächlich auf die Zeitrechnung und Stundenzählung.
Kalender Die Ägypter unterschieden die Jahreszeiten Achet (,,Überschwemmung", mit den Monaten Thôth, Phaôphi, Athyr, Choiak), Peret (,,Sprießen", mit Tybi, Mechir, Phamenôth, Pharmuthi) und Schemu (,,Hitze", die Ernte- und Trockenzeit - mit Pachôns, Paÿni, Epiphi, Mesorê). Der Monat begann bei Vollmond (Quelle: Totenbuch) und nach 12 Monaten (Vollmonden) begann ein neues Jahr. Mit seinen rd. 355 Tagen ist das Mondjahr 10 Tage kürzer als das 365tägige Sonnenjahr und auch zwölf 30tägige Monate sind noch um 5 Tage zu kurz. Zur Korrektur der resultierenden Verschiebung gegenüber den Naturzyklen (Nilflut) feierte man eine ,,Zeit zwischen den Jahren" als Geburtstage der fünf Götter Osiris, Seth, Horus, Isis und Nephtys aus dem Körper der Himmelsgöttin Nut. Der Jahresbeginn ist nicht klar verstanden. Laut Neugebauer [Neugebauer S. 169 ff.] ist die klassische Interpretation (z. B. nach Borchardt), dass das Jahr mit dem heliakischen Frühaufgang der Sothis beginne. Wenn dieses Gestirn
Abb. 3: Sternscheibe von Dendera
um Sirius kurz vor der Sonne aufgehen soll, dann muss sie im Wintersechseck stehen. Es ist also Hochsommer, woraus sich übrigens unsere ,,Hundstage" für die heißeste und trockenste Zeit im Jahr ableiten. Aus der Hypothese, der Sothis-Frühaufgang bringe die Kunde vom baldigen Über-dieUfer-treten des Nils, datiert Borchardt den Jahresanfang der alten Ägypter auf den 19. oder 20. Juli unseres Kalenders und konstatiert das ,,erste gesicherte Datum der Weltgeschichte`` auf den 19. Juli 4241 v. Chr. Er schlussfolgert dies aus einer Angabe von Censorinus, dass im Jahre 139 n. Chr. das Neujahrsfest mit dem heliakischen Aufgang zusammen fällt. Es ist leicht einsichtig, dass alle 1460=4·365 Jahre das ägyptische Jahr mit dem julianischen übereinstimmt, da der Unterschied zwischen beiden Jahre 1/4 Tag ist. Dennoch erscheint diese Datierung verblüffend präzise. Relativierend können wir festhalten, dass das Wiedererscheinen des hellsten Fixsterns nach 70tägiger Unsichtbarkeit bereits sehr zeitig erfolgen und mit der Flut korrelierend erkannt werden konnten.
Zu Recht bezweifelt Neugebauer jedoch, dass dieser Kalender für andere als reli-
giöse Zwecke genutzt wurde, denn die Nilschwemme hat für das Leben eines jeden Ägypters praktische Bedeutung; der Sothis-Aufgang aber nicht. So ist plausibel, dass der religiöse (Sothis-)Kalender nur von Priestern und auch erst deutlich später als im 5. vorchristlichen Jahrtausend zur Festlegung der Feiertage eingesetzt wurde. Die Nilschwemme ist ein einigermaßen regelmäßiges Ereignis, dessen Zyklus bereits in wenigen Jahren erkennbar ist. Die Anzahl der Tage zwischen zwei Fluten unterliegt zwar Schwankungen von ca. +-10 % (in dem von Neugebauer in Astronomy and History, Selected Essays. Springer Verlag, New York, 1964, S. 185 f. betrachteten Zeitraum zwischen -8 % ... +12 %), allerdings könne man schon nach ca. 10 bis 15 Jahren Statistik feststellen, dass sich ein Mittelwert bei 365 Tagen einpendelt.
Falls die Sothisperiode also nicht sogar völlig bedeutungslos für den ägyptischen Kalender war, richtet sich allein der religiöse Kalender nach diesem Gestirn. Für alle bürgerlichen Zwecke im gewaltigen Verwaltungsapparat dieses DienstleisterStaates war er durch die gebrochenen
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Abb. 4: Einige ägyptische Wörter mit astronomischem Bezug in Hieroglyphenschrift (gesetzt mit LaTeX)
Zahlen zu kompliziert. Man verwendete einen Kalender ohne Schalttage, der sich allein nach der Nilflut richtete. Istvàn Hahn billigt in seinem Buch ,,Sonnentage, Mondjahre" lediglich folgende ad-hocRegelung: Ist ein Jahr im Sinne der Anzahl der Tage bereits verstrichen und die Nilflut setzt noch nicht ein, so werde der letzte Monat wiederholt.
Resümee Im Reich der Ägypter, das in Beamtentum und Verwaltung modernen Strukturen teils sehr ähnlich ist und andererseits doch durch seine Gebräuche und Kulte sehr
fremd erscheint, wurden Keime für viele Entwicklungen gelegt. Wenngleich die Ägypter noch nicht die philosophischen Höhen der Griechen erreichen - und womöglich auch gar nicht zu erreichen strebten - so sind sie doch in den Lauf der Natur so unmittelbar involviert, dass das Erkennen seiner Rhythmen für Prognosen als notwendig erkannt wird. Die Ägypter bleiben jedoch in ihrer Religion verhaftet und auch späterer Wissenstransfer wird in den traditionellen Kult integriert. Die Einbettung von Naturberichten in Mythen und die Erzählperspektiven eines sehr gottesfürchtigen Volkes, das überall Dämonen,
Projekt ,,A Star's Life"
von Martin Schoenball
Anhand von einigen Objekten der Milchstraße kann der Lebensweg von Sternen mit dem Teleskop beobachtet werden. Dieses Projekt richtet sich an Einsteiger, aber es sind auch einige Objekte für fortgeschrittene Beobachter dabei. Anders als bisherige Projekte der Fachgruppe werden diesmal alle Beobachtungen jederzeit auf der Webseite der Fachgruppe Deep-Sky verfügbar sein und so das Projekt lebendiger und attraktiver machen. Am Anfang eines jeden Sternenlebens steht eine Wolke aus Staub, also vor allem Wasserstoff-Atome. Dieser Dunkelnebel beginnt zu kollabieren, er wird immer dichter und heißer und irgendwann zündet
schließlich ein neuer Stern die Kernfusion, sein Herz beginnt zu schlagen. Zunächst ,,schlägt" es allerdings noch höchst unregelmäßig, der junge Stern zeigt immer wieder eruptive Lichtwechsel verbunden mit Masseauswürfen. Nach einer Weile findet er schließlich sein inneres Gleichgewicht, das durch die gravitative Zusammenziehung und dem entgegenwirkenden Strahlungsdruck gebildet wird. Wenn bei der Sternentstehung noch Staub übrig geblieben ist, wird dieser vom Stern angeleuchtet, er wird so für uns als Reflexionsnebel sichtbar. Ist ein sehr massereicher Stern entstanden, der eine Oberflächentemperatur von über 30.000 K erreicht, so wird Wasserstoff ionisiert
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Götter und mystische Wesen vermutete, macht diese Kultur für den aufgeklärten Menschen der Neuzeit, der sich mit Technik umgab und kaum noch die Dunkelheit kennt sicher sehr faszinierend. Obgleich die Ägyptologie sich im Gegensatz zu anderen Teilen der alten Geschichte einer wahren Vielfalt an Quellen erfreut, ist das heutige Verständnis der Hieroglyphen, Zeichnungen und Texte der alten Ägypter leider nicht sehr weitreichend. Viele Rätsel sind uns noch immer aufgegeben und manche Deutung fällt sehr in Bereich der Spekulation. Vielleicht ist gerade dies ein Aspekt, der dieses Thema so interessant macht: Es gibt für Ägyptologen und für Astronomen noch viel auf diesem Gebiet zu erforschen!
Geneigte Hobbyforscher möchte ich daher zu eigenen Studien ermutigen allerdings nicht ohne den emphatischen Appell, bei Betrachtungen der ägyptischen Wissenschaft den religiös-kultischen und kulturellen Hintergrund nicht aus den Augen zu verlieren - natürlich ohne ins Esotherische abzugleiten.
Literaturhinweise:
I. Hahn, Sonnentage - Mondjahre, Urania Verlag, Leipzig, Jena, Berlin 1983
O. Neugebauer, Astronomy and History, Selected Essays, Springer Verlag, New York 1964
D. B. Herrmann, Sterne über dem Nil, Verband Wiener Volksbildung, Wien 2001
und strahlt als HII-Region vor allem im roten H-Licht, wie wir es von Fotos kennen. Besonders massereiche Sterne mit über 20 Sonnenmassen können zu so genannten Wolf-Rayet-Sternen werden. Sie zeichnen sich durch Emissionslinen in ihrem Spektrum aus (normale Sterne haben nur Absorptionslinien) und haben auch einen sehr starken und schnellen Sternenwind. Dieser kann das umliegende interstellare Medium zusammendrücken und durch Reibungshitze ionisieren. Dies wird dann als ein sehr seltener WolfRayet-Nebel sichtbar. Aber in dieser Phase verweilen die Sterne nur kurz, überhaupt haben es die massereichen Sterne sehr eilig in ihrem Leben, ihnen ist nur eine
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Objekt
NGC 246 NGC 281 HIP 8709 NGC 1333 NGC 1535 2 Eri B NGC 1555 B 26-28 M 1 M 78 NGC 2174 IC 443 NGC 2359 HIP 52181 NGC 4361 M 1-92 B 142/3 NGC 6888 NGC 6905 PV Cep NGC6960,92-5 NGC 7000 NGC 7023 Egg-Nebel BD +28 4211 B 168
Typ
Planetarischer Nebel HII-Region Weißer Zwerg Reflexionsnebel Planetarischer Nebel Weißer Zwerg Junger Stern Dunkelnebel Supernovaüberrest Reflexionsnebel HII-Region Supernovarest Wolf-Rayet-Nebel Weißer Zwerg Planetarischer Nebel Proto-planet. Nebel Dunkelnebel Wolf-Rayet-Nebel Planetarischer Nebel Junger Stern Supernovaüberrest HII-Region Reflexionsnebel Proto-planet. Nebel Weißer Zwerg Dunkelnebel
Koordinaten (2000)
00 47 03 -11 52 17 00 52 59 +56 37 19 01 52 03 +47 00 06 03 29 18 +31 25 00 04 14 16 -12 44 20 04 15 22 -07 39 29 04 21 57 +19 32 04 04 55 12 +30 34 47 05 34 32 +22 00 52 05 46 46 +00 04 10 06 09 24 +20 39 34 06 17 49 +22 49 01 07 18 30 -13 13 30 10 39 37 +43 06 10 12 24 31 -18 47 03 19 36 19 +29 32 50 19 40 40 +10 57 02 20 12 07 +38 21 18 20 22 23 +20 06 18 20 45 56 +67 57 45 20 51 00 +31 10 00 20 58 50 +44 31 00 21 01 36 +68 10 10 21 02 19 +36 41 38 21 51 11 +28 51 50 21 53 14 +47 12 12
Stb.
Cet Cas And Per Eri Eri Tau Aur Tau Ori Ori Gem CMa UMa Crv Cyg Aql Cyg Del Cep Cyg Cyg Cep Cyg Peg Cyg
Bemerkung
10,9 mag
12,4 mag
9,6 mag 9,5 mag T Tau, veränderlich, zuletzt ab ca. 16"
Krebsnebel
[OIII]-Filter Thors Helm, [OIII]-Filter 11,2 mag 10,9 mag Minkowski's Footprint Fernglas-Objekt Bei dunklem Himmel ab 4-6" mit Nebelfilter 11,1 mag, Blue Flash Veränderlich, ab ca. 8", Gyulbudaghians Nebel Cirrusnebel, [OIII]-Filter Schon mit bloßem Auge und Nebelfilter sichtbar!
CRL 2688, ca. 12 mag 10,5 mag Fernglas-Objekt
kurze Lebensdauer von wenigen Millionen Jahren vergönnt. Sie verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat einfach zu schnell; auch mit der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und den folgenden Fusionsprozessen können sie ihr Leben nur wenig verlängern.
Schließlich kann der nötige Strahlungsdruck nicht mehr aufrecht erhalten werden. Die Gravitation hat nun keine Gegenkraft, der Stern kollabiert und wird zur Supernova. Dabei leuchtet der Stern so hell, wie die gesamte Galaxie aus Milliarden von Sternen, in der er sich befindet! Die ausgestoßenen Gasmassen bewegen sich nun mit hoher Geschwindigkeit durch das interstellare Medium. Analog zu WolfRayet-Nebeln werden nun auch die Hüllen als Supernovaüberrest sichtbar. Vom Stern bleibt nur ein Neutronenstern oder gar ein schwarzes Loch übrig. Sterne mit weniger als 8 Sonnenmassen durchlaufen einen längeren, nicht weniger spannenden Lebensweg. Nach dem Aufenthalt auf der Hauptreihe, was den größten Teil ihres Sternenlebens ausmacht, blähen sich die Sterne zu roten Riesen auf, schließlich werfen sie ihre Hüllen ab. Der Strahlungsdruck ist hier größer als die wirkende Gravitation. Um den Stern bildet sich eine Gashülle, die nun als sogenannter
proto-planetarischer Nebel sichtbar wird. Der übriggebliebene Stern wird nun immer heißer und schließlich ein weißer Zwerg. Diese haben Oberflächentemperaturen bis weit über 100.000 K und regen nun die Gashülle zum Leuchten an. Dies wird für uns als planetarischer Nebel sichtbar. Der Nebel expandiert immer weiter, entspre-
chend sinkt die Flächenhelligkeit, bis er nicht mehr wahrnehmbar ist. Es bleibt ein einzelner weißer Zwerg übrig. Ansprechpartner: Martin Schoenball martin@schoenball.de Informationen zu aktuellen Supernovae finden sich auf www.supernovae.net
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ASL 2006
von Caroline Reinert
Was haben zigtausend kleine, bunte Gelatineeinheiten in Bärchenform auf dem Aschberg verloren? Aus welchem Grund gesellten sich noch 66 kleine grüne Männchen und Weibchen hinzu? Und warum in aller Welt wurde vom 24. Juli bis 5. August 2006 in Klingenthal eine erhöhte Nachtaktivität gemessen? Die Antwort darauf ist o.B.d.A. trivial: Es war wieder einmal ASL!
Gleich zu Beginn war klar, dass das kein nor- Abb. 1:
males Jugendlager wird. Viele reisten mit ,,Hands on!" an der Jugendherberge auf dem Aschberg.
ihren Teleskopen an, die meisten kamen mit
einer Sternkarte oder einem Himmelsatlas uns mit Themen quer durch den astro- Foto von M 31 und seinen Begleitern.
im Gepäck und alle freuten sich auf eine nomischen Gemüsegarten beschäftigten. Neben den AGs spielten die vielseitigen,
Von einer ersten kleinen Workshops die Hauptrolle während
Einführung in des ASL. Die künftigen Raketeningenieure
die Astronomie, des DLR und der ESA konnten hier ihre
über Deep-Sky- ersten Versuche mit Wasserdruckluft- und
B e o b a c h t u n g kleinen Feststoffraketen unternehmen. Die
und Kosmologie, späteren Chefredakteure von FAZ und Co.
bis hin zur hatten die Möglichkeit, sich voll in die
Kulturgeschichte Campzeitung ,,KliMBla" (,,Klingentha-
war für jeden etwas lerMitternachtsBlatt") einzubringen. Die
dabei, egal ob blu- zukünftigen Starregisseure der Berlinale
tiger Anfänger gaben mit dem ASL-Film ihr Debüt.
oder Astro-Freak. Und die Computerfreaks (oder die, die
In [PSST] wurde es werden wollten) unter uns konnten
man auf kei- sich in Workshops zu Themen wie C-
nen Fall zum Programmierung, LaTeX, Linux und der
Schweigen ver- Webseitengestaltung ganz heimisch fühlen.
Abb. 2:
pflichtet, es wurde
Die Jugenherberge (Foto: Ingo von Borstel)
vielmehr versucht Noch mehr nicht-astronomisches Pro-
die Physik hinter gramm gab es im NAP. Aber von Physik,
Woche voll Naturwissenschaft, Technik den leuchtenden Gasriesen zu verstehen, Chemie und Co. kamen wir trotzdem nicht
und vor allem Astronomie. Eingestimmt genauso wie mit einem eigens konstruier- wirklich weg.
wurde man auf das Kommende eigentlich ten Versuchsaufbau die Solarkonstante zu Beginnend mit dem Mörderspiel, bei
schon bei der Ankunft: Die VEGA-Fahne ermitteln. Welche Spuren der Einschlag dem wir uns Diwasserstoffmonoxid zu
flatterte über unseren Köpfen und auf einer Glasmurmel nach 30 Metern freiem Nutze machten um das Opfer auf grau-
der großen Beobachtungswiese neben der Fall in einem Gemisch aus Mehl, Salz same Art und Weise zu hydrieren, ging
Jugendherberge versprach der Blick auf und Lebensmittelfarbe hinterlässt, fand es weiter mit einer Reise zur atomaren
Roland Herrmanns Riesendobson bereits die [PLAN]AG heraus. Dabei haben sie Ebene, in der wir kleinere oder größe-
jetzt spannende Beobachtungsnächte.
so manche architektonische Besonderheit re Molekülgemeinschaften mit manchmal
Doch zuerst galt es ganz irdische Dinge eines Impaktkraters entdeckt, wie sie höherer, aber meist minderer Stabilität
zu meistern. Die Betten wollten bezogen, zum Beispiel auf dem Mond auch ganz bildeten. Nicht-astronomischer Höhepunkt
Taschen ausgepackt und die Jugendherberge ohne Mehl zu sehen sind (Foto: siehe war das ,,Construction Game". Hier
erkundet werden. Und natürlich muss- Bericht der AFO-AG). Die AG [HIM] war technisches Fingerspitzengefühl,
ten wir uns auch gegenseitig erst einmal versuchte sich an einem Programm zur Kreativität im Umgang mit Müllbeuteln,
in Ruhe kennenlernen, Gemeinsamkeiten Ephemeridenberechnung von Planeten, Schaschlikspießen und Trinkröhrchen,
entdecken und die ersten Pläne für die im [KULT] versetzte man sich in die sowie eine große Portion Teamwork gefragt.
kommenden 14 Tage schmieden.
Zeiten von Kepler und Galilei zurück, im Nur so war es möglich, das rohe Ei mit
[DESY] machten wir erste Gehversuche unseren abenteuerlichen Konstruktionen
Am nächsten Tag ging es dann richtig im astronomischen Zeichnen. Eine (fast) möglichst weit zu befördern und dabei
los. Arbeitsgruppen waren angesagt! originalgetreue Reise zur ISS erlebten die auch noch weich zu landen.
Diese waren, wie in jedem Jahr, der [RAUF]-Teilnehmer und die [AFO]AG Doch die Astronomie kam deshalb noch
Hauptbestandteil des Camps, in dem wir präsentierte allen ein atemberaubendes lange nicht zu kurz. Gewöhnlich fand man
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Abb. 3a und 3b: Wir! (2006)
kurz nach dem Mitternachtsimbiss, den uns die Jugendherberge freundlicherweise bereitgestellt hatte, ein buntes Treiben auf der Beobachtungswiese vor. Meist stand eine kleine Traube um Rolands 24``-Dobson herum, die gespannt auf die nächste Objekteinstellung wartete. Diese bescherte einem zum Beispiel einen nahezu aufgelösten M 13 oder offenbarte Strukturen in Galaxien, die man im eigenen Teleskop lediglich erahnen kann. Manche nutzten auch den sehr guten Klingenthaler Himmel um einen Quasar am anderen Ende des Universums zu erspechteln, manche betrachten verzaubert die feinen Schwaden des Cirrusnebels und andere durchströmte ein Glücksgefühl, wenn sie zum ersten Mal M 33 im Feldstecher erblickten. Es hatte aber auch seinen Reiz einfach nur ganz gemütlich auf der Isomatte zu liegen, den Sternenhimmel auf sich wirken zu lassen und dabei Sternschnuppen zu zählen.
Aber neben aller Beobachtung kam auch die Theorie nicht zu kurz. Und so sorgten einige spannende Vorträge dafür, dass Wissenslücken gestopft wurden und man auch so manch neue Dinge erfahren hat. Unter anderem entführte Dr. Susanne Hüttemeister (vom Planetarium Bochum) den prall gefüllten Vortragssaal zu den großen Sternentstehungsgebieten unseres Universums, unter anderem zum Zentrum der Milchstraße und zu fernen Quasaren, und präsentierte uns damit ,,Neue Sterne haufenweise". Professor Dr. Karl-Heinz Lotze (von der FSU Jena) zeigte uns die ,,Horizonte im Universum", wobei er einen Einblick in aktuelle kosmologische Forschungen zur Überlichtgeschwindigkeit entfernter Galaxien lieferte. Dass unser Horizont dabei tropfenförmig und der Kosmos eigentlich ein riesiger, aufgebla-
sener Teddybärkopf mit Singularitäten an den Ohren ist, waren dabei ganz neue Denkansätze. Außerdem gab es Vorträge von ehemaligen ASL-Teilnehmern. Iris Fleischer stellte das MössbauerSpektrometer im Marseinsatz vor und Tilman Springborn berichtete von der, fast schon in Vergessenheit geratenen Mondmission Apollo 12. Und zu guter Letzt gaben Ingo von Borstel und Susanne M. Hoffmann, zwei unserer Leiter, Auszüge aus ihren Diplomarbeiten über Planetenentstehung, Exoplaneten und Gravitationslinsen zum Besten.
Damit wir auf unserem Berg aber nicht ganz so vereinsamen, gab es den einen und den anderen Ausflug. Zum Tagesausflug am ersten Freitag mussten wir allerdings
zu einer astronomisch untypischen Zeit das Bett verlassen, was mit einer von Ingo und Tobi live gesungenen, sehr freien Interpretation von ,,Morning Has Broken" aber erstaunlich erfolgreich sichergestellt wurde. Dann ging es nach dem Frühstück auf zum nahe gelegenen Badesee, wo sich der Großteil erst einmal in die Fluten stürzte. Nach dieser wohl verdienten Abkühlung wandten wir uns aber wieder der investigativen Forschung zu. Wir fanden heraus, bei welcher Konsistenz des Sandes die strukturelle Integrität von Kleckerburgen optimal ist, wir dokumentierten die Flora und Fauna des Sees mit akribisch fotografischer Genauigkeit und wir untersuchten im Selbstversuch das Verhalten des gemeinen Amateurastronomen während des Sonnenbades. Um aber nicht den ganzen Tag
Abb. 4: Ein Blick auf den Teleskopparkur. Sie standen nicht nur im Keller, sondern wurden auch benutzt - natürlich nachts, wenn sich die Fotografen über Teleskopfotos geärgert hatten.
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zu faulenzen, steuerten wir am Nachmittag noch einen weiteren Programmpunkt an: Wir suchten den Geschwindigkeitsrausch auf der Sommerrodelbahn in Mühleiten. Und fanden ihn.
Am folgenden Dienstag suchte die grüne Invasion dann Rodewisch heim. Ausgemachtes Ziel waren die Sternwarte und das Planetarium. Und auch wenn wir während der Führung nicht wirklich etwas neues über das Leben, das Universum und den ganzen Rest erfahren haben, gab es doch einen beeindruckenden 305/5500(1800)mm Cassegrain-Reflektor zu bestaunen. Was folgte, als wir zurück in die Jugendherberge gefunden hatten, beeindruckte aber nicht minder. Bettina Hoffmann verzauberte uns mit ihrer Backkunst und präsentierte herrlich astronomische, mit viel Mühe, Engagement und Liebe zum Detail hergestellte Süßwaren: Eine Torte in Form der Oortschen Wolke, ein ASL-Kuchen, der natürlich mit Kaffee verfeinert war und so viel mehr, dass man eigentlich gar nicht alles probieren konnte. Dass im Nachhinein sogar die Küchenfrauen unbedingt das ein oder andere Rezept haben wollten, spricht wohl auch für sich. Bei all diesen Erlebnissen schien das Ende des Camps immer meilenweit weg. Doch
dieser 5. August kam letztendlich viel zu schnell. Die Taschen wurden wieder eingepackt, die Teleskope demontiert und man musste sich mit dem Gedanken versöhnen die neu gewonnen Freunde wieder zu verlassen. Die Verabschiedungen fielen erwartet schwer und eigentlich war der einzige Lichtblick in diesen Momenten die Aussicht auf das nächste ASL. Zum Schluss durfte sich das letzte Überbleibsel von uns noch mit Fingerfarbe an der Wand der Jugendherberge verewigen, so dass uns so schnell keiner vergisst. Aber danach machte sich auch der hartnäckige Rest auf den Weg zurück nach Hause. So ging ein Sommerlager voll chronischem Schlafmangel, zahlreichen neuen Bekanntschaften und unvergesslicher Erinnerungen zu Ende. Aber: Das nächste Astronomische Sommerlager kommt bestimmt!
Zum Schluss ein großes Dankeschön an Sanne, Ingo, Willem, deren Helfer und deren Helfershelfer für die Organisation!
Eine Anmerkung zum Schluss: Wer Näheres über diverse Abkürzungen im Text und vieles andere mehr erfahren will, kann sich auf http://asl.vega-astro.de umfassend darüber informieren.
Abb. 5:
AFO - Begegnung mit Mond, CCD und
Andromeda
von Nils Behm, Tobias Schmidt
In der zweiten Woche des Astronomischen Sommerlagers (ASL) 2006 in Klingenthal lernten sechs junge Hobbyastronomen zwischen 14 und 19 Jahren die Möglichkeiten der Astrofotografie kennen. Auch wenn das Wetter anfänglich nicht die Chance bot, Aufnahmen zu machen, und sie in dieser Zeit nur altes Rohmaterial von Tobias Kampschulte, ihrem AG-Leiter, bearbeiten und die Theorie über Bildbearbeitung, CCD-Chips oder Filme durchpauken konnten, ließen sie sich nicht entmutigen und ihr Warten wurde belohnt.
In der Nacht vom 2. auf den 3. August klarte es endlich auf und sie konnten das Gelernte auch einmal in die Praxis umsetzen. Die AG-Teilnehmer und ihr Leiter
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Abb. 1: Iridium 1+2
Abb.2: m31-final bauten ihre Instrumente und Kameras auf. Als erste Objekte mussten der leider schon sehr tief stehende Halbmond und der Jupiter herhalten. Leider zog kurz darauf eine dicke Wolkenfront auf und alle bangten, ob es klar bleiben würde. Zum Glück zogen die Wolken recht schnell durch und es konnte gegen 0:20 Uhr weitergehen. Jetzt ging es einmal ohne Teleskop und nur mit Kamera und Weitwinkelobjektiv durch das Sommerdreieck. Dabei entstanden einige Sternfeldaufnahmen. Im Anschluss daran versuchte sich die AFO-AG an der DeepSky-Fotografie. Unter der Anleitung von Tobias wurde M 31 in Andromeda eingestellt und 17 mal mit jeweils 60 Sekunden belichtet. Später ging es noch einmal in das Sommerdreieck, der Nordamerikanebel NGC 7000 wurde mit einer EOS 300D
Abb. 4: tobiasKAG
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fotografiert, während gleichzeitig mit einer EOS 350D und einem 80 mm-Refraktor ,,h & " abgelichtet wurde. Doch auch ein künstliches Objekt, ein Iridium-Flare, befand sich im Beobachtungsprogramm. Mit -7 mag Helligkeit und dem 28 mm-Objektiv sollte es ein sehr Leichtes sein, wenn der Auslöser nur im richtigen Moment gedrückt würde. Um 2:44 war es dann so weit, und die Kamera knipste zur richtigen Zeit und landete einen Volltreffer. Mit dem Ergebnis Abb. 3 (unten): Mond
waren alle sehr zufrieden, zumal es für einige das erste Foto eines solchen Objekts war. Am Nachmittag und nach etwa sechs Stunden Schlaf (bei einigen auch weniger) ging es dann an die Bearbeitung der zum Teil ersten eigenen Astrofotos. Jeweils zu zweit oder zu dritt gingen die Teilnehmer an die Computer und begaben sich an die Bilder. Anfangs gab es zwar einige kleinere technische Probleme, wie zum Beispiel beim Abzug eines Darkframes oder bei Rechnerabstürzen. Aber nachdem diese Probleme überwunden waren und den AGlern ihre Ergebnisse gefielen, wurden diese den anderen Teilnehmern des ASL in einer Präsentation vorgestellt. Dabei erzeugte das Bild von M 31 die größte Begeisterung beim Publikum.
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AG-Bericht [SIM]
von den Teilnehmern der AG
Ziel unserer AG war, zu lernen, wie man physikalische Vorgänge mit dem Computer simulieren kann. Zu diesem Zweck gab es in den ersten beiden Tagen eine Einführung in die prinzipiellen Vorgehensweisen der Numerik und die größten Probleme, die dabei auftreten können. Mit einfachen Programmen in der Sprache Python untersuchten wir zunächst Algorithmen zur Ableitung von Funktionen. Als Beispiel diente hierbei die Ableitung der erstaunlich komplizierten Funktion:
y = ( sin(tan(x)) - tan(sin(x)) ) /x7
Am zweiten Tag ging es dann etwas physikalischer zu. Wir schrieben ein Programm zur numerischen Berechnung von Wurfparabeln ohne Luftwiderstand. Nach einer kurzen Einführung in die objektorientierte Programmierung durch Robert Schwede, begannen wir in Gruppen verschiedene Teile eines Programms zur Simulation des Mehrkörperproblems zu entwickeln. Computer sind für dieses Problem deswegen notwendig, weil man Newtons Bewegungsgleichung für mehr als zwei Körper analytisch nicht exakt lösen kann. Hierzu erstellten wir zunächst eine so genannte Klasse ,,Körper", der Masse, Anfangsgeschwindigkeit sowie -ort über-
Abb. 1: Die AG ,,Simulationsrechnungen" unter der Leitung von Moritz Heger bei der Arbeit im Computerraum. (Foto: SMH)
geben wurden. Damit wurden Objekte mit den Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems erzeugt; mittels Iteration über kleine Zeitschritte (Gauß-Verfahren) simulierten wir die Bewegung der Planeten. Dazu ließen wir zunächst den Computer die gravitative Wechselwirkung zwischen allen Körpern berechnen. Daraus wurden die Beschleunigungen errechnet, mit welcher sich Geschwindigkeiten und
schlussendlich die Positionen ergaben. Unter Verwendung von Gnuplot wurden die Ergebnisse visualisiert. Aufbauend auf der FlugparabelSimulation schrieben wir außerdem ein Computerprogramm zur Flugbahnbestimmung geworfener Körper unter Einbezug des Luftwiderstandes. Durch Variation des Abschusswinkels suchten wir nach der Bahn mit maximaler
Abb. 2: Flugbahn eines Artilleriegeschosses mit Cw = 0.3 Abschusswinkel: 30 Grad rot 45 Grad grün 60 Grad blau
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Abb. 3: Flugbahn eines Artilleriegeschosses mit Cw = 0.3 Gegenwind: 0 m/s rot 5 m/s grün
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Wurfweite. Ebenfalls bezogen wir den
Gegenwind mit in unsere Simulation ein.
Für den größten Teil der Zeit haben wir
uns bemüht, die Realität möglichst genau
nachzubilden. Um uns aber auch einmal
als mit göttlichen Mächten ausgestattet
fühlen zu können, änderten wir versuchs-
weise das Gravitationsgesetz. Die dadurch
entstehenden Bahnen nahmen sehr exoti-
sche Formen an.
Abb. 4:
Flugbahn eines Körpers m = 42.91
Cw:
0.0 (Vakuum) blau
0.3 (Artilleriegeschoss) rot
1.5 (Kugel) grün
Ein Querschnitt durch die Astronomie in 5 Nachmittagen
von Christian Stritzke und Sanne M. Hoffmann
Am Anfang der AG bekam jeder Teilnehmer je ein Exemplar des Heftes ,,Der Himmel über uns" unserer Kursleiterin (erschienen 2006, bei S. Gahse) als Arbeitsbuch. Anhand dessen besprachen wir unterstützt von Zeichnungen die Themen Spring- und Nippflut, sowie die Eigenschaften der Planeten unseres Sonnensystems. Die Fans der Fantasy & Science Fiction unter uns zettelten daraus eine rege Diskussion an, ob man den Uranus aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung sprengen könne (siehe Armageddon - da geht es zumindest mit Planetoiden). Wir kamen mit ein paar simplen Abschätzungen zu dem Schluss, dass dies beruhigenderweise nicht möglich ist. In der Lektion zur Orientierung im Gelände und am Sternhimmel, die alle Tage durchzog, wurden wir einestags in die Geheimnisse des Sonnenkompasses eingeweiht. In den Vortagen und -nächten hatten wir bereits nützliche Sternbilder und Leitsterne (wie Polarstern und die Wega am Himmel) kennen gelernt sowie anhand von Pappbastelsätzen das Galileiund das Kepler-Teleskop verglichen. In einer Pause war unter uns Teilnehmern eine Diskussion über Religionen entstanden, die beim Eintreffen der AG-Leiterin dazu führte, dass wir einen Überblick über die Geschichte astronomischer Erkenntnisse erhielten. Die religiöse Himmelskunde der Ägypter (Apep gegen Ra und Interpretation des ,,Blutmondes") wurde ihren Errungenschaften in der astronomischen Zeitrechnung und Himmelsrichtungsbestimmung (Ausrichtung der
Pyramiden nach dem Nil, aber Verwendung von Sternuhren) gegenübergestellt. Mit der Sternscheibe von Dendera (grch./ ägypt.) gingen wir über in die griechisch-römische Antike. Mit der Erkenntnis über die Kugelgestalt der Erde (Pythagoräer, Grund: Mondfinsternisbeobachtungen) vorwärts zur Berechnung des Erdumfanges mit Eratostenes` Schattenstabexperiment. Viel später wurde die Schwerkraft entdeckt: In der Schule lernten wir dafür die Zahl ,,g=9.81 m/s2", was wir prüfen wollten - und erhielten ein überraschendes Ergebnis. Wir verwendeten das Szenario einer Schulaufgabe: ,,Stellen Sie sich vor, Ihr Raumschiff erlitt eine Bruchlandung auf einem fremden Planeten. Sie haben nur noch notdürftigen Proviant (eine Tafel Schokolade). Wie bestimmen sie ,,g" für diesen Planeten, um die Fluchtgeschwindigkeit (und mithin den Treibstoffbedarf) für eine Rückkehr zu berechnen?" - Natürlich durch durch das Fallenlassen einer Tafel Schokolade (Normmasse 50 g) aus der wohlbekannten Höhe des eigenen Körpers! Dieses Experiment wurde zwar durch die Probemassen versüßt, gab aber Anlass für eine gründliche Diskussion über Messunsicherheiten - bestimmte doch unsere Messung zunächst eine Erdanziehungskraft von erstaunlichen 25,06 m/s2 (also 255 % vom Tabellenwert). Wir hatten schon überlegt, wie ein Planet mit 2,55 g einzuordnen wäre. Aus der Äquivalenz von Graviationsenergie E_grav = \ M/r und potentieller Energie E_pot =m*g*h folgt für die Normalfallbeschleunigung g=
Abb. 1: Die AG beobachtet die Sonne vergleichend in Projektion durch ein selbstgebasteltes Kepler- und Galileifernrohr. (Foto: Fabian Engel)
\ M/r2. Solange wir von der Richtigkeit der Gravitationskonstante (\ = konst.) ausgehen, gibt es zwei Möglichkeiten g zu verändert: Masse M und Dimension R der Erde. Ausgerechnet haben wir das auch: Für g=25,06 m/s2 müsste entweder (falls der Radius der Erde lt. Tafelwerk stimmt) die Erdmasse mit 1.53 * 1025 kg sehr viel größer sein als in den Büchern steht (6.97 * 1024 g). Alternativ könnte die Massenangabe richtig sein, so dass der Radius dann nur R = 3986 km (statt 6371 km) wäre. Glücklicherweise erübrigte sich
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Abb. 2: Tafelbilder. (Foto: SMH)
diese Diskussion, da wir nach einer stark überzogenen AG-Sitzung mit ausführlicher Auswertung aller Messungen (genaue Messung der Körperhöhen aller fünf AGMitglieder und jeweils drei Versuche mit gestoppten Fallzeiten zur Verminderung von Einzelmessfehlern) letztlich doch noch zu einem akzeptablen Ergebnis bei 11 m/s2 kamen.
Reisetipp für die ganze Familie: Ein kleines Landhotel in Portugal mit viel Astronomie
von Susanne M. Hoffmann
Im Südosten Portugals, nördlich der Algarve und kurz vor der spanischen Grenze, liegt der große Bezirk Alentjo mit sehr trockenem Klima und somit in der Weite des dünn besiedelten Landes guten Voraussetzungen für die beobachtende Astronomie. Am Rande des Dorfes Mina de Sao Domingos eröffnete letztes Jahr ein kleines 5-Sterne-Landhotel. Mit seiner riesigen Dachterrasse bietet es HobbyAstronomen auf der Reise durch Portugal eine Möglichkeit für einen Zwischenstopp mit Himmelsbeobachtung. Auch wer kein Teleskop dabei hat, wird sich mit dem lokal vorhandenen 14-Zoll-MEADE LX200 sicher nicht langweilen. Das Teleskop steht versierten Hobbyastronomen tags und nachts zur Verfügung. An Zubehör ist ein Objektiv-Sonnenfilter und neben vielen Okularen auch der komplette MeadeOkularfiltersatz vorhanden.
Das abgelegene kleine Hotel bietet für die ganze Familie etwas: Der Swimmingpool des Hotels wetteifert mit dem benachbarten idyllische Badesee mit dem reinsten Wasser Portugals. In der nahen Stadt, Serpa gibt es ein Uhrenmuseum für den Astrofreak und für den historisch Interessierten wartet das mittelalterliche Mertola mit einer prächtigen Burg auf. Kanutouren auf dem nahen Grenzßuss sind ebenso lohnendes Tagesprogramm wie der Besuch einer Spinn- und Webewerkstatt, von Bauernhöfen, eines Ausritts per Pferd oder die Besichtigung der vielen Museen zur Landwirtschaft, zur Mienenarbeit oder zu Fischfang und Seefahrt. Weinkenner kommen hier auf Ihre Kosten, da besonders der trockene Rotwein aus Alentejo durch seinen markanten Geschmack zu
Abb. 1: Die Sternwarte auf dem Neubau des Hotel in Mina de Sao Domingos beinhaltet ein MEADE LX200 GPS
Recht berühmt ist. Vielfach finden sich auch im Hotel Hinweise auf regionale Besonderheiten. Das überaus freundliche Personal, das sich aus heimatbewussten Anwohnern rekrutiert, die ihr Land gerne dem neugierigen Touristen vorstellen, hilft Ihnen stets zuvorkommend bei allen Fragen (touristisch, technisch und astronomisch) weiter.
Nähere Infos zum Hotel gibt es auf der Homepage http://www.hotelsaodomingos.com
Hobbyastronomen, die das Teleskop benutzen und abends den Hotelgästen den Sternhimmel erklären, können einen ermäßigten Preis für ihren Aufenthalt (mit oder ohne Familie) aushandeln.
Abb. 2: Das Dorf war ursprünglich eine Siedlung von Mienenarbeitern. Das Gutsherrenhaus wurde nach einem Anbau ein Hotel, das 2004
eröffnete.
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Beobachtungen in der FG ,,Kleine Planeten"
von Gerhard Lehmann
Abb. 1: Positionen pro Beobachtungsjahr in der FG für den Zeitraum 1997 bis 2006
Abb. 2: Positionen pro Größenklasse in der FG für den Zeitraum 1979 bis 2006
Zunehmend wird die CCD-Kamera in der Hand des begeisterten Amateurs nicht nur zum Ablichten der schönsten Himmelsobjekte benutzt, sie wird immer mehr zum Messwerkzeug. Das Vermessen der Himmelskörper, hier speziell der Kleinplaneten und Kometen im Sonnensystem, stellt auch heute noch im Zeitalter automatisch arbeitender Teleskope eine wertvolle Beobachtungsaufgabe dar. In der FG Kleine Planeten der VdS haben sich Sternfreunde organisiert, bei denen die Astrometrie und die Photometrie dieser Himmelskörper aus dem Sonnensystem im Mittelpunkt steht und die damit einen wertvollen Beitrag für die Profiastronomie liefern. Sie gehen mit dem Bewusstsein an ihr Teleskop, dass ihre Beobachtungen gebraucht werden.
Erstmalig trafen sich im Jahr 1998 die Mitglieder der FG Kleine Planeten der VdS, welche sich 1997 neu organisiert hatte, zu ihrer ersten Kleinplanetentagung in der Sternwarte Drebach [1]. Seitdem trifft man sich jährlich [2], immer um die Sommersonnenwende herum an wechselnden Sternwarten, um an zwei Tagen Vorträgen zu lauschen und miteinander zu fachsimpeln. Die 10. Kleinplanetentagung [3] wird vom 2.-3. Juni in der Archenholdsternwarte [4] in Berlin Treptow stattfinden. Auch Nichtmitglieder der FG sind dazu herzlich eingeladen.
In der FG Kleine Planeten sind mittlerweile 77 Sternfreunde aus Deutschland, Österreich, Schweiz und Holland [5] organisiert. Das bedeutet eine Verdreifachung
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der Mitgliederzahl gegenüber 1997. Davon sind 52 (68%) Mitglied in der VdS. Das älteste Mitglied ist 1927 und das jüngste 1983 geboren. Sie beobachten an 52 Sternwarten, denn genau so viele haben einen Stationscode der IAU [6] erhalten. Den erhält man aber nur, wenn man erfolgreich astrometrische Positionen von Kleinplaneten oder Kometen dem Minor Planet Center, kurz MPC [7], in den USA gemeldet hat.
Seit 1998 führt der Autor eine kleine Statistik über die in der FG Kleine Planeten erhaltenen Positionen. Diese enthält immerhin ca. 130.000 Positionen. Die Abbildung der ,,Positionen pro Beobachtungsjahr in der FG" gibt einen Überblick über die letzten 10 Jahre. Mehrere Sternwarten, so z.B. Bergisch Gladbach mit dem Stationscode 621, aber auch 113 Drebach, 151 Winterthur und 198 Wildberg melden seit vielen Jahren regelmäßig in die USA mehr als 1000 Positionen pro Beobachtungsjahr. Auffällig ist, dass in den letzten 2-3 Jahren junge Sternwarten hinzugekommen sind, die ebenfalls so viele Beobachtungen melden. Hier sind A13 Observatoire Naef, Marly und A44 Altschwendt zu nennen.
Sternfreunde, die über die notwendige Technik und einem reichen Erfahrungsschatz verfügen, beobachten heute Kleinplaneten mit einer scheinbaren Helligkeit, von denen man noch vor wenigen Jahren nur träumen konnte. Für die Jahre 1979 bis 2006 liegen von ca. 106.000 Positionen auch die scheinbaren Helligkeiten vor. Davon sind 48,5% aller
Positionen schwächer als 18,0 mag und ca. 8000 Positionen, das sind 7,5%, überschreiten die 20. Größenklasse. Das bedeutet bei diesen doch sehr dunklen Kleinplaneten in der Gesamtzahl der Positionen eine Steigerung um das 2,5fache gegenüber dem Stand vor zwei Jahren.
Interessant ist auch eine Untersuchung der insgesamt erhaltenen Positionen auf den Typ des Kleinplaneten. Die Beobachtungen verteilen sich auf insgesamt 16.232 Objekte im Sonnensystem. Naturgemäß haben die Hauptgürtelplanetoiden mit 13 529 (83.3%) beobachteten Objekten den größten Anteil. Aber auch die Near Earth Object (NEA), bestehend aus den Aten-, Apollo- und Amor-Kleinplaneten, die 1987 (12,2%) Objekte umfassen, werden intensiv beobachtet. Die Tabelle zeigt die Verteilung der Kleinplaneten auf ihren Typ.
Ein besonderes Bonbon bei der regelmäßigen Beobachtung stellt das Entdecken
Typ Hauptgruppe
Anzahl 13529
Prozent 83.3 %
Aten
177
Apollo
946
Amor
864
Mars crosser
516
Hilda
57
Jupiter Trojaner 91
Centaur
22
Plutino
13
Cubewano
17
1.1 % 5.8 % 5.3 % 3.2 % 0.4 % 0.6 % 0.1 % 0.1 % 0.1 %
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Abb. 3: Neuentdeckungen in der FG für den Zeitraum 1993 bis 2006
Planeten" der VdS profitieren Sie von den Erfahrungen aller. Wenn Sie also messen wollen und sich über kurz oder lang den Kleinplaneten im Sonnensystem zuwenden, sind Sie in unserer FG herzlich willkommen.
Literatur
neuer Kleinplaneten [8] dar. Man kann diese Entdeckungen nicht erzwingen, aber sie stimulieren nicht unwesentlich. Im Zeitraum von 1993 bis Ende 2006 gelangen an 23 Sternwarten, welche in der FG Kleine Planeten vertreten sind, ca. 1250 Entdeckungen. Davon sind von 13 Stationen mittlerweile 340 Neuentdeckungen nummeriert. Wenn dies der Fall ist, kann der Entdecker dem MPC einen Namen vorschlagen. Es wurden ca.
80 Vorschläge (Stand: Dez. 2006) akzeptiert.
Vielleicht haben Sie nun Lust bekommen, ebenfalls die Kleinplaneten oder die Kometen zum Zweck der Astrometrie zu beobachten. Hinweise und Beobachtungsanregungen finden Sie im Internet [2]. Persönliche Kontakte und Gespräche sind aber durch nichts zu ersetzen. Als Mitglied in der ,,FG Kleine
[1] Tagungsbericht 1997: http://www. sternwarte-drebach.de/kptag98/tagung98. htm
[2] Kleinplanetenseite: http://www. kleinplanetenseite.de
[3] Kleinplanetentagung 2007: http://www. amateursternwarte.de/kpt2007/index.html
[4] Archenholdsternwarte: http://www.astw. de/
[5] Kleinplanetenstationen: http://www. minorplanets.de/kpstationen/index.html
[6] Stationscode: http://cfa-www.harvard. edu/iau/lists/ObsCodes.html
[7] Minor Planet Center: http://cfa-www. harvard.edu
[8] Amateurentdeckungen: http://www. kleinplanetenseite.de/Entdeckg/amateure. htm
[9] Near Earth Object Program: HYPERLINK ,,http://neo.jpl.nasa.gov/" http://neo.jpl.nasa.gov/
Die erste Asteroiden Entdeckung der Taunus-Sternwarte
von Erwin Schwab und Rainer Kling
Vorgeschichte Seit dem Jahre 2006 ist das große Teleskop der Taunus-Sternwarte, welches vom Physikalischen Verein betrieben wird, mit einer besonders lichtstarken Digitalkamera ausgestattet. Dies wurde realisiert durch die finanzielle Unterstützung der Speyerschen Hochschulstiftung. Seitdem ist es möglich Sterne zu erfassen, die eine Million Mal lichtschwächer sind als jene, die man mit bloßem Auge erkennen kann. Dies eröffnete völlig neue Arbeitsgebiete, insbesondere die Vermessung von Himmelsobjekten, die zuvor nur den professionellen Observatorien zugänglich waren. Um Positionsmessungen von Himmelskörpern der Wissenschaft zur Berechnung
Abb. 1: Die Taunus-Sternwarte vom Astronomischen Arbeitskreis des Physikalischen Vereins Frankfurt. Unter der linken Kuppel ein 60 cm f/3.3 Cassegrain, das Entdeckungsinstrument von 2006 WV129, und unter der rechten Kuppel ein C14 mit Refraktor. (Bildautor: Mario Weigand)
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Abb. 2: Von links nach rechts die Kleinplaneten 2003 AS68, 2006 WV129 und (27440) 2000 FD39. Das Bild mit einem Gesichtsfeld von 30´ x 15´ ist ein Ausschnitt aus der 60´ x 45´ großen Entdeckungsaufnahme, welche mit einer SBIG 11000M 300 Sekunden am 27.11.2006 belichtet wurde. Norden oben und Osten links.
aktueller Bahnen von Asteroiden, Kometen und natürlichen Satelliten zur Verfügung stellen zu können ist es zunächst nötig, einen so genannten Observatory Code der Internationalen Astronomischen Union zu erlangen. Danach ist man berechtigt, Daten an das Minor Planet Center zu schicken. Mit diesem Ziel wurden im Zeitraum vom 6.6.2006 bis 8.6.2006 von Rainer Kling und Erwin Schwab die Asteroiden (612) Veronika und (2303) Retsina am großen Teleskop der Taunus-Sternwarte fotografiert und anschließend von Erwin Schwab ausgewertet. Bereits am 14.6.2006 kam die Nachricht von Gareth Williams, associate director of the Minor Planet Center, dass die Taunus Sternwarte aufgrund der eingesendeten Qualität der Messungen den Observatory Code B01 erhalten hat.
Danach wurde die Leistungsfähigkeit des Teleskops in Verbindung mit der neuen Digitalkamera an besonders schwierigen Himmelsobjekten getestet. Es wurden ein der Erde gefährlich nahe kommender und ein sehr weit entfernter Asteroid sowie mehrere Kometen fotografiert und deren Positionen am Himmel vermessen. Das erdnahe Objekt 2004 XP14 mit ca. 500 Metern Durchmesser, ein so genannter NEA (Near Earth Asteroid) raste in nur 433.000 Km an der Erde vorbei und
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bewegte sich am Firmament in einer Stunde um zwei Vollmonddurchmesser weiter. Der weit entferne Asteroid mit der Nummer 55636 ist ein so genannter TNA (Transneptunischer Asteroid). Zum Zeitpunkt der Beobachtung war er 6 Milliarden Kilometer entfernt und befand sich jenseits der Bahn des Plutos. Er war somit das am weitest entfernte Objekt unseres Sonnensystems, das bisher von der Taunus-Sternwarte beobachtet wurde.
Die Entdeckung Nachdem die ersten Tests sehr erfolgreich verliefen, wurde am 27.11.2006 der zu vermessende Himmelsabschnitt nach dem Kriterium ausgesucht, so viele Asteroiden wie möglich auf einer Aufnahme abzubilden. Während der Auswertung fanden wir jedoch zwei Asteroiden mehr, als erwartet. Auch in den aktuellen Asteroiden Verzeichnissen, die über das Internet einsehbar sind, waren diese nicht registriert.
Von der für Asteroiden-Entdeckungen zuständigen Stelle, dem Minor Planet Center in den USA, wird eine Entdeckungsmeldung erst dann akzeptiert, wenn die Position des Objekts an mindestens zwei Abenden vermessen wurde. Aufgrund der schlechter gewordenen Wetterbedingung gestaltete sich die
zweite Nacht spannend. Die Rheinebene war total bedeckt, nur von der Taunus Sternwarte aus konnte man ab und zu mal eine Wolkenlücke erhaschen, die jedoch aufgrund der langen Belichtungszeit auch groß genug sein musste. Die Lichtmenge, die von einem solch kleinen Asteroiden auf der Erde ankommt, ist vergleichbar mit der Flamme einer Kerze, die sich in einer Entfernung von 2000 Kilometern befindet. Es ist also verständlich, dass alle Bedingungen optimal sein müssen, um solch ein lichtschwaches Objekt zu fotografieren. Und wir hatten Glück, auf drei von rund 20 in dieser Nacht gewonnenen Fotos waren die zwei mutmaßlichen Neuentdeckungen zu erkennen.
Am 1.12.2006 kam die Antwort des Minor Planet Centers, dass es sich bei einem der Objekte um die Wiederentdeckung des Asteroiden mit der vorläufigen Bezeichnung 2003 AS68 handelt, das andere Objekt war eine Neuentdeckung! Der ungefähr 1 km kleine auf der TaunusSternwarte entdeckte Himmelskörper bekam die vorläufige Bezeichnung 2006 WV129 und war zum Zeitpunkt des Auffindens rund 144 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.
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Die Weiterverfolgung Es ist jedoch nicht so, dass man sich nach der Endeckung eines Asteroiden eine Verschnaufpause gönnen kann. Wird die Bewegung des Asteroiden nicht weiterverfolgt, so kann er nämlich genauso schnell wieder aus den Augen der Astronomen verschwinden, wie er gefunden wurde. Erst wenn die Bahn, die der Asteroid um die Sonne hat, genau bekannt ist, kann er auch in Zukunft wieder gefunden werden. Damit dieser Orbit berechnet werden kann, ist es nötig, den neuen Asteroiden weiter zu verfolgen und seine Positionen am Firmament zu vermessen. Die Weiterverfolgung unseres 2006 WV129 war jedoch aufgrund der schlechten Wetterlage Anfang Dezember nicht möglich, außerdem störte der helle Vollmond zu sehr.
Erst am 12. Dezember wurde das Wetter besser. Jedoch war ausgerechnet der Taunus von Wolken total verhüllt, aber in der Rheinebene war sternklarer Himmel. Wir verständigten Uwe Süßenberger, der in Bergen-Enkheim seine private Sternwarte hat und sich ebenso seit geraumer Zeit auf die Verfolgung von Asteroiden spezialisiert hat. Nur knapp zwei Stunden nach unserem Telefonat mit ihm, kam seine Antwort via Email: ,,Hurra, ich hab` ihn". Nach weiteren Messungen von professionellen Observatorien konnte die Bahn sehr genau berechnet werden und es wurden sogar gleich zwei so genannte Identitäten
Abb. 3: Die stolzen Entdecker Rainer Kling und Erwin Schwab. (von links nach rechts)
gefunden. 2006 WV129 = 2006 WH185 = 2004 BU111. Die Entdeckungspriorität behielt die Taunus-Sternwarte, da erst auf der Basis unserer Messungen diese Zuordnungen gefunden werden konnten!
Die Namensgebung Bis dieser neu entdeckte Vagabund des Sonnensystems einen Namen erhalten kann, wird es jedoch noch ein paar Jahre dauern. Das Minor Planet Center setzt sehr hohe Maßstäbe an die Genauigkeit
der Bahn eines Asteroiden, bevor er zur Taufe freigegeben wird. Diese Kriterien erfüllt eine Neuentdeckung erst, wenn der Asteroid noch viele Male von unterschiedlichen Sternwarten vermessen wurde. Eines steht jedoch heute bereits laut den Benennungsregeln für Asteroiden fest: Nach den Entdeckern selbst, Rainer Kling und Erwin Schwab, darf er nicht benannt werden.
Kosmische Begegnungen
von Wolfgang Ries
Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiter bewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war.
Abb. 1: NGC 1333 und der Kleinplanet (4668) 1987 DX, aufgenommen von Manfred Konrad mit einem 12" Newton f/4 und einer Canon EOS 350D am 13. Dezember 2006.
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Abb. 2: M 77 und der Kleinplanet (619) Triberga, aufgenommen von Klaus Hohmann mit einem 10" SC und einer Phillips ToUCam PCVC840K am 27. November 2006.
Diesmal habe ich zwei Fotos ausgewählt, die mit unterschiedlichem Equipment aufgenommen wurden.
Das Bild 1 stammt von Manfred Konrad [1] aus Laupheim. Er belichtete am 13.12.2006 mit seinem 12" Newton F/4 und der Canon EOS 350D den Reflexionsnebel NGC 1333 [2]. Für das Bild wurden 12 Aufnahmen mit jeweils 5 Minuten Belichtungszeit kombiniert. Der ca. 1000 Lj entfernte Nebel befindet sich im Perseus und enthält einige Herbig-Haro-Objekte, die auf dem Bild rötlich schimmern.
Rechts im Bild zieht der 15,8mag helle Kleinplanet (4668) 1987 DX5 seine Strichspur. Der ca. 30 km große Asteroid wurde 1987 von Debehogne in La Silla (ESO in Chile) entdeckt. Seine Bahn konnte man bis 1953 zurückverfolgen.
Das Bild 2 wurde mir von Klaus Hohmann zugeschickt. Es zeigt die kosmische Begegnung von (619) Triberga und der Galaxie M 77 am 27. November 2006. Besonders bemerkenswert an dieser Aufnahme ist der verwendete Photonendetektor. Es wurde eine unmodi-
fizierte (!) Webcam (ToUCam PCVC840K) in Kombination mit einem 10" SCT verwendet. Insgesamt 21.800 Einzelbilder des Videos ergaben das Bild der Galaxie. Jeweils 256 Einzelbilder wurden aufaddiert, um Triberga 8mal im zeitlichen Abstand von 15 min darzustellen. Die 8,9 mag helle Sb-Spirale M 77 [3] befindet sich in einem Abstand von ca. 60 Mio. Lj, während der 1906 von August Kopff in Heidelberg entdeckte Kleinplanet (619) Triberga am 27. November rund 220 Mio. km von der Erde entfernt und 13,4 mag hell war. Einen Bericht zur Aufnahme können Sie im Internet nachlesen [4].
Kosmische Begegnungen finden täglich statt und lassen sich mit einer Planetariumssoftware gezielt suchen. Die nachfolgende Tabelle enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten. Damit soll Ihnen der Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Diesmal möchte ich auf eine besondere kosmische Begegnung aus der Tabelle aufmerksam machen. Der Zwergplanet Pluto befindet sich Anfang Juli beim sehr kleinen planetarischen Nebel NGC 6439. Entsprechen lange Brennweite vorausgesetzt, sicher eine gute Gelegenheit einmal Pluto im Bild festzuhalten und als Zugabe gibt es einen planetarischen Nebel.
Ich möchte Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, Ihre
Datum/Uhrzeit
Kleinplanet
mag
Objekt
Art
mag
Distanz
13.06.2007/23:00
(7036) 1995 BH3
15,4
M 4
GC
5,6
3´
15.06.2007/24:00
(2279) Barto
15,4
M 9
GC
7,7
4´
23.06.2007/24:00
(35566) 1998 GE7
15,7
M 28
GC
6,8
4´
24.06.2007/24:00
(1102) Pepita
13,6
NGC 6366
GC
9,3
13´
02.07.2007/24:00
(134340) Pluto
14,1
NGC 6439
PN
13,4
3´
13.07.2007/24:00
(556) Phillis/(5730)1988 TP1
13,2/16,2
M 22
GC
5,1
12´/4´
19.07.2007/23:00
(1064) Aethusa
13,2
M 20
GN
6,3
14´
20.07.2007/24:00
(771) Libera
15,1
NGC 6852
PN
11,4
4´
08.08.2007/24:00
(7958) Leakey
15,8
M 27
PN
7,6
25´
10.08.2007/24:00
(4553) Doncampbell
16,1
M 11
OC
5,8
10´
11.08.2007/24:00
(5242) Kenreinmonin
15,9
M 72
GC
9,3
7´
19.08.2007/24:00
(3723) Voznesenskij
16,2
M 75
GC
8,5
4´
21.08.2007/24:00
(22977) 1999 VF24
16,1
NGC 7463
Gx
13,7
2´
12.09.2007/24:00
(8085) 1989 CD8
15,6
M 2
GC
6,5
15´
15.09.2007/24:00
(22895) 1999 TV5
16,1
NGC 7814
Gx
11,6
0´
16.09.2007/24:00
(3441) Pochaina
15,6
NGC 7606
Gx
11,5
3´
18.09.2007/01:00
(8609) Shuvalov
15,0
NGC 246
PN
8,0
7´
Tab. 1: Abkürzungen: Gx = Galaxie; GC = Kugelsternhaufen; OC = Offener Sternhaufen; N = Diffuser Nebel; SNR = Supernovarest
VdS-Journal Nr. 23
K L E I N E P L A N E T E N + K O M E T E N 105
kosmische Begegnung an mich zu schicken, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals mit einem Bild zu bereichern. Schicken Sie die maximal 200 KB großen Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an diriesw@aon.at. Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen.
Der Autor des ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen. Übrigens, die kosmischen Begegnungen müssen nicht aus der Tabelle stammen.
Literatur/Links
[1]: Homepage: http://www.astrofotografielaupheim.de/index.php
[2]: NGC 133: http://de.wikipedia.org/wiki/ NGC 133
[3]: M 77: http://de.wikipedia.org/wiki/M77 [4]: Homepage: http://astrofotografie.ilo.de/
aufnahmen/m77.triberga.html
Mein Einstieg in die CCD-Kometenbeobachtung
von Dieter Schubert
Als langjähriger visierter Kometenbeobachter habe ich mich auch in der chemischen Kometenfotografie versucht. Jedoch nur mit mäßigem Erfolg. Meist scheiterte das Vorhaben an der oft schnellen Eigenbewegung erdnaher Kometen. Eine indirekte Nachführung auf Kometen während der Fotografie erschien mir zu aufwändig und zu kompliziert. So fasste ich im Frühjahr 2004 den Entschluss, es doch mal mit CCD zu versuchen - da hier die Belichtungszeiten drastisch kürzer gehalten werden können.
Völlig ahnungslos und ohne Kenntnis von CCD und Bildbearbeitung, wurde im Frühjahr 2004 das Equipment angeschafft. Dies bestand aus einer alten LcCCD14SC CCD-Kamera von OES aus den 1990er Jahren, und einem in die Jahre gekommenen Laptop. Nach einigen Testaufnahmen an einigen hellen Deep-Sky-Objekten, boten sich im Mai 2004 gleich 2 Kometen an: Dies waren C/2001 Q4 (NEAT) und C/2003 K4 (LINEAR). Ich war wirklich verblüfft, wie viel man schon mit wenig Belichtungszeit vom Kometen erkennen kann. Zu Jahresende konnte ich mit 78P/ Gehrels, C/2004 Q1 (Tucker) und C/2004
Abb. 1: Der Deep-Sky-Imager am 203/812Schmidt-Newton von Meade.
Q2 (Machholz) 3 weitere Kometen mit der Kamera beobachten. Die CCD-Technik begeisterte mich, und ich entschloss mich für eine neue Kamera. Die LcCCD14SC war gut und hätte es auch ,,getan", doch sie war Okularanschlussseitig sehr schwer und der hohe Stromverbrauch (Peltierkühlung) bereitete mir im Feldeinsatz technische Schwierigkeiten. Mehrere tausend Euro wollte ich nicht für eine CCD ausgeben. So fasste ich den Deep-Sky-Imager (DSI) ins Auge, den die Firma Meade Ende 2004 auf den Markt brachte. Die Kamera versprach Gutes, war kostengünstig, sehr leicht und kam mit
nur einem USB-Verbindungskabel für die komplette Versorgung aus. Also wurde die Kamera bestellt und zugleich ein neuer leistungsfähiger Laptop geordert. Zum Jahreswechsel wurde die Kamera geliefert, und ich konnte Anfang Januar 2005 weitere Bilder und Beobachtungen der Kometen C/2004 Q1 (Tucker) und C/2004 Q2 (Machholz) gewinnen. Letzteren konnte ich bis Mitte Juli mit der Kamera verfolgen. Im April kam mit 9P/Tempel ein weiterer Schweifstern hinzu. Dieser relativ schwache Komet zeigte auf den Aufnahmen einen deutlichen Schweifansatz. Über den Sommer 2005 waren weitere schwache Kometen unterwegs: C/2005 K2 (LINEAR) konnte ich witterungsbedingt erst am 18. Juni wenige Grad über dem Horizont und bei hellem Mondlicht beobachten. Trotz der widrigen Bedingungen war die Koma inklusive einer zweiten Kondensation (Komet erlitt Kernteilung) auf den Aufnahmen sichtbar. Der periodische Komet 161P/HartleyIRAS war visuell eher ein schwieriges Objekt. Mit CCD jedoch eine leichte Beute. Meine Bilder zeigten eine relativ große, aber sehr diffuse Koma mit einer hellen, nahezu sternförmigen zentralen Kondensation. Visuell zeigte sich mir der
106 K O M E T E N
des Schmidt-Cassegrains, sind jedoch
Belichtungszeiten pro Einzelbild wegen
der Bildfelddrehung begrenzt. Beim
addieren der Einzelbilder muss aber dero-
tiert werden. Dies geschieht in der DSI-
Aufnahmesoftware durch auswählen von
2 Nachführsterne während der Belichtung
automatisch.
Wie bekomme ich nun die zum Teil sehr
kleinen und lichtschwachen Kometen auf
den winzigen Chip der CCD-Kamera?
Sicher interessiert das den einen oder
anderen Leser. Da beide Instrumente über
GoTo verfügen, stellt das kein Problem
dar. Im Grunde verhält sich das so, wie bei
der normalen Deep-Sky-Bildaufnahme.
Die genauen Koordinaten gebe ich in
die Handsteuerbox der Montierungen ein,
oder lasse den Kometen mit Hilfe des
Sternkartenprogrammes GUIDE - das
Abb. 2:
neben dem DSI-Steuerprogramm läuft,
Komet C/2005 P3 (SWAN) mit 203/812-Schmidt-Newton am 29. August 2005 um
positionieren. In der Regel ist der gesuchte
20:05 UT, 11x30 Sek. belichtet mit Meade DSI CCD-Kamera.
Komet auf dem mehrere Sekunden belich-
teten Vorschaubild schon sichtbar und muss
Komet als runde, gleichmäßig helle Wolke denn die hat ihren ganz besonderen Reiz. ggf. noch zentriert werden. Verfeinern bzw.
an der Wahrnehmungsgrenze.
Für die CCD-Kometenbeobachtung/ noch genauer kommt man zum Ziel, wenn
Für ein Aha-Erlebnis sorgte im August Bildaufnahme verwende ich ein azimu- man den sogenannten Hochpräzision-
der Komet C/2005 A1 (LINEAR). Visuell tal-Gabelmontiertes 10-Zoll-Schmidt- Modus aktiviert. Dazu wird zuvor ein nahe
erkannte ich auch hier eine sehr diffuse und Cassegrain (254/2500 mm) in Verbindung gelegener Stern angefahren und zentriert.
schwache Aufhellung die leicht elongiert mit einem Brennweitenverkürzer/ Dieser wird synchronisiert und eine noch
erschien. Belichtungen mit der CCD offen- Bildfeldebnungslinse bei f/3.3 (840 mm), genauere Positionierung wird erreicht.
barte aber die wahre Natur: Der Komet und ein 8-Zoll-Schmidt-Newton (203/812 Voraussetzung für den Erfolg ist natürlich,
zeigte einen relativ langen und hübschen mm) f/4 auf parallaktischer Montierung. die genauen und aktuellen Bahnelemente
Schweif, und unweit der Koma sogar eine Beide Montierungen verfügen über bzw. Koordinaten zu verwenden. Diese
weitere Kondensation. Auch von diesem GoTo. Durch die azimutale Aufstellung sind aber leicht im Internet oder in ein-
Komet löste sich ein Bruchstück ab.
Ende August zeigte sich Komet C/2005 P3
(SWAN) knapp über dem Südwesthorizont
(~16 Grad Höhe). Auch hier konnte ich per
CCD eine runde Koma beobachten die
im Zentrum gut kondensiert war - die
Randbereiche dagegen diffus. Visuell unter
den gegebenen Bedingungen ein äußerst
schwieriges Objekt.
Im Herbst waren noch Beobachtungen der
sehr schwachen Kometen P/2005 R2 (Van
Ness) (ca. 12-13 mag; mit Schweifansatz),
und 29P/Schwassmann-Wachmann (ca.
13-14 mag) möglich, und zu Jahresende
der Komet C/2005 E2 (McNaught).
Im Jahr 2006 ging es dann mit den
Kometen C/2006 A1 (Pojmanski), 73P/
Schwassmann-Wachmann Komponenten
C, B und G, 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak,
C/2004 B1 (LINEAR) und 177P/Barnard
weiter.
Durch die CCD-Kometenbeobachtung ist
die visuelle Beobachtung von Kometen Abb. 3:
leider etwas in den Hintergrund geraten. Komet C/2005 A1 (LINEAR) mit zweiter Kondensation (Markierung) mit 203/812-
Gewiss ist jedoch, dass ich sicher nicht Schmidt-Newton am 29. August 2005 um 22:03 UT, 27x30 Sek. belichtet mit Meade
die visuelle Beobachtung aufgeben werde, DSI CCD-Kamera.
VdS-Journal Nr. 23
K O M E T E N 107
Abb. 4: Komet 73P/Schwassmann-Wachmann Komponente C mit 203/812-Schmidt-Newton am 29. April 2006 um 21:00 UT, 15x30 Sek. belichtet mit Meade DSI CCD-Kamera.
schlägigen Zeitschriften zu besorgen. Da die CCD-Kometenbeobachtung mehr im Vordergrund steht als die Bildaufzeichnung von schönen Kometenbildern, werte ich,
wenn möglich, jede Aufnahme aus. Im Vordergrund stehen dabei Angaben zu Komadurchmesser und Schweiflänge, und evt. eine kurze Beschreibung des Kometen.
Die Daten und Bilder gehen an die VdSFachgruppe Kometen, die dort archiviert und im Mittelungsblatt der Fachgruppe ,,Schweifstern" bekannt gemacht werden.
Der Mehraufwand an Equipment gegenüber der herkömmlichen Fotografie ist zwar etwas höher und aufwändiger, aber das wird, wie inzwischen allgemein bekannt, durch kürzere Belichtungszeiten und sofortige Verfügbarkeit der Ergebnisse wieder wettgemacht. Immerhin muss ein Laptop mit ausreichender Stromquelle mitgeführt werden. Gut bewährt hat sich eine 12Volt/36Ah-Starterbatterie, die gut 2 Nächte mit meinem Equipment hält. Gegen zu helles Licht vom Laptopdisplay hilft hervorragend eine rote Plexiglasscheibe, die inzwischen im Astronomiehandel in verschiedenen Größen angeboten wird.
Sicher hat meine Kamera ihre Grenzen in Bezug auf die Bildqualität, Empfindlichkeit usw. Aber es zeigte sich, dass man auch mit einfacher Ausrüstung wertvolle Ergebnisse in der CCD-Kometenbeobachtung erhalten kann.
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VdS-Journal Nr. 23
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108 K O M E T E N
Projekt ,,All Comet-Observers of the World"
von Stefan Beck
Im Dezember 2005 habe ich beim Surfen im Internet zufällig die Website http://www.frappr.com entdeckt. Dieser Internetdienst bietet eine Plattform, um Interessengemeinschaften visuell auf einer Landkarte darzustellen. So findet sich auf dieser Plattform die unterschiedlichsten Gemeinschaften. Neben der Kartendarstellung gibt es natürlich noch die Möglichkeiten einen Kommentar und Bilder einzustellen, zu chatten oder einfach Nachrichten über das System zu schicken.
Ich fand diese Idee sehr interessant und meldete mich bei diesem Dienst an, mit dem Hintergedanken, eine Plattform für alle Kometenbeobachter aufzubauen. Im Januar 2006 schickte ich über die Kometenmailingliste http://www. yahoogroups.com/comets-ml eine erste Information über diesen Dienst mit der Bitte, sich doch einzutragen. Nach einigen Wochen wiederholte ich diese Mail, da die Resonanz relativ gering war im Vergleich zu den Personen, die regelmäßig Ihre Beobachtungsergebnisse veröffentlichen.
Abb. 1: Die geografischen Standorte der Kometenbeobachter in Europa
Leider verhallte auch dieser und weitere Aufrufe über die Maillingliste der Kometenbeobachter bzw. der Kometenfotografen und so kam mir im November 2006 die Idee, die Kometenbeobachter direkt per Email zu kontaktieren. In meiner Mail fragte ich an, ob ich die jeweilige Person auf dieser Übersichtskarte eintragen soll und bot an, dies für die Leute zu übernehmen. Zuerst schrieb ich die aktiven Mitglieder der FG-Maillingliste an und daraufhin antworteten einige Kometenbeobachter und sendeten auch ein Bild mit ein. Auch die aktiven Mitglieder der internationalen Kometenmaillingliste, der KometenfotoMaillingliste, der Cometobs- und Cometchaser-Maillingliste schrieb ich direkt per Mail an.
Abb. 2: Die geografischen Standorte der Kometenbeobachter in Nordamerika
Stand 09.12.2006 sind nun insgesamt 70 Beobachter auf der Karte eingetragen. Durch den Kontakt mit den Kometenbeobachtern ergaben sich auch Kritikpunkte an dem Dienst. So benötigt der verwendete Internetbrowser ein FlashPlugin und das Laden der Website erfordert eine schnelle Internetverbindung, die nicht jeder zur Verfügung hat. Ich nahm diese Voraussetzungen zum Anlass, das Projekt
VdS-Journal Nr. 23
um ein paar statische Webseiten auf meiner Homepage zu erweitern die jeweils einen Ausschnitt der Weltkarte als normale Bilder zeigen. Damit werden keine Besonderheiten des Internetbrowsers bzw. der Internetanbindung mehr notwendig. Die vereinfachte Version des Projektes findet sich auf meiner Homepage http://www. cometchaser.de bzw. direkt auf http://www. cometchaser.de/cometobservers.html.
Aktuell ergibt sich die folgende Verteilung der eingetragenen Kometenbeobachter auf der Welt: Europa 40, Nordamerika 18, Südamerika 3, Asien 2, Australien und Neuseeland 7.
K O M E T E N 109
Kometenaufnahmen optimieren
von Bernhard Hubl
Einleitung Bei Deep-Sky-Objekten kann man eine enorme Tiefe erreichen, wenn man die Optik den Sternen nachführt und lange genug belichtet. Die investierte Belichtungszeit wird nur durch die Ausdauer des Fotografen beschränkt. Die Situation ist bei Kometen aus zwei Gründen völlig anders: Kometen können sich in kurzer Zeit stark verändern. Die Veränderungen im Kometenschweif beschränken das maximale Zeitintervall für Aufnahmen auf typischerweise eine Stunde. Ein zu langes Zeitintervall würde zu einer zu großen Verschmierung von Strukturen führen. Kometen bewegen sich sehr rasch am Himmel. Eine Nachführung nach den Sternen führt nach wenigen Minuten zu einer Verschmierung der Kometenstrukturen. Es ist zwar möglich nach dem Kometen nachzuführen, aber dann erzeugen die Sterne Strichspuren. Im Nachfolgenden möchte ich meine Methode vorstellen, wie ich zu einer tiefen Kometenaufnahme mit scharfem Sternenhintergrund komme. Dazu verwende ich als Beispiel meine Aufnahme von Komet Swan vom 26.10.2006.
Beobachtungsplanung Eine sorgfältige Beobachtungsplanung ist die Voraussetzung für eine erfolgreiche Aufnahme. Zuerst aktualisiert man die Bahnparameter des Kometen in der Planetariumsoftware seiner Wahl. Ich verwende dazu Guide8. Eine wichtige Größe ist die Geschwindigkeit der scheinbaren Bewegung. Bei Guide8 kann die Geschwindigkeit in den letzten Zeilen des Info-Fensters zu Komet Swan abgelesen werden (Abb. 1). Komet Swan bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 5,9' pro Stunde bzw. 5,9'' pro Minute. Mit meiner Ausrüstung (NP101 und ST2000XM) erreiche ich eine Auflösung von 2,7'' pro Pixel. Ich möchte nach den Sternen nachführen und erlaube eine Verschmierung der Kometenstrukturen in der Einzelaufnahme von etwa 2 Pixel. Daher sollte die Einzelbelichtungszeit nicht länger als etwa 1 Minute sein. Als nächstes schaue ich mir die Bewegung von Komet Swan in einer Zeitspanne von einer Stunde an und lege den gewünschten Bildausschnitt fest (Abb. 2).
Abb. 1: Info-Fenster von Guide8 zu Komet Swan.
Abb. 2: Auswahl des Bildausschnitts in Guide8: Der weiße Rahmen deutet den Chip der ST2000XM an und die blaue Linie im Kometenkopf zeigt die Bewegung des Kometen innerhalb einer Stunde an.
Festlegung der Belichtungszeiten Für eine minimale Verschmierung der Kometendetails sollen kurze Belichtungszeiten gewählt werden. Ich habe mich daher bei der Luminanz für eine Belichtungszeit von 60 s im 1x1 Binning entschieden. Für die Farbe ist 2x2 Binning sinnvoll. Da die ST2000XM im Roten nur halb so emp-
findlich ist wie in Grün oder Blau habe ich für Rot 60 s, für Grün 30 s und für Blau 30 s gewählt. Für die im Nachfolgenden beschriebene Bildbearbeitungsmethode ist es sehr wichtig, dass zwischen den Einzelaufnahmen durch einen Filter ein genügend großer zeitlicher Abstand gewählt wird: Bei einer Ausrichtung der
VdS-Journal Nr. 23
110 K O M E T E N
Abb. 3: Einfache Mittelung von 12 Clear-Aufnahmen bei Ausrichtung auf den Kometenkern. Die Sterne überlappen nicht.
abweichende Pixelwerte ausgeschlossen. Diese Methode wird normalerweise eingesetzt, um Satelliten, Flugzeugspuren oder Cosmics effizient zu eliminieren. In unserem Fall wollen wir Sigma dazu verwenden, um die Sterne verschwinden zu lassen. Jetzt wird klar, warum es bei der Gewinnung der Einzelaufnahmen so wichtig war, eine Sternüberlappung zu vermeiden. Die meiner Meinung nach beste Software für Sigma Combine ist CCDSTACK. Aber auch die FreewareSoftware Sigma von Ray Gralak liefert sehr gute Dienste. Somit erfolgt die Mittelung sowohl von L als auch von R, G und B mittels Sigma Combine. Der Zusammenbau zum LRGB erfolgt wie bei normalen DeepSky-Objekten (Abb. 4). Die Eliminierung des Kometen aus dem Sternenhintergrund
gewonnenen Einzelaufnahmen durch einen Filter auf den Kometenkern dürfen sich die Sterne der Einzelaufnahmen nicht überlappen. Hier sind alle Besitzer einer CCD-Kamera mit Filterrad und homofokalem Filtersatz den Benutzern von Filterschiebern klar im Vorteil. Durch einen ständigen Filterwechsel von Aufnahme zu Aufnahme ergibt sich der erforderliche zeitliche Abstand zwischen den Einzelaufnahmen von selbst. Ich habe die in Tabelle 1 angeführte Sequenz gewählt. Die Delay-Zeiten dienen dazu, dass der Guider nach dem Filterwechsel wieder optimal arbeitet. Ein gesamter Belichtungszyklus dauert etwa 4 Minuten. Bei einer Kometengeschwindigkeit von 5,9" pro Minute kommt es somit zu einer Verschiebung des Kometen von 24" von Aufnahme zu Aufnahme durch einen Filter. Damit kommt es auch bei helleren Sternen zu keiner Überlappung (Abb. 3). Es sollen mindestens 10 Zyklen durchlaufen werden. Die Zeitspanne zwischen erster gewonnenen Aufnahme und letzter Aufnahme sollte nicht länger als eine Stunde sein, damit die Kometendetails nicht durch reale Veränderungen im Kometen ausgewaschen werden.
Bildbearbeitung Die Rohdaten werden wie bei normalen Deep-Sky-Objekten kalibriert (Darkabzug, Flat, Hot/Dark-Pixelkorrektur). Aus den kalibrierten Rohdaten möchte ich zwei separate Bilder erzeugen: 1. ein Bild, das nur den Kometen enthält (keine Sterne) und 2. ein Bild, das nur die Hintergrundsterne und Hintergrundgalaxien enthält, jedoch nicht den Kometen. Bei beiden Aufnahmen
VdS-Journal Nr. 23
Abb. 4: LRGB-Bild, das nur den Kometen enthält. Schwache Striche sind Reste von nicht optimal entfernten Sternen.
erfolgt die Farbgewichtung mit der Standard-G2-Methode: http://hubble. heim.at/tips/Farbbalance.pdf. Beide Bilder werden schließlich in Photoshop überblendet. Die Einzelbilder werden auf den Kometenkern ausgerichtet. Eine direkte Mittelung würde jedoch ein Ergebnis wie in Abb. 4 erzeugen. Um die Sterne zu unterdrücken ist es erforderlich zum Kombinieren der Einzelbilder den Sigma Combine Algorithmus zu verwenden. Sigma Combine führt im Wesentlichen eine Mittelung durch, jedoch werden von der Mittelung vom Durchschnitt extrem
ist deutlich schwieriger. Es gibt auch Astrofotografen, die das Sternenfeld einfach einen Tag später aufnehmen. Dann ist der Komet aus dem Feld gewandert und alles ist viel einfacher. Diese Methode geht mir aber eindeutig zu weit. Damit verliert die Aufnahme an Authentizität und wird zu einer puren Montage. Mir gefällt da der steinigere Weg, alle Informationen nur aus unseren vorliegenden Rohdaten herauszuquetschen, viel besser. Dazu werden als erstes alle Einzelbilder auf die Sterne ausgerichtet. Bei der Kombinierung der Aufnahmen könnten wir wieder versu-
chen, den Sigma-Algorithmus zu verwenden, um nun den Kometen zu eliminieren. Das scheitert jedoch, da sich der Komet viel zu wenig von Aufnahme zu Aufnahme bewegt, damit Sigma funktionieren könnte. Wir müssen somit mit einer einfachen Mittelung leben und erhalten als Ergebnis einen guten Sternenhintergrund mit einem verwaschenen Kometen (siehe Abb. 5).
Um nun den verwaschenen Kometen aus dem Sternenhintergrund zu entfernen, hilft nur ein sorgfältig eingesetztes künstliches Flat. Wir interpretieren somit den verwaschenen Kometen als äußerst fiesen Gradienten, den es wegzurechnen gilt! Das funktioniert am besten mit Photoshop: 1. Ebene duplizieren 2. Filter -> Störungsfilter -> Staub und
Kratzer · Radius: 8 bis 15 · Schwellenwert: 6 bis 12 3. Kopierstempel, um Reste von hellen
Sternen zu eliminieren. 4. Filter -> Weichzeichnungsfilter ->
Gaußscher Weichzeichner · Radius: 10-15 5. Kopierte Ebene ausblenden und
Hintergrund-Ebene wählen 6. Bild -> Bildberechnungen:
Hintergrund-Kopie von Hintergrund subtrahieren Das Überblenden von Komet und Sternfeld funktioniert am besten mit der Überblendung ,,Aufhellen". Dabei kann man die Gradationskurve so anpassen, dass Artefakte aus der Erstellung des künstlichen Flats sowie Artefakte aus dem Sigma Combine abgeschwächt werden. Zum Abschluss das Ergebnis unserer langen Prozedur: Abb. 7.
Abb. 5 (oben): Bild mit scharfen Sternen und verwaschenen Kometen.
Abb. 6 (mitte): Sternfeld nach Anwendung des künstlichen Flats: minimale Reste des Kometen sind noch erkennbar.
Abb. 7 (unten): Überblendetes Bild.
K O M E T E N 111
112 K O M E T E N
Komet am Taghimmel: C/2006 P1 (McNaught)
- Beobachtungen auf dem Gornergrat und erste Sichtungen Anfang Januar 2007
von Werner E. Celnik und Otto Guthier
Am 7. August 2006 entdeckte der bekannte australischeAstronom Robert McNaught am Siding Spring Observatory einen Kometen, mit einem Periheldurchgang am 12. Januar 2007 in einer Sonnenentfernung von 0,17 AE. Es war die 31. Kometenentdeckung von McNaught. Erste Berechnungen der Kometenbahn ergaben schwierige Beobachtungsbedingungen für die Beobachter der Nordhalbkugel [1]. Eine geringe Chance, den Kometen in der Abenddämmerung zu sehen, sollte für Anfang bis Mitte Januar 2007 gegeben sein. Die Witterungsverhältnisse Ende Dezember und nach der Jahreswende sind alles andere als günstig. Der Komet nähert sich immer mehr der Sonne und damit auch dem
Abb. 1: Komet McNaught
C/2006P1 am 7.1.2007 um 16:47 UT, Aufnahme mit Digitalkamera EOS 300D, Brennweite 200 mm, Blende 5,6, ISO 200, 3 Sek. belichtet. Beobachtungsort:
Heppenheim, Aufnahme
Otto Guthier, Bildbearbeitung Werner E. Celnik.
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Abb. 2: Komet McNaught C/2006P1 in horizontnahen Wolken am 12.1.2007 um 16:17 UT, Aufnahme mit 350mmObjektiv bei Blende 4,0 auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100 (6x6). Beobachtungsort: Gornergrat (3.100 m), Zermatt/Schweiz, Aufnahme Werner E. Celnik.
Horizont. Nur wenige HobbyAstronomen haben von Mitteleuropa aus Beobachtungsglück. Deren Sichtungen und Helligkeitsschätzungen vor dem Periheldurchgang klingen viel versprechend für einen ,,Feldstecherkometen" in der Abenddämmerung. Danach wird der Komet nur noch am Südhimmel zu beobachten sein.
Donnerstag, 4. Januar 2007. Nach Durchzug eines Tiefausläufers mit heftigen Niederschlägen klart der Westhimmel an Ottos Wohnort Heppenheim überraschend und unverhofft gegen 17 Uhr MEZ auf. Mit einem 10x50 Feldstecher sucht er den Westhimmel ab. Venus zeigt sich rund 6 Grad über dem Horizont, der Komet soll rund 23 Grad nordwestlich stehen, der Sonnenabstand beträgt ca. 15 Grad . Gegen 17:45 MEZ findet Otto den Kometen 2006 P1 als sehr kondensiertes Objekt mit
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Abb. 3: Komet McNaught C/2006P1 am Mittagshimmel des 13.1.2007 um 11:24 UT, Aufnahme mit 350 mm-Objektiv und 2x-Telekonverter bei Blende 8,0 auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100 (6x6), 1/750 s belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/ Schweiz, Aufnahme Werner E. Celnik. Schweiflänge beträgt ca. 14 Bogenminuten.
einem kurzen Schweifansatz, nur wenige Grad über dem Horizont. Eine erste Helligkeitsabschätzung führt zu einem Wert von ca. 2 mag. Damit ist der Komet deutlich heller als die Ephemeride [2], die ca. 6 mag angibt.
Sonntag, 7. Januar 2007. Wolkenlücken am Abendhimmel versprechen eine weitere Sichtbarkeitsmöglichkeit. Und tatsächlich: Mit dem 10x50 Feldstecher kann Otto den Kometen gegen 16:35 MEZ in der hellen Dämmerung finden. Sogar ein orangefarbener Schweifansatz von 1 bis 1,5 Grad Länge ist erkennbar. Wenige Minuten später gelingt die freie Sichtbarkeit mit bloßem Auge! Die Helligkeit des Kometenkopfes schätzt Otto auf etwa 0 mag! Rasch wird die digitale Kamera Canon EOS 300 D aufgestellt und auf den Kometen ausgerichtet. Dicht über dem Südwesthorizont der Rheinebene gelingt nebenstehende Aufnahme (Abb. 1). Es stellt sich die spannende Frage, wie sich der Komet weiter entwickeln wird. Wird er den hellen Kometen des Jahres 1976 (West) an Helligkeit übertreffen? Eine Fahrt auf den 3.136 Meter hohen Gornergrat ist vom 12. Januar ab bereits eingeplant ...
Freitag, 12. Januar 2007. Werner ist dem schlechten Wetter am Niederrhein entflohen und trifft mit einem mit astronomischer Ausrüstung hoch beladenen Transportkarren der Schweizerischen Bergbahnen im Bahnhof Zermatt ein. Er wird von Otto und seiner Familie in Empfang genommen, die zum Skifahren bereits einige Tage hier verbracht haben. Das Wetter ist leider nicht viel besser als im nordwestlichen Deutschland, wo der sonnennahe Komet höchstens in sekundenlangen Wolkenlücken erspäht werden konnte: Es ist stark bewölkt und die Wolken
Abb. 4: Komet McNaught C/2006P1 am verzirrten Nachmittagshimmel des 13.1.2007 um 15:55 UT, Aufnahme mit Schmidt-Cassegrain-Teleskop Bresser 220 mm/1880 mm auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 400 (6x6), 1/1000 s belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/Schweiz, Aufnahme Werner E. Celnik.
ziehen mit hoher Geschwindigkeit. Am frühen Nachmittag kommen wir im über 3.100 m hoch gelegenen Hotel auf dem Gornergrat an. Der lokale Sonnenuntergang findet um 17:17 MEZ statt. Doch bereits ab 17 Uhr stehen wir auf der Terrasse und versuchen in den kleinen Lücken der entlang dem südwestlichen Horizont dahinjagenden dichten Wolken den Lichtflecken des
Abb. 5: Kometenbeobachtung am Taghimmel mit transportablen Instrumenten auf dem 3.136 m hohen Gornergrat, Blickrichtung Ost, Aufnahme Gert Geissler.
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Abb. 6: Komet McNaught C/2006P1 in der frühen Abenddämmerung des 13.1.2007 um 16:17 UT, Aufnahme mit Digitalkamera EOS 300D, Brennweite 200 mm, Blende 8, ISO 100, 1/320 Sekunde belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/ Schweiz, Aufnahme Otto Guthier, Bildbearbeitung Werner E. Celnik und Michael Manthey. Abb. 7: Komet McNaught C/2006P1 in der Abenddämmerung des 13.1.2007 um 16:27:30 UT, Aufnahme mit Refraktor Williams APO 80 mm/555 mm und Digitalkamera EOS 20Da, Blende 6,9, ISO 400, 1/640 Sekunde belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/Schweiz, Aufnahme und Bildbearbeitung Michael Manthey. Die erfasste Schweiflänge beträgt ca. 14 Bogenminuten. Abb. 8: Schweif des Kometen McNaught C/2006P1 in der Abenddämmerung des 13.1.2007. Der Kopf ist bereits untergegangen. Aufnahme mit Schmidt-Cassegrain-Teleskop Bresser 220 mm/1880 mm auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 400 (6x6), 1/90 s belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/Schweiz, Aufnahme Werner E. Celnik.
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Abb. 9: Komet McNaught C/2006P1 und Merkur am leicht verzirrten Mittagshimmel des 14.1.2007 um 13:33 UT, Aufnahme mit Digitalkamera EOS 300D am Refraktor Vixen ED115S, Brennweite 890 mm, ISO 100, 1/4000 Sekunde belichtet. Beobachtungsort: Gornergrat (3.136 m), Zermatt/Schweiz, Aufnahme Otto Guthier, Bildbearbeitung Werner E. Celnik und Michael Manthey. Der dunkle Rand um den Kometen herum ist ein durch die Bildbearbeitung entstandener Artefakt. Der Winkelabstand Kometenkopf - Merkur ist mit 44,5 Bogenminuten nahezu minimal.
Kometen zu erwischen. Die Berge am fernen Horizont links vom Matterhorn sind etwa 2 1b2 Grad hoch. Etwa 3 Grad höher ist der Komet McNaught zunächst in den Feldstechern 10x50 und 15x50, dann auch freisichtig klar und deutlich in Wolkenlücken und sogar durch dünnere Wolken hindurch erkennbar: um 17:10 MEZ, also deutlich vor Sonnenuntergang. Der Kometenkopf ist sehr hell, wir schätzen ihn auf ca. -4 mag. Ein Schweif ist erkennbar. Er zeigt vom Horizont aus senkrecht nach oben und ist ca. 5 Mal so lang wie breit. Otto schätzt die Länge auf ca. maximal 1 Grad . Die Farbe des Kometen tendiert nach gelborange. Um 17:17 MEZ gelingen uns einige Aufnahmen mit einem auf eine Mauer aufgestützten 350 mm Teleobjektiv auf Farbdiafilm (Abb. 2). Dies ist unsere gemeinsame erste Tagessichtung eines Kometen!
Samstag, 13. Januar 2007. In der 2. Nachthälfte ist der Himmel aufgeklart. Der Taghimmel ist tiefblau. Die Luft ist trocken. Die Transparenz extrem hoch. Die Temperaturen auf der 3.136 m hohen Beobachtungsplattform auf dem Gornergrat liegen am Vormittag knapp über dem Gefrierpunkt. Werner hat sich Hacke und Schaufel besorgt und buddelt ein Loch in den nicht sehr tiefen Schnee, um seine astronomische Montierung aufzustellen. Er hat sich natürlich auf diese Beobachtungsfahrt vorbereitet und bereits zuhause genau die Anordnung von Sonne und Komet studiert. In einer kleinen Arbeitspause schaut er zum Himmel. - Es kann ja nicht schaden, mal einen Blick zu
riskieren. Den Hut abnehmen und damit am ausgestreckten Arm die Sonnenscheibe abdecken. Und - unglaublich: Etwa 6 Grad östlich der Sonne ist der Komet freisichtig, ohne weitere Hilfsmittel klar erkennbar! Sogar ein fast 1b2 Grad langer Schweifansatz ist zu sehen. Ein Blick auf die Uhr: es ist 11:12 MEZ. Der Komet steht 18 Grad hoch über dem Horizont. Otto schätzt die freisichtige Helligkeit um 12:30 MEZ auf ca. -5 mag. Nun treffen auch die beiden noch fehlenden Mitglieder unserer Beobachtergruppe ein: Gert Geissler und Michael Manthey, die nach den tollen Nachrichten gleich ihre Instrumente aufbauen. Ab 12:17 bis zum Kometenuntergang hinter den Bergen um 17:27 MEZ können wir fotografische Aufnahmen am Taghimmel gewinnen (Abb. 3 und 4), mit Teleobjektiven, Refraktoren und einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop (Abb. 5). Toll, den Kometenuntergang freisichtig hinter einer Skiliftanlage auf dem Theodul-Gletscher zu verfolgen (Abb. 6 bis 8). Auch am Horizont ist die Sicht heute extrem klar. Wir können die Helligkeiten von Venus und dem Kometen vergleichen. Der Komet erscheint trotz viel geringerer Horizonthöhe deutlich heller als Venus (-3,9 mag laut GUIDE8). Wir schätzen den Kometen auf -5 bis -6 mag! Im Teleskop ist eine flächige Kernregion mit einer zur Sonne gerichteten Envelope davor zu erkennen.
Sonntag, 14. Januar 2007. Die Transparenz des Himmels ist heute leider deutlich schlechter als am Vortag. Mit bloßem Auge können wir den Kometen diesmal
nicht auffinden. Wir stellen ihn ausgehend von der Sonne anhand der Teilkreise der parallaktischen Montierung ein. Es klappt beim ersten Versuch: Der Komet kann im Schmidt-Cassegrain 220 mm /1.880 mm bei 42x, im Refraktor ED115S (f = 890 mm) bei 21x und im Refraktor APO 80 mm / 555 mm bei 20x aufgefunden werden. Um 13:12 MEZ ist im Abstand von 51 Bogenminuten südwestlich neben dem Kometen auch der -1,1 mag helle Planet Merkur in den Refraktoren 115 mm / 890 mm und 80 mm / 555 mm zu sehen. McNaught und Merkur stehen zu diesem Zeitpunkt nur 5,3 Grad bzw. 4,7 Grad vom Sonnenrand entfernt. Der Komet erscheint im Okular im Vergleich zu Merkur wesentlich heller! Wir schätzen ihn visuell auf -5,0 mag. Es gelingen mehrere Aufnahmen von McNaught und Merkur am Refraktor zusammen im selben Gesichtsfeld auf Farbdiafilm und mit der Digitalkamera (Abb. 9), mit Belichtungszeiten zwischen 1/4000 und 1/1000 Sekunde! Die Auswertung der Digitalaufnahmen am nächsten Tag zeigt einen 17 Bogenminuten langen Kometenschweif. Mit dem laut GUIDE8 -1,1 mag hellen Merkur als Vergleichsstern ergibt sich eine Helligkeit der Kometenkoma von -4,8 mag innerhalb eines Feldes von 1 Bogenminute Durchmesser. Was gut mit den visuellen Schätzungen zum selben Zeitpunkt übereinstimmt. Im Laufe des Nachmittags des 14. Januar nimmt der atmosphärische Dunst weiter zu und Zirrusbewölkung zieht auf. Trotz des dadurch immer heller werdenden
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Himmelshintergrundes bleibt der Komet im Teleskop erkennbar. Kurz vor dem Verschwinden hinter den horizontnahen Bergen im Südwesten leuchtet der Komet durch eine klare Zone, so dass wir seine Helligkeit erneut schätzen können: Er ist deutlich schwächer als am Vorabend.
Mittwoch, 17. Januar 2007. Seit der letzten Beobachtung am 14. herrschte leider schlechtes Wetter. Nun klart der Himmel mehr und mehr auf. Ab 13 Uhr MEZ ist der Himmel wolkenlos, jedoch etwas dunstig. Wir versuchen dennoch den Kometen mithilfe von Teilkreisen an der Takahashi EM200B und Winkelencoder an der Vixen-GP aufzufinden. Venus ist so
leicht einzustellen. Der Komet bleibt bis 14:30 MEZ jedoch unauffindbar, obwohl das Himmels-Streulicht im Teleskop dunkler erscheint als am 14., als der Komet mit derselben Methode leicht aufzufinden war. Unser Schluss: Der Komet muss schwächer als -2 mag geworden sein. Andernfalls hätten wir ihn erkennen müssen.
Danach verschlechtert sich das Wetter wieder. An eine erneute Beobachtung des Kometen ist nicht zu denken.
Die Tagesbeobachtung eines Kometen - für einen Kometenbeobachter ist dies das Größte, ein Supererlebnis! Kribbeln im Rücken, man hat es gespürt. Spannend,
äußerst beeindruckend. Interessierte Menschen um uns herum sprechen uns an: Darf ich auch mal den Kometen sehen? Das ist nicht alltäglich... Dieses Beobachtungserlebnis macht klar, dass Kometen faszinierende Himmelsobjekte sind. Eigentlich sollte es in der Fachgruppe Kometen nun keinerlei Nachwuchssorgen geben.
Literaturhinweise [1] Entdeckungsmeldung des Kometen:
www.fg-kometen.de/news/news0608.htm [2] Kometenephemeriden von der VdS-FG
Kometen-Homepage, Dezember 2006: MPC 57947, www.cfa.harvard.edu/iau/ Ephemerides/Comets/2006P1.html
Leonidenbeobachtungen 2006
von Jürgen Rendtel
War es die Erinnerung an die Leoniden der vergangenen Jahre, die entgangenen Perseiden, die Orioniden-Überraschung vom Oktober? Die Beteiligung an visuellen Meteorbeobachtungen war jedenfalls schon lange nicht mehr so groß wie im November 2006. Natürlich trug die Ankündigung einer möglichen Aktivitätsspitze am Morgen des 19. November zu der Aufmerksamkeit wesentlich bei. Solche Ausbrüche haben den Reiz, zu einer bestimmten Zeit etwas geboten zu bekommen, und man kann die Aufmerksamkeit gezielt auf ein solches Ereignis konzentrieren. Als Ergebnis erhält man dann auch ein großes Datenpaket und somit zuverlässige Aussagen über die Meteoraktivität im entsprechenden Intervall.
Abb. 1: Die erhöhte Teilchendichte der Leoniden am Morgen des 19. November 2006 geht auf Teilchen des Kometen 55P/Tempel-Tuttle zurüuck, die um das 1932er Perihel freigesetzt wurden. Schade um die vielen verpassten Staubspuren ... (Berechnung/Grafik von Jeremie Vaubaillon).
Die Wetterlage war November-typisch, also alles andere als günstig für die spannende Nacht (Abbildung 1). Dass es im Laufe der Nacht an zahlreichen Orten in Mitteleuropa klaren Himmel geben würde, ließ sich schon ein paar Tage vorab sagen. Allerdings gilt es bei Beobachtungen in der zweiten Nachthälfte auch immer die potentielle Nebelneigung im Auge zu behalten. Nicht alle hatten schließlich das Glück auf ihrer Seite, und nur wenige konnten tatsächlich bis in die Morgendämmerung hinein beobachten: Das Peak war für 04:45 UT berechnet worden. Die Entwicklung der Leoniden-Aktivität konnte man diesmal online auf der IMOWebseite www.imo.net/live/leonids2006/ verfolgen. Unsere Grafiken wurden von Rainer Arlt erstellt und basieren auf
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Abb. 2: Profil des Populationsindex r um das Leonidenmaximum 2006 aus visuellen Daten weltweit.
Daten von 2.801 Leoniden, die von 93 Beobachtern weltweit innerhalb von 297,54 Stunden registriert wurden. Zunächst wurde aus den Daten über die Meteorhelligkeiten das Profil des Populationsindex r berechnet. Dieser Wert
charakterisiert die Größenverteilung der Meteoroide im Strom und ist Voraussetzung für die Korrektur der beobachteten Anzahlen auf Standardbedingungen. Ein hoher Wert von r zeigt einen hohen Anteil schwächerer Meteore an.
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Abb. 3: ZHR-Profil der Leoniden 2006 für den gesamten Aktivitätszeitraum.
Abb. 4: Die ZHR-Kurve in der Nacht des Leonidenpeaks (18./19. November 2006). Die Punkte zeigen die Rate sporadischer Meteore.
Das r-Profil (Abbildung 2) zeigt einen bemerkenswerten Verlauf, der die visuellen Eindrücke der Beobachter in der Nacht (unsere Beobachtungen liegen zwischen 236,2 Grad und 236,8 Grad Sonnenlänge) unterstreicht: r wuchs von unter 2,0 auf fast 2,5 an - das heißt, der Anteil heller Meteore ging merklich zurück. Ein Wert von 2,0 ist selbst für große Ströme relativ gering. Tatsächlich wurden immer wieder Meteore mit negativen Helligkeiten beobachtet. Der zum Peak berechnete Wert liegt dagegen etwas höher als etwa zum Perseidenmaximum.
Nach Kenntnis des r-Profils kann nun auch die Zenitrate berechnet werden. Das ZHR-
Profil (ZHR: zenithal hourly rate = stündliche Zentitrate) der Leoniden im gesamten Aktivitätszeitraum zeigt ein breites, eher flaches Maximum mit einer kurzen Spitze (Abbildung 3). Die ZHR des breiten Buckels erreicht etwa 20 und repräsentiert die allgemeine Teilchenpopulation in der Umgebung der Kometenbahn. Das erwartete Peak mit einer ZHR von 75 trat um 04:46 UT auf und hatte eine Halbwertsbreite von etwa einer Stunde (Abbildung 4). In den Stunden vor dem Peak lag die ZHR immerhin deutlich über 30 und das bei dem schon beschriebenen tieferen r-Wert. Die Beobachtung war durch den Anteil heller Leoniden durchaus lohnend.
Visuelle Meteorbeobachtungen haben auch in Zeiten, in denen viele und auch neue Daten z.B. von den Videokameras gewonnen werden, ihren Wert. Ihr großer Vorteil ist die erprobte Prozedur von Beobachtung und Auswertung. Man erhält schnell ein zuverlässiges Ergebnis über die ZHR und somit den Dichterverlauf bei der Durchquerung eines Meteorstromes. Die online verfolgbare Auswertung zu den Leoniden und später auch Geminiden 2006 auf der IMO-Webseite hat sicher einen neuen Anreiz gegeben, denn man konnte hier schon kurz nach Eingabe seiner eigenen Daten das Wachsen der ZHR-Grafik verfolgen.
Die fotografische und visuelle Beobachtung
der Geminiden 2006
von Matthias Knülle, Ulf Wossagk und Peter C. Slansky
Die Geminiden am 13./14.12.2006 sollten für uns die erste systematische Meteorbeobachtung werden. Ziel war eine kombinierte fotografische und visuelle Beobachtung und Dokumentation. Da das Wetter Mitte Dezember oft ziemlich mäßig ist, war die Beobachtung mit einer erheblichen Unsicherheit behaftet. Wir hofften auf einen Vorteil durch einen hoch gelegenen Beobachtungsort. Die Suche danach gestaltete sich kurz, da wir mit insgesamt fünfzehn Kameras und zwei schweren Stativen keine stundenlangen Bergtouren machen wollten und da ein gewisser Komfort schon sein sollte. Es kamen also nur die Münchner Hausberge mit einer Bergbahn und einer guten Übernachtungsmöglichkeit in Frage. Unsere Wahl fiel auf das Brauneckgipfelhaus. Für den 13./14. Dezember war es die einzige
geöffnete Hütte mit der einzig verkehrenden Bergbahn in den Voralpen. Das Brauneck liegt rund 5 km südwestlich von Lenggries, der Gipfel ist 1555 m hoch. Die Hütte liegt 15 m tiefer am Südhang. Sie hat eine sehr schöne Terrasse mit unverbaubarem Alpenpanorama vom Wendelstein im Osten bis zur Zugspitze im Westen. Der freundliche Hüttenwirt erfüllte uns alle astrospezifischen Sonderwünsche und so bauten wir unsere Geräte auf der Terrasse auf.
Abb. 1: Der hellste aller gesichteten und foto-
grafierten Geminiden fiel kurz nach Auslösen der 15 Kameras, genau am Beginn unserer 20-minütigen Aufwärmpause.
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Abb. 2: Im Fischaugenobjektiv erschien dieser Geminid unterhalb des Sternbilds Orion. Im Osten ist bereits der aufgehende Mond zu sehen.
Abb. 3: Alle visuellen Meteorsichtungen wurden mit sekundengenauer Zeitangabe in vorbereitete Himmelskarten eingetragen. Nachträglich wurden die Sichtungen innerhalb eines bestimmten Aufnahmeintervalls farbig unterlegt, um die Zuordnung zu den einzelnen Fotos zu erleichtern.
Für die Aufnahme einer Meteorspur ist, wie für die Aufnahme "punktförmiger" Sterne, allein die freie Eintrittspupille des Objektivs entscheidend. Doch sollte die Brennweite nicht zu lang werden, da sonst der erfasste Himmelsausschnitt immer kleiner wird und die Chance auf einen "Meteortreffer" im Bild sinkt. Daher ist der Einsatz lichtstarker Normalobjektive ein guter Kompromiss. Allerdings muss man genügend Kameras zusammenbekommen, um eine größere Himmelsfläche abzudecken. Digitalkameras schieden daher für uns aus. Unsere Hauptbeobachtungsgeräte waren dreizehn Kleinbildkameras mit 50 mm-Objektiven, die auf zwei schwere Stative montiert wurden. Zum Glück hatte Matthias von seinem Vater eine sehr umfangreiche Sammlung von Canon Spiegelreflexkameras überlassen bekommen. Die ältesten Modelle sind zwar über 40 Jahre alt, jedoch - Lob der klassischen Mechanik! - noch immer voll einsatzfähig. Ein weiterer, bei Minusgraden und stundenlangem Betrieb nicht zu unterschätzender Vorteil der mechanischen Kameras: Sie sind von Stromquellen unabhängig. Wir entschieden uns für eine Aufteilung des Himmels in Hochformatbilder. Bei Kleinbild und 50 mm Brennweite beträgt das Bildfeld 27 Grad x40 Grad . Mit etwas Überlappung wurden so am Horizont von Ost über Süd bis Südwest sieben Ausschnitte nebeneinander eingerichtet und sechs weitere darüber. Matthias hatte extra eine Kameraplattform aus Multiplex gebaut, die sieben Kameras aufnehmen konnte und auf einem gleichfalls selbstgebauten Multiplexstativ installiert wurde, während Peters Kameras eher improvisiert
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mit Schraubklemmen an ein Stahlstativ montiert wurden. Auf diese Weise konnte etwa ein Fünftel des Himmels abgedeckt werden. Zu diesen dreizehn Kameras kamen noch je eine Mittelformatund eine Kleinbildkamera mit einem Fischaugenobjektiv hinzu. Diese wurden unabhängig von den anderen Kameras betrieben und sollten lediglich "pretty pictures" liefern. Als Aufnahmemedium wählten wir Farbdiafilm 400/27 ISO. Um 22:40 MEZ begannen wir mit unserem Beobachtungsprogramm. Der Radiant lag etwa bei Castor, der um 02:18 MEZ kulminierte. Der Mond (Phase 0,360 abneh-
mend) ging um 01:25 MEZ auf und stand am Ende unserer Beobachtungszeit um 03:00 MEZ 13 Grad über dem Horizont. Als Belichtungszeit wurden 19 Minuten gewählt und ein Aufnahmeintervall von 20 Minuten. So hatten Matthias und Peter jeweils eine Minute Zeit, sämtliche fünfzehn Kameras zu spannen und auszulösen. Ulf war der Zeitmeister und zählte für Start und Ende der Belichtungen jeweils zur vollen Stunde, 20 Minuten danach und 40 Minuten danach die Zeit sekundengenau herunter. Da es nicht möglich ist, mehr als vier Drahtauslöser innerhalb von 2 Sekunden zu betätigen,
Abb. 4: Matthias' Kameraaufbau für sieben Kleinbildkameras. Fünf Kameras stehen in einem definierten Winkel von jeweils 25 Grad zueinander, was bei 50 mm-Objektiven im Hochformat mit etwas Überlappung einen lückenlosen Anschluss der Bildfelder ergibt. Zwei weitere Kameras sind auf Kugelköpfen frei ausrichtbar.
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erfolgte das Auslösen der Kameras, zum Teil paarweise, jeweils im Abstand von 5 Sekunden. Die Abweichungen wurden entsprechend notiert. So konnten wir eine Genauigkeit der Belichtungszeit von weniger als 5 Sekunden erreichen, die für eine Vermessung der Strichspuren auf jeden Fall ausreicht. Parallel zu den Fotografien beobachteten wir unser Himmelsfeld visuell und zwar nur mit Unterbrechungen zum Auslösen der Kameras und einer 20-minütigen Aufwärmpause von 22:40 bis 03:00 MEZ. Fast alle in unseren beiden Feldern beobachteten Meteore konnten wir in vorher ausgedruckte Himmelskarten eingetragen. Matthias übernahm, assistiert von Ulf, den südöstlichen und Peter den südwestlichen Abschnitt. Der genaue Zeitpunkt eines von uns beobachteten Meteors wurde jeweils bei Ulf abgefragt, die Verzögerung zwischen der Sichtung und der Zeitansage subtrahiert. Dadurch waren Ulfs Beobachtungsmöglichkeiten stark eingeschränkt, doch konnte so eine sehr hohe Zeitgenauigkeit erreicht werden. Auch gelang uns die nachträgliche Zuordnung der Fallzeiten zu beinahe allen Strichspuren auf den Fotos.
Ergebnisse Die Nacht war mit -5 bis -10 Grad C nicht zu allzu kalt; der Wind wehte nur schwach. Leichte Schleierwolken störten die Durchsicht vor allem am Horizont, der Alpenkamm war deutlich zu erkennen. Wegen dieser Dunstschicht erwies sich die Belichtungszeit von 19 Minuten bei Blende 1,8 mit einem Film 400/27 ISO als zu lang, der Himmel ist hier auf den Dias deutlich aufgehellt. Die meisten Meteore waren von mittlerer bis geringer Helligkeit. Eine einzige sehr helle Feuerkugel wurde von Matthias und Ulf gesichtet; leider östlich außerhalb des Bereichs unserer Kameras.
Abb. 5: Keine Geminiden, sondern Hominiden... Von links nach rechts: Matthias Knülle, Ulf Wossagk und Peter C. Slansky.
Peter beobachtete zwischen 22:40 und 03:00 MEZ mit der 20-minütigen Unterbrechung insgesamt 93 Meteore. Bei 88 davon konnten Bahn und Fallzeitpunkt notiert werden, 5 weitere wurden während des Hantierens mit den Kameras bzw. beim Notieren von Beobachtungen gesichtet. Von den 93 gesichteten Meteoren erwiesen sich 87 als Geminiden, 6 waren sporadische oder andere. Noch größer war die Ausbeute bei Matthias und Ulf: Im selben Zeitraum beobachteten sie in ihrem Sektor insgesamt 114 Meteore. Nur 2 davon waren keine Geminiden. 4 Doppelsichtungen von Matthias und Peter wurden nachträglich identifiziert. Damit kamen wir zusammen in 4 Stunden visuell auf insgesamt 203 Meteore, davon 195 Geminiden (Tabelle 1). Der Vergleich zwischen der visuellen und der fotografischen Beobachtung fällt eher ernüchternd aus: Lediglich 21 Strichspuren entdeckten wir auf unseren Aufnahmen. Mit anderen Worten: Mit bloßem Auge sahen wir zehn Mal so viele Meteore wie unsere Kameras! Zudem war uns die visuell hellste Feuerkugel noch durch die fotografischen Lappen gegangen. Das wäre uns beinahe auch mit dem Geminiden passiert, der die hellste Strichspur verursachte (Bild 1 und 2): Er
Sichtungen (MEZ) 22:40 - 24:00 MEZ 00:00 - 01:00 MEZ 01:00 - 01:40 MEZ 02:00 - 03:00 MEZ Geminiden andere Meteore unsichere Sichtungen Summen
Südostsektor (Knülle/Wossagk) 38 29 16 27 108 2 4 114
Tab. 1: Zusammenfassung der visuellen Beobachtungsergebnisse
Südwestsektor (Slansky) 19 22 15 32 82 6 5 93
fiel um 01:40:45 MEZ, also kurz nach dem Auslösen aller Kameras um 01:40 Uhr, als wir gerade zu einer wohlverdienten Aufwärmpause in die geheizte Stube gingen... Und wie es der böse Zufall wollte, erwischte gerade diese Aufnahme eine merkwürdige grünliche Lichteinstrahlung, deren Eliminierung erheblichen digitalen Aufwand erforderte. Dennoch sind wir mit unseren Beobachtungsergebnissen sehr zufrieden - immerhin war es für uns ja das erste Mal.
Ausblick und Verbesserungsmöglichkeiten Die fotografische Beobachtungsweise mit vielen Kleinbildkameras und Normalobjektiven hat sich, auch wenn sie letztlich veraltet ist, bewährt - wenn man den Aufwand für Transport, Aufstellung und Handhabung in Kauf nimmt. Die Belichtungszeit sollte bei 400/27 ISO aber kürzer als 19 Minuten gehalten werden, damit der Himmel nicht zu hell erscheint und sich die Meteorestrichspur deutlicher abhebt. Dadurch steigt allerdings der Aufwand weiter an und die visuelle Beobachtung wird beeinträchtigt. Hilfreich wäre hier eine Fernsteuerung aller Kameras. Unabhängig davon wollen wir beim nächsten Mal auch noch eine automatisierte Beobachtung des gesamten Himmels vornehmen. Hierzu werden wir eine digitale All-Sky-Kamera bauen. Parallel zur Meteorfotografie soll aber auf jeden Fall weiterhin visuell beobachtet werden, denn das Erlebnis des ,,Sternschnuppenschauens" wollen wir auf keinen Fall missen. Die gesammelten Daten und Bilder werden in den kommenden Wochen noch weiter ausgewertet und stehen dann allen Interessierten auf www.peter-slansky.de und www.mkastronomie.de zur Verfügung.
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Kalte Planeten in warmen Sommernächten
von Franz Xaver Kohlhauf
Abb. 1: Neptuns eisiger Tanz mit Triton. Von links oben (8.9.06) nach rechts unten (13.9.06) mit Wolken bedingter Lücke am 11.9.06. Instrument: Celestron C 14, f=3910 mm, EOS 3540 D, 800 ISO, je eine Minute belichtet. Autoren: F.X. Kohlhauf und R. Bradish.
Abb. 2: Pluto südlich von Xi Serpentis (Pfeile von links nach rechts). Aufnahmen vom 16. bis 20. Juli 2006. Instrument Celestron 5, f=1250 mm, je 5 Minuten belichtet gegen 0:30 MESZ mit Canon 350 D mit 1600 ISO. Autoren: F.X.Kohlhauf, R.Bradish.
Die Bewegung von Pluto im Sternenfeld über mehrere Tage oder der Umlauf des Mondes Triton um Neptun, dies waren Motive, die ich schön länger auf meiner Fotowunschliste hatte. Voraussetzung dafür war klarer Himmel in aufeinander folgenden Nächten. Bedingungen, die im Juli für Pluto und im September 2006 für Neptun passten.
Pluto stand zu der Zeit rund ein halbes Grad südlich von Xi Serpentis, einem Stern dritter Größe, was somit gut zu finden war und das Gesichtsfeld meines Celestron 5 bei 1250 mm Brennweite bot auf dem Chip meiner Canon EOS 350 D genügend Gesichtsfeld und den Stern mit Pluto zu erfassen.
Unwissentlich, kurz vor der Aberkennung seines Planetenstatus durch die IAU im August, begann ich am 15.07.2006 gegen 23:27 MEZ mit der Aufnahmeserie über fünf aufeinander folgende Nächte von Pluto, Clyde Tomabaughs Planeten. Alle Belichtungen dauerten 5 Minuten bei 1600 ISO Einstellung. Um Xi Serpentis noch mehr ,,Glanz" zu verleihen, erfolgte eine der Aufnahmen mit gekreuzten
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Plastikstäben vor der Teleskopöffnung. Vor jeder folgenden Aufnahme achtete ich auf die möglichst gleiche Lage des Sternfeldes im Kamerasucher. Dies lässt sich nach einer kurzen Probeaufnahme ohne weiteres durch einfaches Hin- und Herschalten der Bilder auf dem Kamerabildschirm kontrollieren, wenn man eine Speicherkarte ausschließlich für so eine Serie verwendet. Als alle fünf Aufnahmen im Kasten waren, lag es dann an meinem Sternfreund Robert Bradish, am PC diese Bilder zu einem zu verschmelzen und die ,,Zwergplanetenpositionen" mit einem Pfeil zu markieren. Wie es mir sagte, eine Aufgabe die ihn die Leistung Tombaughs erst richtig erahnen ließ.
Die Neptun-Triton-Serie entstand auf ähnliche Weise, allerdings mit 3910 mm Brennweite am Celestron 14, bei 800 ISO Einstellungen mit nur einer Minute Belichtungszeit. Ein Planetariumsprogramm zeigte mir, wo ich den Planeten für die erste Aufnahme im Kamerasucher platzieren musste, damit er mir in der vierten oder fünften Nacht, wegen seiner großen Eigenbewegung, nicht den Bildfeldrahmen sprengte.
Das Sternfeld wurde, wie bereits oben beschrieben, jede Nacht möglichst genau eingestellt und natürlich immer der gleiche Leitstern verwendet. Aber es wäre einfach zu gut gelaufen ohne jene Wolkenbank in der vierten Nacht, die sich auch nach dreistündigen Warten kein Jota bewegen wollte. So wurden es eben nur fünf Aufnahmen von Neptuns eisigen Tanz mit Triton in sechs warmen Sommernächten, wiederum auf einem Bild kombiniert von Robert Bradish.
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Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes, 2. Halbjahr 2006
von Andreas Bulling
Tag
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 Mittel
Juli
27 20 21 20 24 24 24 22 20 11 10
7 4 9 12 15 15 16 16 7 1 9 12 13 13 13 13 11 11 19 17 14,7
August
8 9 5 0 0 1 0 7 11 17 15 16 16 20 20 21 18 21 18 10 16 10 13 14 15 15 24 24 19 14 25 13,6
September
22 11
0 1 18 28 34 32 31 33 26 20 20 10 9 10 14 8 8 9 9 13 10 9 4 1 3 12 24 28 - 15,2
Oktober
29 22 17 18 21 17 17 15 11
8 0 0 0 0 2 0 0 1 7 11 13 19 29 16 6 0 4 7 1 8 23 10,4
November
34 45 46 39 33 22 20 23 18 10 12 17 27 29 31 34 32 30 28 16
2 0 2 0 9 9 19 26 27 36 - 22,5
Dezember
32 35 32 27 35 33 27 21 16 17 18 20 16 16 15 12 11
1 2 1 0 2 4 5 7 8 3 1 2 9 19 14,4
KAMERA REVOLVER
,,Guck dir das an, MOS, das gehört dem Thomi! Er hat einen Kamerarevolver gebaut.
Web-Cam, dSLR, Astrokamera, Digicam, usw.... und noch 'ne konventionelle SLR Huckepack. Jetzt kann er aber Astrofotos
machen!!"
Eine große Fleckengruppe nahe des Minimums
von Manfred Holl
Es war ein wahrer Paukenschlag, mit der sich am 05.12.2006 die Aktive Region mit der (neuen) Nummer 10930 ankündigte: Der GOES-13-Satellit zeichnete um 15:13:11 UTC einen der stärksten solaren Ausbrüche auf, einen X9/2N-Flare, assoziiert mit einem Typ II-Radiosturm, dessen Teilchen mit 836 km/s in das Innere des Sonnensystems geschleudert wurden; allerdings seitlich von der Sonne weg, so dass es nicht zu irdischen Polarlichtern kam.
Dabei war diese Region keineswegs neu, denn es handelte sich hier schon um ihre zweite Rotation. Vom 09. bis zum 21.11.2006 war sie als AR 10923 bereits einmal über die Sonnenscheibe gewandert und durch ihre hohe H-Tätigkeit aufgefallen. Bis zum Auftauchen der
Abb. 1: Sonne im H-Alpha, 15.12.2006, 13:15 Uhr MEZ, aufgenommen mit Digitalkamera Olympus C 5050 Z - 5.0 Megapixel, 80/900 mm Vixen-Refraktor, H-Alpha Filter Coronado SM 40, 25 mm LV Okular, Belichtungszeit 1/10 s, F = 1500 mm (Erich Kopowski, Recklinghausen)
122 S O N N E
Abb. 2: Sonne im H-Alpha, 15.12.2006, 12:50 Uhr MEZ, aufgenommen mit Digitalkamera Olympus C 5050 Z - 5.0 Megapixel, 80/900 mm Vixen-Refraktor, H-Alpha Filter Coronado SM 40, 25 mm LV Okular, Belichtungszeit 1/15 s, F = 4000 mm (Erich Kopowski, Recklinghausen)
higte sich die Sonnenaktivität und die AR 10930 etwas, hier stiegen nur ein paar kleinere B-Class-Flares auf. Erst am 11. gab es wieder drei stärkere Ausbrüche: Der stärkste um 08:18 UTC in Form eines C5.7. Am 12. produzierte die AR 10930 nur einige vergleichsweise schwache CClass-Flares, aber am 13. stieg die Aktivität wieder deutlich an. Um 02:40 UTC stieg aus der AR 10930 ein X3.4/4B-Flare mit zwei deutlichen Radiobursts auf der 10 cm-Linie empor. In der Nacht vom 14. auf den 15.12. konnten darauf hin in wolkenfreien Teilen unseres Landes Polarlichter beobachtet werden. Ein X1.5/2B-Flare folgte am 15. um 21:00 UTC, der wieder mit einem CME (Teilchengeschwindigkeit 900 km/s) in Verbindung stand. Am 18. beendete die AR 10930 ihre zweite Rotation und man konnte schon gespannt sein, ob sie noch einmal wiederkommen würde, denn das Potenzial dazu hatte sie aufgrund ihrer starken H-Tätigkeit allemal. Aber fast 14 Tage können auch für eine langlebige Sonnenfleckengruppe sehr viel sein und vollkommene Zusammenbrüche sind bei Aktivitätszentren in Minimumsnähe nicht ungewöhnlich.
Gruppe verlief die Aktivität der Sonne im Wellenlängenbereich der H-Linie eher beschaulich. Wenn es einen Flare gab, dann höchstens einen der Klassen B oder C. Zunächst änderte sich daran auch nichts, als diese Aktivitätsregion vollständig um den Sonnenrand herumgewandert ist. Lediglich die Anzahl der niederenergetischen Flares ging deutlich nach oben. Am 12. gab es um 10:46 UTC einen C1.1- und um 21:55 UTC einen C3-Flare, gefolgt von einem Ausbruch am 13. um 06:42 UTC. Am 14. folgten dann nur ein paar B-Class-Flares.
Mit dem 05.12.2006 erschien die AR 10923 nicht nur unter einer neuen Nummer, auch die folgenden Tage wurden turbulent. Am 6. um 08:23 UTC erschien ein M6/ SF- und um 18:47 UTC ein X6/3B-Flare (Teilchengeschwindigkeit 827 km/s), der mit einem CME assoziiert war. An diesem Tage wurde die Gruppe im Weißlicht von der NOAA als Dkc mit einer Gesamtfläche von 490 Millionstel Hemisphären (MH) eingestuft. Der 07.12. brachte aus der AR 10930 um 19:13 UTC einen M2-Flare hervor, der mit dem MK4 K-Coronameter vom Mauna Loa Solar Observatory auf Hawaii aufgezeichnet wurde. Am 8. beru-
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Abb. 3: Sonne im Weißlicht, 15.12.2006, 13:22 Uhr MEZ, aufgenommen mit Digitalkamera Olympus 5050 Z - 5.0 Megapixel, Zeiss-Refraktor 80/1200 mm, 2 Zoll Herschelprisma, 30 mm Okular Eudiaskop, Belichtungszeit 1/640 s, F = 2000 mm (Erich Kopowski, Recklinghausen)
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Abb 4 kop04: Sonne im Weißlicht, 15.12.2006, 13:25 Uhr MEZ, aufgenommen mit Digitalkamera Olympus 5050 Z - 5.0 Megapixel, Zeiss- Refraktor 80/1200 mm, 2 Zoll Herschelprisma, 30 mm Okular Eudiaskop, Belichtungszeit 1/30 s, F = 11000 mm (Erich Kopowski, Recklinghausen)
in 2008 nicht kategorisch ausgeschlossen wird), nicht ungewöhnlich. So gab es vom 27.07. bis zum 24.08.1986 eine H-Gruppe, die über zwei Rotationen zu sehen war - und das im Minimumsjahr. Im Oktober des gleichen Jahres gab es eine weitere, sehr aktive Fleckengruppe. Die längste Sichtbarkeit einer Fleckengruppe ging übrigens über 8 Rotationen und zwar vom 11.06. bis zum 03.08.1970. Ganz gleichgültig, ob derzeit langlebige, aktive oder nur einfach strukturierte Sonnenfleckengruppen zu sehen sind, Sonnenbeobachtung kann, zumal in H, auch in Zeiten des Fleckenminimums spannend sein. Darum die Bitte: Bleiben Sie am Fernrohr und senden Sie ihre Daten an die VdS-Fachgruppe Sonne.
Wer am Neujahrsmorgen des Jahres 2007 die Sonne beobachtete, stellte am Sonnenrand eine kleine C-Gruppe fest, die relativ unscheinbar daherkam, aber dennoch relativ bedeutend war, denn es handelte sich hier um die alte 10923 alias 10930 und nun 10933. An der Nummernvergabe durch die NOAA erkennt man dieser Tage übrigens sehr schön die relativ geringe Aktivität unserer Sonne: Nur zwei weitere Fleckengruppen lagen zwischen dem Verschwinden und dem Wiederauftauchen des alten Aktivitätsgebietes, und das binnen zwei Wochen! Im Weißlicht war die AR 10933 ziemlich unauffällig. Zwar änderten sich Größe und Form von Umbra und Penumbra geringfü-
gig, aber sie behielt vom 1. bis zum 11. die Waldmeierklasse C bei und zerfiel danach in eine einpolige H-Gruppe, die nach dem 13. nicht mehr gesehen wurde, als sie um den westlichen Sonnenrand herumrotierte. In H zeigte die AR 10933 am 1. und 2.1.2007 nur noch eine geringe bis mäßige Aktivität, ganz so, als hätte ihr die zweite Rotation zu viel Kraft gekostet, denn danach gab es keinerlei Flares oder CMEs mehr aus dieser Region. Sowohl langlebige als auch aktive Sonnenfleckengruppen sind in Zeiten des bevorstehenden Minimums, das nach Expertenmeinung irgendwann 2007 eintreten könnte (wobei aber angesichts der hohen Aktivität Ende 2006 ein Tiefstand
Literatur: www.sec.noaa.gov/ftpmenu/forecasts/SRS.html www.sec.noaa.gov/ftpmenu/forecasts/RSGA. html http://www.meteoros.de/forum.htm Dr. Max Waldmeier: Der Sonnenfleck mit der größten Lebensdauer, SONNE 30, S. 60 Dr. Otto Vogt: Langlebige Sonnenflecken, SONNE 32, S. 187 Dietmar Staps: Langlebige Sonnenfleckengruppen, SONNE 35, S. 136 Hubert Joppich: Langlebiger H-Fleck in den Monaten Juli und August 86, SONNE 39, S. 73 K.-H. Stietzel: Die Sonnenaktivität im Oktober 1986, SONNE 40, S. 111
Analyse der Fliegenden Schatten der Sonnenfinsternis vom 29.03.2006
von Dr. Wolfgang Strickling
Die Sonnenfinsternis vom 29.03.2006 haben sicher noch viele Amateurastronomen in schöner Erinnerung. Auch ich hatte die Gelegenheit, diese Finsternis genau auf der Zentrallinie unter optimalen Bedingungen in der libyschen Sahara etwa 80 km südlich der Ortschaft Jalu zu beobachten [5]. Neben der Sonnenkorona und meteorologischen Beobachtungen interessierte mich vor allem die Beobachtung der Fliegenden Schatten [3]. Darunter versteht man durch Luftturbulenzen verursachte streifenartige Muster, die kurz vor dem zweiten bzw. kurz nach dem dritten Kontakt über den Boden oder über sonnenbeschienene Flächen huschen. Meine Erwartungen wurden nicht ent-
täuscht, denn die Fliegenden Schatten waren eindrucksvoll zu sehen. Sogar erfahrene Finsternisbeobachter, denen die Fliegenden Schatten bislang nie aufgefallen waren, haben sie bei dieser Finsternis zum ersten Mal sehen können. Auch in der Türkei wurden die Fliegenden Schatten vielfach gesehen.
Zu ihrer Beobachtung habe ich ein weißes Laken mit den Maßen 1,45 m x 2,33 m ausgebreitet und möglichst faltenfrei gespannt. Orientiert wurde es parallel zur der zu erwartenden Ausbreitungsrichtung der Schattenbänder nach 317o Azimut. Diese Richtung kann schon bei der Beobachtungsplanung im voraus berech-
net werden und ist identisch mit der Ausrichtung einer auf den Boden projizierten Sonnensichel. Zur späteren Analyse habe ich das Tuch für etwa 15 Minuten lang um die Totalität herum mit meinem digitalen Sony PC100E-Camcorder gefilmt. Auf dem Video sind die Fliegenden Schatten wider Erwarten nur undeutlich zu erkennen, ganz im Gegensatz zu der beeindruckenden visuellen Erscheinung. Da das Tuch trotz der Verspannung nicht absolut faltenfrei lag und das Bild aufgrund von Vignettierung nicht homogen ausgeleuchtet war, reichte eine simple Kontrastverstärkung nicht aus, um die Fliegenden Schatten sichtbar zu machen. Mit Hilfe von ,,GIOTTO" [6] habe ich des-
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Abb. 1: Die Fliegenden Schatten 44 Sekunden vor dem zweiten Kontakt nach Kontrastverstärkung des Tuches. In die Aufnahme wurde ein Raster mit 50 cm Seitenlänge einkopiert. Beim Vergleich mit Abb. 2 und 3 ist zu beachten, dass hier der Kontrast auf dem Tuch etwa 3 mal stärker angehoben wurde. Die Bänder haben im Original einen Kontrast von etwa 1%. Das Bild wurde zudem stärker mit einem Rauschfilter bearbeitet. Zeitangabe in lokaler Zeit (UTC +2h)
Abb. 2: 24 Sekunden vor dem zweiten Kontakt. Die Schattenbänder sind deutlich schmaler geworden.
halb zur weiteren Analyse 25 Einzelbilder einer Sekunde gemittelt, den so erhaltenen unveränderlichen Hintergrund im Sinne einer Flatfield-Aufnahme von einem Einzelbild subtrahiert und schließlich den Kontrast des resultierenden Bildes etwa 15 - 20fach verstärkt. Auf diese
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Weise sind die Schattenbänder auch auf Standbildauszügen gut zu erkennen (Abb. 1-3).
Einige Beobachter beschrieben, dass die Fliegenden Schatten schon 5 Minuten vor dem zweiten Kontakt auf dem
Wüstenboden erkennbar wurden. Auf meinem Video sind sie etwa 2 Minuten vor dem zweiten Kontakt erstmals zu sehen. Anfangs war lediglich ein turbulentes Wabern oder flimmern auf dem Boden zu bemerken. Erst etwa 90 Sekunden vor dem zweiten Kontakt bildeten sich die charakteristischen Schattenbänder aus. Sie wurden zunehmend geordneter und kontrastreicher und ihr Bandabstand verringerte sich zum zweiten Kontakt hin gemäß den Vorhersagen von Codonas Theorie [1]. Sie verschwanden erst unmittelbar vor dem zweiten Kontakt. Nach dem dritten Kontakt liefen die Vorgänge in umgekehrter Reihenfolge wieder ab. Die zuerst sehr schmalen und filigranen Schattenbänder vergrößerten ihren Abstand, sie wurden zunehmend kontrastärmer und verschwanden schließlich nach etwa 1,5 Minuten mit dem auch anfangs zu beobachtenden turbulenten flimmern. Nach dem dritten Kontakt waren die Fliegenden Schatten allerdings weniger deutlich als vor dem zweiten Kontakt, sie waren insgesamt auch nur eine kürzere Zeit sichtbar. Vielleicht ist die Ursache die Abnahme der Turbulenz in der Atmosphäre aufgrund der schwächeren Sonneneinstrahlung, denn diese ist ja der ,,Motor" der Fliegenden Schatten. Der Kontrast der Bänder war mit 2% kurz vor dem zweiten Kontakt am höchsten.
Die Länge der auffälligsten Schattenbänder betrug etwa 1,5 m + 0.5 m. Ihre Wellenlänge, das ist der Abstand der Bänder, sank von anfangs etwa 45 cm (ca. 2 Minuten vor dem zweiten Kontakt) über etwa 15 cm (25 s vor dem zweiten Kontakt) auf 6-7 cm wenige Sekunden vor dem zweiten Kontakt. Zum Schluss waren die Bänder unglaublich fein strukturiert. Bemerkenswert war die hohe Turbulenz in dem Bandmuster und eine recht kurze ,,Überlebenszeit" individueller Bänder von etwa 0,2 Sekunden. Der Abstand der deutlichsten Schattenbänder änderte sich etwa linear zum zeitlichen Abstand vom zweiten bzw. dritten Kontakt (s. Abb. 4).
Die Bewegungsrichtung der Schattenbänder lief von Südwest nach Nordost entsprechend der Windrichtung. Es schien mehrere unterschiedlich schnelle Komponenten zu geben, die sich gegenseitig überlagerten. Ich habe den Eindruck, dass eine gelegentlich durchs Bild huschende schwächere schnelle Komponente eine deutlich größere Wellenlänge hatte. Die aus dem Video gemessene Bewegungsgeschwindigkeit der Schattenbänder betrug etwa 2-3 m/
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Abb. 3: 14 Sekunden vor dem zweiten Kontakt. Die Wellenlänge wird noch kleiner, der Kontrast erreicht sein Maximum von etwa 2%. Zunehmend stört allerdings das Kamerarauschen.
s, die schnellsten Komponenten kamen auf ca. 6 m/s. Das entsprach größenordnungsmäßig der Windgeschwindigkeit an unserem Beobachtungsplatz. Allerdings ist davon auszugehen, dass bei 1/100 s Belichtungszeit (diese Zeit hat die Automatik des Camcorders eingestellt) und bei einem Bandabstand von maximal 10-15 cm kaum höhere Geschwindigkeiten zu messen sind, ohne dass die Schatten verwischen und unkenntlich werden. Um den Kontrast und Änderungen der Fliegenden Schatten in ihrem zeitlichen Verlauf noch genauer studieren zu können, habe ich mit Hilfe von ,,LIMOVIE" [7] das Helligkeitsprofil eines vier Pixel großen Bildausschnittes gemessen und weiter analysiert. Abb. 5 zeigt beispielhaft einen Ausschnitt dieser Messung. Von der erhaltenen Intensitätskurve habe ich mit der Software ,,SPECTROGRAM" [8] eine grafische Zeit-Frequenz-Spektralanalyse erstellt. In den Grafiken (Abb. 6 und 7) ist gut zu sehen, dass sich die Fliegenden
Abb. 4: Grafische Darstellung der Wellenlänge in Relation zum jeweiligen Kontakt. Rot: vor dem zweiten Kontakt, blau: nach dem dritten Kontakt.
Abb. 5: 5 Sekunden langer Ausschnitt aus der Intensitätskurve der Fliegenden Schatten, 13 bis 8 Sekunden vor dem zweiten Kontakt.
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Abb. 6: Zeit-Frequenzspektrum der Intensitätskurve bis zum zweiten Kontakt. Blau: niedrige Aktivität, gelb/orange: hohe Aktivität. Oben ist die geglättete Intensitätskurve dargestellt. Der Nullpunkt liegt bei 12:24:38. Deutliche Aktivitätspausen sind bei 37 und 87 Sekunden zu sehen. Je näher der zweite Kontakt (C2) kommt, um so mehr nimmt im Mittel die Aktivität vor allem im Bereich höherer Frequenzen zu, entsprechend der Abnahme der Wellenlänge. Die sehr tiefen Frequenzen unterhalb von etwa 1 Hz sind in erster Linie Artefakte der Belichtungsautomatik.
Abb. 7: Zeit-Frequenzspektrum nach dem dritten Kontakt. Der Nullpunkt liegt bei 12:30:37. Deutlich erkennbar ist mit zunehmendem Abstand vom dritten Kontakt (C3) die Abnahme der Aktivität und die stärkere Verlagerung des Musters auf tiefere Frequenzen, entsprechend einer zunehmenden Wellenlänge. Etwa 25 Sekunden nach dem dritten Kontakt setzte eine auffällige etwa 15 Sekunden dauernde Aktivitätspause ein.
Schatten nicht kontinuierlich entwickelten, sondern dass auf starke Aktivität durchaus einige Sekunden mit nur geringer Aktivität folgen können. Beispielsweise trat 30 s nach dem dritten Kontakt eine solche Pause ein, bevor kurz darauf die Aktivität noch einmal deutlich zunahm. In der Spektralanalyse ist der Beginn der Aktivität übrigens schon 3 - 3,5 Minuten vor dem zweiten Kontakt nachzuweisen,
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deutlich eher als man es im Videobild erkennen kann. Vor allem aus der Türkei sind einige Berichte überliefert, nach denen mehrere Beobachter erfolglos nach Fliegenden Schatten Ausschau gehalten haben, während sie an einem wenige hundert Meter entfernt gelegenem Standort gesehen werden konnten. Ich vermute, dass die allgegenwärtigen Cirruswolken die Ursache
dafür waren. Aber möglicherweise haben einige der erfolglosen Beobachter auch einfach nur in einem Moment relativ niedriger Aktivität geschaut, so dass ihnen die Hauptaktivität entgangen ist. Verglichen mit meinen Beobachtungen vom 21.06.2001 in Simbabwe [2, 4] fällt auf, dass bei der Finsternis 2006 die Fliegenden Schatten weitaus turbulenter waren und die Bänder eine kürzere Überlebenszeit hatten. 2001 konnte man, vor allen vor dem zweiten Kontakt, sehr regelmäßige Streifen beobachten, die sich in voller Länge über das Projektionstuch zogen, während 2006 die Bänder deutlich kürzer waren. Da wir damals ein gutes Stück abseits der Zentrallinie beobachtet hatten, hatte sich außerdem die Bandausrichtung zwischen dem zweiten und dritten Kontakt etwas gedreht. Bei der Beobachtung 2006 direkt auf der Zentrallinie war eine Drehung hingegen nicht zu erwarten [4]. Wie jetzt in Libyen, so waren auch in Simbabwe die Fliegenden Schatten nach dem dritten Kontakt kontrastärmer und nur für kürzere Zeit sichtbar als vor dem zweiten Kontakt.
Literatur und Internetlinks:
[1] Codona, J. L.: The Enigma of Shadow Bands, Sky and Telescope, 81: 482, (1991)
[2] Strickling, W.: Fliegende Schatten. Sterne und Weltraum (SuW) 42, 2/2002, S.65-67
[3] Strickling, W: Die Beobachtung der Fliegenden Schatten. Interstellarum 45, S. 36-38 (2006)
[4] Meine Webseite zu den Fliegenden Schatten mit Videos zum Download und ausführlicheren Erklärungen zur Theorie und praktischen Beobachtung: http://www. strickling.net/Fliegende_schatten.htm
[5] Meine Beobachtungen 2006 mit Video der Fliegenden Schatten zum Download: http://www.strickling.net/sofi2006.htm
[6] GIOTTO, Bildbearbeitungssoftware zum Überlagern von Einzelbildern:http://www. videoastronomy.org/giotto.htm
[7] LIMOVIE, Software zum Ausmessen einer Intensitätskurve aus einem Video: http://www005.upp.so-net.ne.jp/k_miyash/ occ02/limovie_en.html
[8] SPECTROGRAM 5.0.6, Zeit-FrequenzAnalysetool: http://www.hitsquad.com/ smm/programs/SPECTROGRAM/
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Und hier noch einige Impressionen zur
Sonnenfinsternis vom 29.3.2006
zusammengestellt von Werner E. Celnik (Red.)
Die große Bilderflut, die die Redaktion nach der totalen Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 erreicht hatte, konnte in der letzten Ausgabe unseres Journals nicht bewältigt werden. Es sind jedoch noch so schöne Aufnahmen im Fundus, dass wir unseren Lesern daraus noch einen Querschnitt zum Abschluss vorstellen möchten.
Abb. 1 (links): 29.3.2006, Optik: Zeiss Sonnar 1:4/300mm mit 2x-Telekonverter, Blende 16, Sonnenfilterfolie, Kamera: Canon EOS 300D, ISO 100, 1/2000 s belichtet, Beobachtungsort: Berlin, Aufnahme von Christian Leu.
Abb. 2 (unten links und rechts): Sonnenfinsternis im Parka unterm Regenschirm, 29.3.2006, (a) Eberhard H.R. Bredner registrierte im Regen zum Zeitpunkt der ,,Totalität" die größte Himmelshelligkeit. (b) Eine Aufnahme mit der ,,Russentonne" durch die dichten Wolken als Sonnenfilter. Beobachtungsort: Ahlen/Dolberg.
Abb. 4 (unten): 29.3.2006, 10:55:01 UT, Elvi und Rainer Sparenberg fotografierten das letzte Licht der Sonnenphotosphäre vor dem 2. Kontakt mit einem TMP-Apochromaten 115mm/805mm und einer Canon 20D Digitalkamera. Sie belichteten 1/1000 s bei Einstellung ISO 100. Beobachtungsort war Side/Türkei.
Abb. 5 (unten): 29.3.2006, 13:56, Detlev Lau fotografierte die Protuberanzen und die Chromosphäre beim 2. Kontakt mit einem Maksutov 100mm/1.000mm ohne Filter und mit einer Canon EOS 300D Digitalkamera. Er belichtete 1/500 s bei Einstellung ISO 400. Beobachtungsort war Antalya-Lara/ Türkei.
Abb. 3 (oben): 29.3.2006, Michael Maucksch fotografierte den 2. Kontakt mit einem Maksutov-Cassegrain 102mm/1.300mm mit einer Canon T70 Kamera auf Elitechrome 200 Farbdiafilm, er belichtete 1/500 s. Beobachtungsort war Örensehir an der türkischen Riviera.
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Abb. 6 (rechts): 29.3.2006, 11:57:38 UT, stark diesig, Zirren, Jürgen Banisch nahm die Chromosphäre beim 2. Kontakt mit einem Vixen FL80S 80mm/640mm Refraktor auf, er verwendete eine Canon 300D Digitalkamera und einen Baader-H-alpha-Korrekturfilter und belichtete 1/320 s bei ISO 100. Beobachtungsort war Obrukhan/Türkei.
Abb. 7 (unten links): 29.3.2006, die Sonnenkorona kurz nach dem 2. Kontakt, Aufnahme von Andreas Söhn mit Skywatcher 102mm/1.300mm Mak, ca. 1/60 s auf ISO 200 Farbdiafilm belichtet. Beobachtungsort war Kumköy bei Side/Türkei. Abb. 8 (unten rechts): 29.3.2006, Marcel Süssli gelang eine Aufnahme des Neumondes zur Totalitätsmitte mit einem Takahashi FS-60C Refraktor, Brennweite 1.200 mm mit Baader FFC-Konverter, auf Ektachrome 100 GX Farbdiafilm. Er belichtete 12 s lang bei Blende 20. Beobachtungsort war Jalu/Libyen.
Abb. 9: 29.3.2006, Details auf dem Neumond und in der Sonnenkorona bildete Hans-Joachim Koppert durch ein Komposit aus Bildern verschiedener Belichtungszeiten ab: 1/8, 1/250 und 1 s. Er verwendete ein BORG76ED+KENKO 1,4x TC mit einer Canon 20D Digitalkamera. Beobachtungsort war Cirali/Türkei.
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Abb. 10: 29.3.2006, das Wiedererscheinen der Sonnenphotosphäre erwischte Frank Berger beim 3. Kontakt, er verwendete ein Celestron 5-Zoll-Teleskop der Brennweite 1.250 mm mit Brennweitenverkürzer auf Blende 6,3 und eine Canon EOS 20Da Digitalkamera. Die Belichtungszeit betrug 1/15 s. Beobachtungsort war Side/Türkei.
Abb. 11: 29.3.2006, 13:57 Ortszeit, kurz nach dem 3. Kontakt, Beobachtungsort: Side/Türkei, Kamera: Nikon D70, Optik: 1:5,6/400mm Teleobjektiv, Belichtungszeit 1/40 s bei ISO 100, Aufnahme von Hans-Dieter Gera.
Anschriften der Bildautoren:
Christian Leu, Goebelstr. 56, 13627 Berlin, Christian.Leu@gmx.de Dr. Eberhard H. R. Bredner, Ginsterweg 14, 59229 Ahlen-Dolberg, Eberhard@Bredner.eu Michael Maucksch, Ruhrhöhenweg 16, 45527 Hattingen, mmaucksch@aol.com Elvi Sparenberg, Humbusch 60, 45721 Haltern am See Rainer Sparenberg, Humbusch 60, 45721 Haltern am See, rainer@airglow.de Detlev Lau, Niederweg 17, 23554 Lübeck Jürgen Banisch, St.-Ingbert-Str. 40, 90469 Nürnberg Andreas Söhn, Lüttje Straße 18, 38268 Lengede Marcel Süssli, Immenbachstr. 22, CH-4125 Riehen Hans-Joachim Koppert, Wiesenbornweg 18, 63150 Heusenstemm, hajo@FamilieKoppert.de Frank Berger, Bergstr. 40, 01665 Klipphausen Hans-Dieter Gera, Wattenscheider Str. 78, 44793 Bochum, Prometheus9263@aol.com Uwe Petzl, Mühlberg 24, 37351 Kefferhausen, petzl@t-online.de Klaus Lorbach, Hauptstr. 265, 65760 Eschborn, anlo123@freenet.de
Abb. 12 (oben): 29.3.2006, Agnes und Peter Bialas im eigentümlichen Licht kurz nach dem Ende der Totalität, auf dem Objektiv von Peter ist die Sonnenfilterfolie zu erkennen. Aufnahme von Uwe Petzl mit Pentax DS und 500 mm Brennweite. Beobachtungsort war die türkische Küste bei Manavgat und Side.
Abb. 14 (unten): 29.3.2006, aus 11 Einzelaufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungen setzte Klaus Lorbach dieses Bild zusammen. Als Kamera diente eine Nikon Coolpix 8800. Beobachtungsort war eine Anhöhe nahe Manavgat/Türkei.
Abb. 13 (oben): 29.3.2006, Fotomontage des Ablaufes der totalen Sonnen-finsternis von Elvi und Rainer Sparenberg, die partiellen Phasen wurden mit Sonnenfilterfolie Dichte 3,8 und 1/8.000 s Belichtungszeit aufgenommen, die Totalität ohne Filter und mit Belichtungszeiten von 1/500 bis 1/10 s. Kamera war eine Canon 20D an einem TMB Apochromaten 115mm/805mm. Beobachtungsort war Side/Türkei.
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Spektroskopische Beobachtungen an
Planetarischen Nebeln
von Bernd Hanisch
Materie, wodurch die Nebel mit der Zeit zunehmend diffuser und somit schwerer erkennbar werden. Mit einer geschätzten Lebensdauer von einigen 100 bis zu 10.000 Jahren handelt es sich um relativ kurzlebige Objekte. PN entstehen in einer späten Entwicklungsphase massearmer Sterne (1 - 4 Sonnenmassen). Sind im Zentralgebiet die Vorräte an Kernenergie erschöpft, kommt es zu Instabilitäten in der He-Brennzone. Während die äußere Hülle abgestoßen wird, kontrahiert das Sterninnere zu einem Zentrum hoher Dichte und Temperatur [1].
Aufnahme der Spektren der PN
Die Aufnahme der Nebelspektren erfolgte
wegen des geringen Lichtangebotes mit
einem Objektivprismenspektrografen ohne
Verbreiterung. Einem Zeiss-Meniscas
180/1800 als Aufnahmeoptik war ein
5 Grad -Objektivprisma SF 2 von 205 mm
Abb. 1:
Durchmesser (Rundprisma) vorgeschal-
Objektivprismenspektrograf zur Aufnahme der Nebelspektren.
tet, wobei mittels eines Zeiss-Refraktors
63/840 mit Netzkreuzokular nachgeführt
wurde (siehe Abb. 1). In der Fokalebene
Planetarische Nebel (PN) - da denkt wohl so sehr regelmäßige Formen besitzen. Ein ergab sich eine Spektrenlänge von etwa
mancher sofort an den bekannten Ringnebel die sphärische Gashülle ionisierender 9 mm für den Wellenlängenbereich zwi-
in der Leier, der bei visuellen, aber auch Zentralstern sehr hoher Temperatur ist schen 6900 und 3650 A. Die reziproke
bei vielen fotografischen Beobachtungen dabei das Symmetriezentrum. Der Ring Lineardispersion beträgt in Abhängigkeit
oft als Paradestück präsentiert wird. ist somit als Projektionseffekt zu verste- vom Spektralbereich etwa 500 A/mm bei
Beiden genannten Beobachtungsmethoden hen. Mit derzeit etwa 1000 bekannten 5712 A bis 170 A/mm bei 3881 A. Zur
ist gemein, dass jeweils nur die inte- PN gelten diese Objekte als eine eher Detektion kam eine Kleinbildkamera mit
grale Lichterscheinung beobachtet wer- seltene Erscheinung am Himmel. Während den H-empfindlichen sw-Fotoemulsionen
den kann. Diese enthüllt zwar manche die kleinen PN uns nahezu sternförmig ILFORD DELTA 400 und 3200
Einzelheiten der Nebel, dennoch werden erscheinen, haben die größten Exemplare PROFESSIONAL sowie der nicht H-
dem Beobachter wichtige Informationen einen Durchmesser von 15 Bogenminuten. empfindlichen sw-Fotoemulsion KODAK
vorenthalten, wenn er nicht versucht, Die durchschnittlichen Entfernungen T MAX 3200 zur Anwendung. Angaben
die spektrale Lichtzusammensetzung liegen um 2000 Lichtjahre, die wahren zu den Aufnahmezeitpunkten, den
näher zu untersuchen. Um dieses Ziel Durchmesser zwischen 20 und 40 AE. Da Belichtungszeiten sowie zu den verwen-
zu erreichen, sollen die Möglichkeiten die Hülle mit Geschwindigkeiten zwischen deten Fotoemulsionen der in Abbildung
der Spektralbeobachtung von PN erkun- 20 und 50 km/s expandiert, kommt es zur 3 dargestellten Spektren sind Tabelle 1 zu
det werden, die sich dem Amateur unter langsamen Vermengung mit interstellarer entnehmen.
Verwendung einfacher Hilfsmittel bieten.
Objekt Aufnahmedatum Aufnahmezeit verwendete Fotoemulsion
Allgemeine Bemerkungen zu PN
[MESZ]
Der etwas irreführende Name der M 57
17.09.2004
21.34-21.57
ILFORD DELTA 400 PROFESSIONAL
Planetarischen Nebel entstammt offen- M 57
30./31.07.1995 23.23-00.07
KODAK T MAX 3200
bar Herschels visuellen Eindrücken am M 57
31.07.1995
01.40-01.52
KODAK T MAX 3200
Fernrohr, der das Aussehen einiger die- NGC 6543 25.05.1995
01.04-01.44
KODAK T MAX 3200
ser Nebel mit Planetenscheiben verg- NGC7662 17.09.2004
23.40-23.50
ILFORD DELTA 3200 PROFESSIONAL
lich. Mit Planeten haben diese Objekte NGC 6826 17.09.2004
22.40-23.05
ILFORD DELTA 400 PROFESSIONAL
allerdings wenig gemein. Bei den PN NGC 6826 22.08.1995
23.04-23.37
KODAK T MAX 3200
handelt es sich um leuchtende Gasnebel, Tab. 1:
die im Gegensatz zu den H II- Gebieten Aufnahme- und Belichtungszeiten der beobachteten PN.
VdS-Journal Nr. 23
S P E K T R O S K O P I E 131
Abb. 2: Spektren des Sterns P Cygni (oben) und eines Planetarischen Nebels (unten, NGC 7662), aufgenommen mit dem gleichen Spektrografen, zur Grobkalibrierung der Wellenlänge in den Nebelspektren.
Abb. 3: Objektivprismenspektren ausgewählter PN mit Kennzeichnung der intensivsten Emissionen.
Die Spektren der PN Im Vergleich zu den bekannteren Absorptions- oder Emissionslinienspektren von Sternen bestehen die Objektivprismenspektren der PN aus kettenartig aneinander gereihten, monochromatischen Nebelbildern (siehe Abb. 2). Das Nebellicht wird nur bei wenigen Wellenlängen emittiert. Die Spektren der Hülle und des Zentralsterns sind dabei stets überlagert. Die intensivsten Emissionen im sichtbaren Bereich werden durch die Elemente H, He, O, Ne, aber auch C und N erzeugt. Im Vergleich zur mittleren kosmischen Elementhäufigkeit ist bei PN das He überproportional häufig [1]. Neben den dominierenden Linienemissionen sind in den Nebelspektren auch kontinuierliche Lichtanteile sichtbar. Diese resultieren je nach Spektralbereich zum Teil vom Zentralstern, aber auch aus ,,frei-frei" Übergängen (Bremsstrahlung) bzw. ,,frei-gebunden" Übergängen. Der Anregungsmechanismus ist in [3] detailliert dargestellt. Der sehr heiße Zentralstern sendet aufgrund seiner hohen Temperatur harte UV-Strahlung aus, welche die Hülle zum Leuchten anregt. Durch Rekombinationsund Fluoreszenzmechanismen wird diese kurzwellige Strahlung in der Hülle in sichtbares Licht umgewandelt. Historisch gestaltete sich die Zuordnung der Emissionen in den PN zu den Elementen anfangs problematisch. Dies führte dazu, dass für die sehr intensiven grünen Sauerstofflinien bei ca. 5000 A, deren Licht die Nebel in bestimmten Bereichen grün erscheinen lässt, zunächst ein neues chemisches Element, das ,,Nebulium", postuliert wurde. Daher sind diese Linien heute oft noch mit N1 und N2 bezeichnet, was jedoch nichts
mit dem Element Stickstoff zu tun hat. Die richtige Zuordnung dieser Linien zum Sauerstoff wurde deshalb so spät erkannt, weil es sich hier (wie auch noch in anderen Fällen) um so genannte verbotene Linien handelt. Diese Linien treten unter irdischen ,,Normalbedingungen" nicht auf und gelten deshalb als ,,verboten". Man erkennt sie in der Literatur an der Angabe in eckigen Klammern, z.B. [O III]. Die sehr hohe Intensität der verbotenen [O III]-Linien wird zum einen durch die große Ausdehnung der sie erzeugenden Regionen (50 - 80 % der Nebelmasse), zum anderen aber auch durch die gleichzeitig relativ geringe Intensität der ,,erlaubten" Linien verursacht [2]. Die Anregung bzw. das Erscheinen der verbotenen Linien in den PN und anderen Gasnebeln, wie z.B. den H II-Gebieten, stellt daher eine bemerkenswerte physikalische und chemische Besonderheit dar. Spektroskopisch betrachtet gibt es durchaus Gemeinsamkeiten zwischen den H II-Gebieten (wie z.B. dem Orionnebel) und den PN, obgleich erstere sternentwicklungsgeschichtlich der Sternentstehung, die PN jedoch einer späteren Phase zugeordnet werden. Jedoch wird in beiden Fällen Gas durch heiße Sterne zum Leuchten angeregt. Da die Zentralsterntemperaturen der PN die der anregenden Sterne der H II-Gebiete noch übertreffen, kann man bei den PN höhere Anregungs- und Ionisierungszustände der Nebelmassen als in den H II-Gebieten erwarten.
Eigene Ergebnisse und Interpretation der Nebelspektren Einige mit dem eingangs beschriebenen Objektivprismenspektrografen aufgenommene Nebelspektren zeigt Abb. 3
(Aufnahmeparameter in Tab. 1). Nach erfolgter Zuordnung der Wellenlängen der monochromatischen Nebelbilder sowie der zugehörigen Elemente mit Hilfe von Vergleichsspektren (siehe Abb. 2, auch [2]) und Spektraltabellen [4] ergeben sich Hinweise auf die Anregungsund Ionisierungszustände und, wie im Falle der verbotenen Linien, auch auf die Materiedichten. Die in Abb. 3 gezeigten Spektren zeigen monochromatische Nebelbilder der Balmerlinien des Wasserstoffs, des zweifach ionisierten Sauerstoffes (intensivste Linien im abgebildeten Spektralbereich), vom einfach ionisierten Sauerstoff und Helium sowie vom zweifach ionisierten Neon. Eine sehr intensive Linie bei den PN ist auch die HLinie, die jedoch nur von den verwendeten ILFORD-Emulsionen abgebildet wurde. Auffällig ist weiterhin das Erscheinen der He II-Linie (4686 A) bei NGC 7662. Die zur Anregung dieser Linie erforderliche hohe Energie (ca. 54 eV) deutet auf einen besonders hohen Anregungsgrad in diesem Nebel hin. Ein Vergleich der Durchmesser der einzelnen monochromatischen Nebelbilder weist im Zusammenhang mit den dazugehörigen Ionisationspotentialen auf die Ionisationsschichtung im Nebel hin. Hierbei ist jedoch die Betrachtung der Nebelbilder bei vergleichbaren Schwärzungen erforderlich, da unterschiedliche Durchmesser auch durch unterschiedlich lange Belichtungszeiten vorgetäuscht werden können. Prinzipiell sind die Bilder höherer Anregungszustände kleiner, da ihre Entstehungsorte näher zum Zentralstern liegen. Dies kann man in Abb. 3 bei einem Vergleich der Bilder [O III] und [O II] bei
VdS-Journal Nr. 23
132 S P E K T R O S K O P I E + V E R Ä N D E R L I C H E
M 57 erkennen. Durchmesser und Gestalt der einzelnen Nebelbilder geben auch Hinweise auf die Materieverteilung in den einzelnen Hüllenbereichen. Allerdings sind für derartige Beobachtungen Aufnahmen mit längerer Brennweite erforderlich. Allgemein steigt der Anregungsgrad mit der Zentralsterntemperatur, auch wenn dieser noch von anderen Faktoren (Abstand Stern - Hülle, Hüllendichte, Nebelmasse etc.) abhängt. Eine große Helligkeitsdifferenz zwischen Zentralstern und Nebel im visuellen Bereich deutet ebenfalls auf eine
hohe Zentralsterntemperatur hin. Aus Linienaufspaltungen, die in Spaltspektren monochromatischer Nebelbilder mit hoher Dispersion sichtbar werden, kann man schließlich die Expansionsgeschwindigkeit der einzelnen Hüllenbereiche ableiten.
Fazit Die Spektroskopie der PN ist für den Amateur einen Versuch wert, auch mit Objektivprismengeräten.
Literatur: [1] Weigert, Zimmermann, ,,Brockhaus ABC
Astronomie", 5. Aufl., Brockhaus Verlag, Leipzig, 1977, 285 f [2] Wurm, ,,Die Planetarischen Nebel", Akademie-Verlag, Berlin, 1951 [3] Kaler, "Stars and their spectra", Cambridge University Press, 1989 [4] Saidel, Prokofjew, Raiski, ,,Spektraltabellen", VEB Verlag Technik, Berlin, 1961
Entdeckung der Zwerg Nova VSX J203707.7633913
von Wolfgang Kloehr
Am 24.09.2006 war das Wetter recht vielversprechend und es sollte wohl die ganze Nacht klar bleiben. Gute Bedingungen, um mein mittlerweile voll automatisiertes Teleskop auf die Jagd zu schicken. Um die 200 Galaxien im Sternbild ,,Drachen" sollten diesmal das Ziel sein. Um etwa 21:00 Uhr war der Aufbau beendet und das Teleskop begann automatisch Galaxie nach Galaxie abzulichten. Die ersten Bildern sahen gut aus und auch die Positionierung war ordnungsgemäß, so dass ich mich anderen Dingen widmen konnte. Schließlich war der nächste Tag ein Arbeitstag.
Nach Feierabend am Folgetag stand nun das Auswerten der Bilder aus dem Überwachungslauf vom Vortag auf dem Programm. Galaxie für Galaxie ,,blinkte" ich mit meinem ,,SN-FINDER"-Programm durch. Nach etwa 50 Galaxien war es dann soweit. Auf dem Bild von UGC 11603 hüpfte ein Sternchen (Abb. 1).
Das neue Objekt hielt der ersten Prüfung stand. Es war auf allen 6 Einzelbildern zu sehen, so dass es sich um kein Artefakt handeln konnte. Auch um einen bekannten Kleinplaneten konnte es sich nicht handeln. Zumindest lieferte der ,,Minor Planet
Checker" der CBAT für diese Position/ Datum kein Ergebnis. Als Position konnte ich mit Hilfe von Aladin (Überlagerung meines Bildes mit POSSII Aufnahme der Region) die Koordinaten: J2000 20 37 07.75 +63 39 13.9 ermitteln. Auf der POSSII Aufnahme war an dieser Stelle nur ein schwaches Sternchen mit der Bezeichnung USNO-B1.01536-0254951 zu sehen. Dieses war auch nicht als Variabler im GCVS-Katalog registriert. Nun musste mal wieder eine Bestätigung her. Das Glück schien mir hold zu sein, denn das Wetter war am 25.09.2006 ebenfalls gut. Zwei Fragen waren nun zu beantworten: War das Objekt noch da und hatte es sich bewegt? Und tatsächlich konnte ich das Objekt exakt an der selben Position mit fast gleicher Helligkeit bestätigen und es schien sich tatsächlich um einen Ausbruch von USNOB1.01536-0254951 zu handeln. Nun hatte ich alles beisammen und einem VSNETAlert sollte nichts mehr im Wege stehen. Auch Wolfgang Renz informierte ich, der dann auch eine Meldung an die CBAT verfasste und mir weitere Informationen gab, was bei der Entdeckung eines neuen Variablen alles zu tun sei.
Durch den VSNET-Alert am 27.09.2006 auf den neuen Variablen aufmerksam geworden, konnte Prof. T.R. Marsh (University of Warwick) mit einem Spektrum bestätigen, dass es sich um eine bisher unbekannte Zwergnova handelte (Abb. 2).
Abb. 1: UGC 11603 aus dem Überwachungslauf vom 24.09.2006 ( Summenbild aus 6 Bildern à 21s)
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Nach der Eintragung in den ,International Variable Star Index' bekam sie dann auch einen Namen: VSX J203707.7633913 . Bis
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Abb. 2: Spektrum von VSX J203707.7633913
Abb. 3: Lichkurve von VSX J203707.7633913
Abb. 4: VSX J203707.7633913 im Maximum am 24.09. und im Ruhezustand am 17.10.2006
zum heutigen Tage konnte ich mit eigenen und auch fremden Beobachtungen folgende Lichtkurve erstellen (Abb. 3; Abb. 4).
Ich werde VSX J203707.7633913 auf alle Fälle wiederholt im Auge behalten und hoffe, ich konnte den einen oder anderen motivieren, dieses unscheinbare Sternchen von Zeit zu Zeit zu beobachten um evtl. einen weiteren Ausbruch dokumentieren zu können.
und ablichten der Galaxien regelt, sucht er den Himmel ab. Mit verhältnismäßig geringem Aufwand konnte er sein LX200 soweit automatisieren, dass er nun in der Lage ist, um die 400 Galaxien pro Nacht eigenständig überwachen zu lassen. Am Folgetag findet in der Regel die Auswertung der Aufnahmen mittels ,,Blinkkomperator-Programm" statt, ein Ergebnis sieht man oben. Natürlich gibt es
auch verpasste Gelegenheiten, so wurde wegen ,,verspäteter" Auswertung die Supernova 2006fp vom 9.9.2006 einem anderen Entdecker zugesprochen, schade. Die Suche lässt sich mit jedem steuerbaren Teleskop betreiben, alle Komponenten gibt es zu kaufen oder sind als Freeware erhältlich. Näheres zu seinem Programm findet man unter www.dsi-astronomie.de .
Anmerkung der Redaktion: Nach der Supernova in M 51 im Juni 2005 ist dies nun die zweite offizielle Entdeckung von Wolfgang Kloehr, herzlichen Glückwunsch! Von Interesse ist sicherlich auch die Art und Weise, wie er die Supernova-Suche betreibt: Mit einem handelsüblichen 10" LX200GPSTeleskop, einer DSI-Pro II als CCD und der Software MaximDL nebst einer kleine Eigenentwicklung, welche das ansteuern
SCHNELLER DOBSON
,,Das ist doch Schorchi's Dobson, MOS!" ,,Jawohl, jetzt weiß ich auch, was er mit einer
leicht fahrbaren Plattform gemeint hat."
VdS-Journal Nr. 23
134 V E R Ä N D E R L I C H E
WZ Cas - ein Halbregelmäßiger
von Markus Schabacher
Abb. 1: Gesamtlichtkurve von WZ Cas.
Abb. 2: Ausschnitt aus der Gesamtlichtkurve.
WZ Cas (SAO 21002) ist ein Semiregulärer vom Typ SR Typ B (RR CrB) mit einer im GCVS angegebenen Periode von 186 d und einer Amplitude von 9,4 - 11,4 Pmag. Seine Spektralklasse ist mit C9,2 angegeben. Wie bei allen Sternen, die sich im roten Riesen-Ast des HRD befinden, ist bei WZ Cas das Helium-Brennen aktiv. Bei einem SR-Stern vom Typ B wird diese angegebene Periode irgendwann Phasenversetzt durch starke Unregelmäßigkeiten. Vom physikalischem Aufbau sind die SR-Sterne mit den Mira-Sternen eng ,,verwandt". Die Perioden-Länge der SRSterne liegt zwischen 20 und 2000 Tagen. Der entscheidende Unterschied liegt in der Helligkeitsamplitude, die bei den Mirasternen über 2,5 mag liegen, während sie sich bei den Halbregelmäßigen der Bereich 1 - 2 Vmag befinden. Nun, seit Januar 2000 beobachte ich WZ Cas immer, wenn er in meinem heimischen Beobachtungs-Fenster sichtbar ist, normalerweise ist es der Bereich um den Zenit herum oder in Nord-West-Richtung. Nach all den Jahren habe ich mir nun eine Gesamt-Lichtkurve sämtlicher Beobachtungen an WZ Cas aus meiner Datenbank erstellt.
Natürlich sind diverse Lücken zu sehen, man erkennt aber durchaus eine gewisse Symmetrie, welche jedoch im Maximum stärker und mal wieder schwächer wird. Der Zeitraum dieser Gesamt-Lichtkurve (Abb. 1) befindet sich zwischen dem 5.1.2000 und dem 1.4.2005. Es sind letzt-
VdS-Journal Nr. 23
lich über 10 Epochen des Veränderlichen. Mit Hilfe des Perioden-Programms Ave bekam ich noch zusätzlich eine Bestätigung, dass die Periode nach GCVS immer noch exakt eingehalten wird, nämlich 186 d. Bei der Abb. 2 habe ich einen kleinen Ausschnitt der Gesamt-Lichtkurve herausgefiltert, wobei eine Periode zwischen den beiden Maxima nicht beobachtet wurde. So vermute ich, dass es sich bei den beiden Daten-Plots (2451839 und 2451873 JD) um Fehlschätzungen handelt, da ansonsten die Periode doppelt so hoch wäre.
Man ist deshalb des öfteren auf die Gemeinschafts-Ergebnisse innerhalb der BAV oder der AAVSO angewiesen. Aus der Datenbank der AFOEV habe ich den ältesten Bereich herausgefiltert und ihn dann mit Ave berechnen lassen. Aus den Beobachtungen vom 15.7.1963 bis zum 21.2.1982 der internationalen Datenbanken ergab sich eine Periode von 178 Tagen. Aus einem neueren Abschnitt dieser Angaben vom 4.1.2001 bis zum 27.9.2006 ergab sich eine Periode von 184 Tagen, was letztlich an denen im GCVS angegebenen Daten und meinen BeobachtungsErgebnissen nahe herankommt. Als ich WZ Cas, wie schon oben erwähnt, im Januar 2000 zum ersten mal beobachtete, nahm ich ihn sofort in meinem ehemaligen Programm auf, wo er letztlich bis heute geblieben ist. Einen gewissen optischen Reiz gibt der Veränderliche mit Hilfe seines nächsten Nachbarn (SAO 21006), einem tief blauen Stern vom Spektral-
Typ A (laut Henry Draper-Katalog). Laut Tycho-Katalog besitzt er einen denkbaren Farbindex von 0,022 (B-V). Der Farbindex bei WZ Cas dagegen beträgt 2,91 (V-I). Anhand dieses Vergleichs erkennt man den enormen Farbunterschied dieser beiden Objekte. Dadurch ergibt sich ein wundervoller Kontrast, der einem sofort auffällt. Aber Vorsicht: Man sollte diesen Nachbarn aufgrund seiner Spektralklasse möglichst nicht als Vergleichstern verwenden. Es ist allgemein bekannt, dass man bei Vergleichsternen tunlichst auch Objekte wählt, deren Spektralfarbe der des Veränderlichen nahe kommt, ist aber in den seltensten Fällen möglich. Aus diesem Grund hat man bei ,,roten" Veränderlichen wie Mira oder Halbregelmäßigen das Problem, Geeignetes in der Nähe zu finden. Im IBVS findet man WZ Cas nur in der Nummer 3974, wo er ausführlich beschrieben wird. Abschließend ist noch zu berichten, dass viele SR-Sterne, die man auch mit kleinerer Optik beobachten kann, bekannt sind. WZ Cas gehört letztlich zu denen, die obendrein noch eine recht ergiebige Amplitude besitzt.
Literatur: BAV-Einführung (wird zur Zeit neu gedruckt) Guide 8.0 GCVS (General Catalog of Variable Stars) 4th
edition, Kholopov et al. 1985-88
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Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung auch 2007
vom 1.9. bis 9.9.2007 an der VdS-Sternwarte in Kirchheim (Thüringen)
von Werner Braune
Unsere Urlaubs- und Veränderlichen-Informations- und Beobachtungswochen an der thüringischen VdS-Feriensternwarte in Kirchheim, rd. 15 km von Erfurt entfernt, verliefen so gut, dass wir sie aufgrund unserer Erfahrungen wiederholen möchten. Eine Mindestteilnehmerzahl gibt es nicht mehr. Astronomie-Einsteiger können durch geübte Sternfreunde den Einstieg am Himmel in die eigene Beobachtungserfahrung machen und dabei Urlaub und Geselligkeit genießen. Eine ganze Woche in schöner Urlaubsumgebung sollte auch für Beobachtungen ausreichenden klaren Himmel bieten. Termin: Vom 1. September (Sa) bis 9. September (So) 2007. Der Termin liegt noch in den Schulferien von Baden-Württemberg und Bayern.
Geboten wird: Visuelle Beobachtung, gern auch mit den eigenen transportablen Instrumenten. Ausrichten von parallaktisch und azimutal montierten GOTO-Montierungen. CCD-Beobachtungen mit den CCD-Kameras der Sternwarte und der Teilnehmer. Praktischer Umgang mit BAV-Vorhersagen und Karten, DIA-Übung der Stufenschätzung, Umgang mit AAVSO-Karten, Auswertung von Beobachtungen, Ausflug ins Internet, Himmelsüberwachung Stardial, CCD-Auswertung etc. Lösungen individueller Fragen. Die SternwartenAusstattung ist über www.vds-astro.de einzusehen. Zudem werden Tagesausflüge zum Observatorium Tautenburg bei Jena, nach Erfurt und Weimar sowie zur Luther-Stadt Eisenach und Wartburg unter sachkundiger Leitung angeboten. Auto-Mitfahrgelegenheiten wird es geben.
Kosten und Anmeldung: Bei Übernachtung auf der Sternwarte kostet der Aufenthaltstag 24 für VdS-Mitglieder und BAVer, andere zahlen 29 . Frühstück und Abendbrot organisieren die Teilnehmer mit Hilfe der Gestalter selbst. Es gibt eine Küche. Sonstige Verköstigung im Ort bzw. je nach Lage der Ausflüge. Interessenten, ggf. mit Freunden melden sich bitte mit einigen Angaben zum persönlichen Umfeld (z.B. Feldstecher, GOTO, CCD, Mirasterne, Internet etc.) möglichst bald bzw. spätestens bis 11. Mai 2007 bei: Werner Braune, Münchener Str. 26, 10825 Berlin, Tel. 030-7848453, E-Mail: braune.bav@t-online.de oder zentrale@bav.astro.de.
Als Mitwirkende an der Gestaltung und zur Weitergabe ihres Wissens stehen Gerd-Uwe Flechsig, Eyck Rudolph sowie Kerstin und Manfred Rätz zur Verfügung.
M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalog diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu verwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kollegen. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können. Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus ,,Burnhams
Celestial Handbook", Kepple / Sanner ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium www. obspm.fr) entnommen. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden 21. Folge unserer "M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Panczyk, Wilfried Kräling, Gerhard Scheerle und des Verfassers 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 Microsoft Word (doc, txt, wpd) wäre gut. Torsten Güths, Am Pfahlgraben 45, D-61239 Ober Mörlen - Langenhain Oder: solaris1000@gmx.de
VDS-J Ausgabe Benötigte Objekte
Einsendeschluss
24
3/2007
M 64 Com, M 76 Per, M 94 CVn Mitte Mai 2007
25
1/2008
M 81 UMa, M 82 UMa, M 106 CVn Mitte September 2007
26
2/2008
M 6 Sco, M 7 Sco, M 8 Sgr
Mitte Januar 2008
27
3/2008
M 2 Aqr, M 72 Aqr, M 73 Aqr
Mitte Mai 2008
28
1/2009
M 13 Her, M 41 CMa, M 79 Lep Mitte September 2008
Tab. 1:
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VdS-Journal Nr. 23
136 S E R V I C E
M 9, Schlangenträger (Ophiuchus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
19.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 42 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,6 mag
Winkelausdehnung: 9,3`
Koordinaten:
RA: 17h19m
Dekl. -18 Grad 31`
Historisches: Charles Messier begann eine erfolgreiche Woche mit der Entdeckung dieses Objekts am 28. Mai 1764. Fünf weitere Kugelhaufen würde er in dieser Woche noch entdecken. Das Objekt besitzt eine Leuchtkraft von 76.000 Sonnen. Die hellsten Sterne haben eine scheinbare Helligkeit von 13,5 mag.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6mag) Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Sucher 6x30: M 9 konnte ich nur als Sternchen erkennen (T. Güths)
Fernglas 8x56: Ein deutlich erkennbarer, etwa 6` großer und 7,6 mag heller Nebelfleck. (G. Scheerle)
Sucher 9x60: Im Sucher sichtbar (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Eine 6` große, 7,6 mag helle, runde und diffuse Fläche, die so deutlich körnig erscheint, dass andeutungsweise 5 Einzelsterne 12,0 bis 12,2 mag erkennbar scheinen. (Vortäuschung durch örtliche Verklumpung der tatsächlich viel schwächeren Einzelsterne; vgl. Anblick im 400mm Teleskop). (G. Scheerle)
Bei einer Grenzgröße von 5,6 mag konnte im Astroscan bei 63x ein lichtschwacher, diffuser Fleck erkannt werden. (W. Kräling)
15 cm Öffnung: Der Sternhaufen ist noch einigermaßen gut zu sehen bei 159x. Die Form ist nicht ganz rund. Einzelsterne sind noch nicht aufgelöst. Ein etwas hellerer Kern. (G. Kohler)
VdS-Journal Nr. 23
Abb. 1: Bildautor Harald Strauß. Belichtungszeit 120sec, CCD Kamera ST7 mit 25cm LX200 Teleskop bei 1625 mm Brennweite im Jahre 1998 aufgenommen. Entnommen aus der Bildergalerie der käuflichen CD der Sternwarte Gahberg. Mit freundlicher Genehmigung des Verfassers.
20 cm Öffnung: Der Sternhaufen hat bei 228x einen großen Kern, in dem aber nichts aufgelöst ist. Indirekt sind nach längerem Beobachten körige Randbereiche zu sehen. Der Rand ist etwas unregelmäßig und geht ohne deutlichen Übergang in den Hintergrund über. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 179x und einer Grenzgröße von 6 mag erscheint er recht hell. Das Zentrum ist geringfügig heller als die Außenbezirke. Bei indirektem Sehen über die gesamte Fläche ist er in Einzelsterne auflösbar. Es verbleibt ein nebliger, nicht auflösbarer Hintergrund. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Bei Vergrößerungen ab 260x erscheint eine 3` große, helle diffuse Fläche mit 14 Einzelsternen von 13,2 bis 14,4 mag, die sich aber über eine Fläche von 4` verteilen. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,8 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 9 müssen wir Brennweiten ab 1000
mm einsetzen. Es zeigt sich dann das für Kugelhaufen typische Gewimmel von Sternen. Eine kürzer belichtete Aufnahme löst das Zentrum auf, voll ausbelichtete Aufnahmen geben die Randpartien eindrucksvoll wider. Doch auch ab 300 mm Brennweite bei maximaler Belichtungszeit sehen wir die ersten Strukturen, die auf seine Natur hinweisen. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10 µm reichen 1000 mm und eine Serie von zweiminütigen Belichtungen völlig aus.
V E R Ä N D E R L I C H E 137
M 14, Schlangenträger (Ophiuchus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
33.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 112 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,6 mag
Winkelausdehnung: 11,7`
Koordinaten:
RA: 17h38m
Dekl. -03 Grad 15`
Historisches: Dieses Objekt wurde als vierter Kugelhaufen in einer Woche von Messier am 1. Juni 1764 entdeckt. Er zählt zu den größten und hellsten Exemplare dieser Objektklasse mit einer Leuchtkraft, die der von 440.000 Sonnen entspricht. Die hellsten Sterne sind von einer scheinbaren Helligkeit von 14 mag.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6mag) Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
Sucher 6x30: M 14 erscheint bereits als etwas verwaschenes Sternchen (T. Güths)
Abb. 2: Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15 cm f6 Newton. Vier Aufnahmen zu je zwei Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: Torsten Güths)
Sucher 8x50: Im 8x50-Sucher als kleiner, rundlicher Lichtfleck sichtbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: Ein mit 8` Durchmesser nicht ganz kleiner, 7,4 mag heller, runder Nebelfleck. (G. Scheerle)
Sucher 9x60: Im Sucher zu sehen. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei einer Vergrößerung von 179x und einer Grenzgröße von 6,0 mag zeigt sich ein rundlicher Kugelsternhaufen mit einem geringfügig helleren Zentralbereich und schwächerem Außenbezirk. Relativ locker konzentriert. Bei indirektem Sehen heben sich nur relativ wenige Einzelsterne vom diffusen Hintergrund ab. Der Haufen ist körnig strukturiert. (D. Panczyk)
drucksvoll wider. Doch auch ab 300 mm Brennweite bei maximaler Belichtungszeit sehen wir die ersten Strukturen, die auf seine Natur hinweisen. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10 µm reichen 1000 mm und eine Serie von zweiminütigen Belichtungen völlig aus.
Fernglas 14x100: Bei einer Grenzgröße von 6,0 mag konnte im Großfeldstecher ein großer, heller Nebel gesehen werden (W. Kräling)
11 cm Öffnung: Eine sehr helle, mit einem Durchmesser von 8` relativ große, runde diffuse Fläche ohne Einzelsterne mit der Gesamthelligkeit 7,0 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Der Sternhaufen ist einige Einzelsterne aufgelöst. Der Rest bleibt neblig. (G. Kohler)
40 cm Öffnung: Eine sehr helle diffuse Fläche von 4` Durchmesser mit etwa 20 Einzelsternen 13,8 bis 14,6 mag, die sich aber über eine größere Fläche von 6` Durchmesser verteilen. Gesamthelligkeit 7,4 mag. Ein schöner Kugelsternhaufen! (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 14 müssen wir Brennweiten ab 1000 mm einsetzen. Es zeigt sich dann das für Kugelhaufen typische Gewimmel von Sternen. Eine kürzer belichtete Aufnahme löst das Zentrum auf, voll ausbelichtete Aufnahmen geben die Randpartien ein-
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Mein Weg zur Astronomie
von Frank Timmermann
Immer, wenn mich Menschen auf mein Hobby Astronomie ansprechen, gehen sie von der Annahme aus, daß ich mich wegen meines Alters (in den Sechzigern) schon sehr lange damit beschäftige. Das ist aber nicht so! Hier möchte ich zeigen, dass man sich auch im Rentenalter noch neuen Wissensgebieten und Aufgaben, die einem wirklich Freude machen, öffnen und viel Neues lernen kann. Allerdings, je mehr ich lerne desto klarer wird die Erkenntnis: Ich weiss, dass ich nichts weiss! Es begann damit, daß ich vor sechs Jahren einen langjährigen, vierbeinigen Freund beim Tierarzt einschläfern lassen musste. Es war am 15. Januar 1999, als ich - nun allein - vom Veterinär in einer Landgemeinde durch die sternklare Nacht nach Hause fuhr. Als Trost in meiner Traurigkeit hörte ich im Auto die CD ,,Conquest of Paradise" und blickte hilfesuchend zum Himmel auf. Dabei sah ich einen ganz besonders hell leuchtenden Stern, dem ich sofort in meiner Unkenntnis seiner richtigen Bezeichnung den Namen ,,Wuddi-
Stern" gab, nach dem verlorenen Hund benannt. Auch zuhause blickte ich nun jeden Abend durch die Tränen hindurch zu meinem Wuddi-Stern auf. Da ich nicht zu den Menschen gehöre, die sich gleich am nächsten Tag ein neues Tier zulegen, suchte ich weiter noch lange Zeit Trost bei der Betrachtung des Sternes. Aber eines Tages fragte ich mich dann doch: Welcher Stern ist das denn nun eigentlich? - Es war der Jupiter! Von da an begann ich, mich für Astronomie zu interessieren. Ich kaufte Bücher und eine Sternkarte, ging zu astronomischen Vorträgen und unterhielt und informierte mich bei anderen Amateurastronomen, die ich so langsam kennen lernte. Inzwischen habe ich zwei eigene Fernrohre, einen astronomischen Verein gegründet - dessen Vorsitzender ich bin - und plane in unserer Stadt einen Planetenweg, dessen Realisierung ich gern noch erleben würde. Zu den gemeinnützigen Aktivitäten des Vereins gehören neben angekündigten Sternführungen und Vortragsabenden auch Unterrichtsstunden in Grundschulen.
Dabei gelingt es mir beeindruckend leicht, die Kinder für die Astronomie zu begeistern, was sich dann auch bei gemeinsamen Beobachtungsabenden auf die begleitenden Eltern und Großeltern überträgt. Kürzlich erst hatten wir bei einem solchen Abend mit sechs aufgestellten Teleskopen über 70 Gäste, bestehend aus Kindern und deren Begleitung. Die Begeisterung, - ja fast schon Faszination - der Kinder übertrug sich so mächtig auf uns Amateure, dass wir nach der Verabschiedung der Besucher von solch einem Hochgefühl durchdrungen waren, daß wir uns erst einmal sammeln und das Erlebte geniessen mussten, bevor wir daran gingen, nun ,,für uns" zu beobachten. Diese Erlebnisse mit Kindern sind es vor allem, die mir die Astronomie als ein Hobby erscheinen lassen, mit dem man schon in frühen Jahren beginnen und es bis ins hohe Alter betreiben kann. Es ist ein wunderbares Hobby, das einem die eigene Bedeutungslosigkeit vor der Weite des Alls und seiner Unendlichkeit ganz klar vor Augen führt!
Wohin geht es?
von Rainer Schulze
In den letzten drei Heften des VdS-Journals haben sich verschiedene Sternfreunde (in der Reihenfolge des Erscheinens: Georgi Sporny, Christina Leu, Manfred Holl, Peter Riepe und Harald Tomsik) Gedanken über den Sinn oder Unsinn großer Teleskope im Amateurbereich gemacht.
Die optischen Gesetze zum Auflösungsvermögen eines Fernrohrs, die Auswirkungen einer größeren Öffnung auf die Bildhelligkeit und die hierzulande herrschenden atmosphärischen Gegebenheiten sind oft genug gargestellt worden. Darüber brauchen wir nicht mehr zu diskutieren.
Was aber doch manchen nachdenklich werden lässt, ist die rasante technische Entwicklung, die zweifellos einen starken Einfluss auf unser Verhältnis zu unserem Hobby hat und die Tatsache, dass dank optimierter Produktionstechniken und intensiven weltweiten Handels heute optische, mechanische und elektronische Komponenten in fast unüberschaubarer Fülle überall in jeder Preislage zu haben
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sind und den Astroamateur zu einem bloßen Konsumenten zu degradieren drohen. Wird da nicht eine Sucht nach immer mehr und immer größeren Optiken geweckt?
Die ungeheuere Angebotsfülle, die in jeder Astro-Zeitschrift zu bestaunen ist, wird sicherlich nicht wenige zu der Annahme verleiten, dass zunächst einmal viel Geld zu investieren sei, bevor man Freude an seinem Hobby haben könne. Verstärkt wird diese Annahme noch dadurch, dass in denselben Zeitschriften die Bilder von erfahrenen Sternfreunden im Vordergrund stehen, die teilweise mit sehr teueren Ausrüstungen und im weit entfernten Ausland unter idealem Himmel gemacht worden sind. Der Otto Normalverdiener (laut Statistik 1.500,- netto/Monat) wird sich weder die Ausrüstung noch die Reisen leisten können. Die Dialoge in den amateurastronomischen Internetforen bestätigen das.
So wird mach wenig Begüterter resignieren. Vergleicht er doch gerne seine Ergebnisse
mit denen anderer. Das ist bekanntermaßen jedoch nur dann sinnvoll, wenn diese unter einigermaßen ähnlichen optisch-mechanischen Bedingungen an vergleichbaren Standorten entstanden sind. Das sollte jedem stets bewusst sein. Deswegen ist es zu begrüßen, wenn Zeitschriften auch die Beobachtungsergebnisse veröffentlichen, die unter widrigen Umständen von Anfängern und von Amateuren mit einfacher Ausrüstung gewonnen wurden. Ja, es wäre sogar eine eigene Low-BudgetRubrik denkbar.
,,Back to the roots" heißt eine bildungsprächtige Forderung. In unserem Fall hieße das, klein anzufangen, gewissermaßen die Geschichte der Astronomie und die Entwicklung des Fernrohres nachzuvollziehen. Denn wer begreift mehr von der Himmelsmechanik: Derjenige, der sein Fernrohr von Hand auf einer (selbst gebauten) azimutalen Montierung nachführt oder derjenige, der mit einer einfachen Ausrüstung im Dunklen seht und sich an dem Funkeln eines Sternhaufens erfreut oder derjenige, dessen Kuppel sich computergesteuert in die richtige Richtung öffnet, dessen Fernrohr sich automatisch
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positioniert und der seinen Autoguider zur bogensekundengenauen Nachführungen einschalten kann? Ich denke, dass die Faszination, die die Astronomie auf uns Menschen ausüben
kann, und dass das Verständnis von kosmischen Vorgängen nur wenig von dem Umfang einer Ausrüstung abhängen. Faszination und Verständnis gehen von dem Überdenken des Beobachteten und
seiner gedanklichen Vertiefung aus. Ich denke, nicht nur jedes Fernrohr hat seinen Himmel, auch jeder Mensch - und insbesondere jeder Amateurastronom - hat ihn auf seine Weise.
VdS-Medaille 2006 an Hans-Günter Diederich verliehen: ,,Da hat`s den Richtigen erwischt!"
von Norbert Stapper
Das sagen alle. Ich lernte ,,unseren" HansGünter auf dem 1996er Deep-Sky-Treffen auf dem Eisenberg kennen in einer Zeit, als sich die Astronomie-Amateurszene kräftig veränderte. Grund dafür war der Siegeszug der CCD-Technik, die Bernd Koch auf der 14. BoHeTa sogar als die ,,Wunderdroge der 1990er Jahre" bezeichnete. Fortan musste sich niemand mehr mit der 15. Größenklasse begnügen, Messier und NGC waren gestern, jetzt hatten die Fotoobjekte der Qual meist keine Eigennamen mehr, sondern nur noch Nummern, waren häufig dem UGC- oder Sharpless-Katalog entnommen. Und um dem noch die Krone aufzusetzen, musste man dafür nicht mehr auf dem Gornergrat frieren, sondern konnte einfach daheim im Garten ,,ccdgrafieren" - einer war sogar so dreist und stellte sein PC-gesteuertes Teleskop direkt am Kölner Flughafen auf und sammelte mehrere Nächte in Folge das Licht ein und des selben schwachen Objektes, mit Erfolg. 21. Größenklasse? Überhaupt kein Problem. Kein Problem? Und ob. Da ist einmal die Qual der
Wahl des astrofotografischen Objektes, das nicht ,,zu langweilig" ist, und zum andern überblickt fast niemand den Zoo an Möglichkeiten amateurastronomischer Betätigung und findet am Ende nicht mehr aus dem Affenhaus. Wer aber in den letzten zehn Jahren den zahllosen, fast täglichen Tipps von Hans-Günter Diederich vertraut hat, war immer gut beraten. In den einschlägigen Mailinglisten verleitet er zu meist außergewöhnlichen Arbeiten, stellt selten oder von Amateuren noch nie beobachtete Objekte vor, erklärt in verständlichen Worten deren Physik, verrät, wo man die Originalliteratur dazu findet oder zitiert der Einfachheit halber direkt wörtlich daraus, erklärt, warum man z.B. diesen oder jenen Linien-Filter verwenden muss und zeigt am Ende fast immer, wie sein eigenes Ergebnis aussieht. Das ist in der Regel ein kleines SW-Bildchen mit gelber Beschriftung, Kalibrierbalken und Orientierung. Welche professionellen astronomischen Datenbanken gibt es, wie sind sie aufgebaut, wie gelangt man dort hin, wie versteht man die Daten? Wie las-
sen sich auf einfachem Wege Sternspektren erstellen und wie interpretiert man sie? Was ist der nächste Schritt auf dem Weg, die eigenen Ergebnisse zu verbessern, am Himmel tiefer zu gelangen, welche Informationen benötige ich dafür, welches Equipment? Hans-Günter ist ideenreich, infiziert sein Umfeld buchstäblich, lässt Andere an seinen Erfahrungen teilhaben, selbstverständlich mit dem ihm ureigenen Wortwitz: ,,Ich konnte die Nova [V4743 Sgr] im Ausbruch und ein Jahr später erneut aufnehmen. Aus beiden Aufnahmen entstand die angehängte ,,vorher-nachher-Animation" [das oben erwähnte SWBildchen]. Nur zwei Aufnahmen, und schon ist Leben am Himmel, ich meine auf dem Bildschirm ;-)". Es gibt Hunderte solcher E-Mails! Mit Hans-Günter ehren wir insbesondere jemanden, der sich um den Nachwuchs bemüht, Einsteigerinnen und Einsteiger in die Hobbyastronomie zu originellen Arbeiten ermutigt und dabei kräftig unterstützt. Ja, es hat in der Tat den Richtigen erwischt. Herzlichen Glückwunsch!
28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung
in Stuttgart vom 2. - 4. November
Die 28. VdS-Tagung mit der satzungs- Mitglieder schon heute willkommen.
steinicke@vds-astro.de
gemäß vorgeschriebenen Mitgliederver- Das Planetarium liegt nur wenige hundert Brief: Wolfgang Steinicke, Gottenheimer
sammlung, findet vom 2. - 4. November Meter vom Stuttgarter Hauptbahnhof ent- Str. 18, 79224 Umkirch
2007 im Carl-Zeiss-Planetarium in fernt, ist also ideal zu erreichen.
Stuttgart statt. Nach 1955 und 1973 Die VdS-Tagung soll am Freitag Abend Derzeit sind wir damit beschäftigt,
ist Stuttgart damit zum dritten Mal der mit einem öffentlichen Vortrag starten. Für das gesamte Programm zu erstellen.
Veranstaltungsort.
Samstag ist die Mitgliederversammlung Wir werden im nächsten Heft ausführ-
Nach der 23. VdS-Tagung 1997 in vorgesehen. Das Tagungsprogramm startet liche Informationen zum Ablauf der
München kehren wir nach 10 Jahren wie- ebenfalls am Samstag gegen 10 Uhr mit Veranstaltung geben. Schauen Sie diesbe-
der in den Süden unserer Republik zurück. zwei Vortragsblöcken (10:00 - 12:00 und züglich auch auf unsere Internetseite:
Wir sind sicher, dass sich mit dem Carl- 13:00 - 16:00).
www.vds-astro.de
Zeiss-Planetarium und der schwäbischen Für Sonntag steht die Besichtigung der Schon heute möchten wir Sie herzlich zu
Volkssternwarte ideale Voraussetzungen Sternwarte Welzheim auf dem Programm. dieser Tagung einladen. Wir freuen uns auf
für eine erfolgreiche Tagung bieten. Der Falls Sie einen Vortrag halten möch- Ihren Besuch.
Direktor des Planetariums, Herr Prof. ten (Länge max. 30 Minuten), wenden
Dr. H. U. Keller, seit vielen Jahrzehnten Sie sich bitte möglichst umgehend an Der Vorstand
Mitglied in der VdS, heißt alle VdS- Wolfgang Steinicke: E-Mail: wolfgang.
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Der 5. bundesdeutsche Astronomietag am 29. September 2007
,,Astronomie für Alle" heißt die Devise. Es gilt, unseren Mitmenschen an diesem Tag den Kosmos und seine Objekte näher zu bringen. Dabei steht die visuelle Beobachtung im Vordergrund. Darüber hinaus soll durch Vorträge und Präsentationen astronomisches Wissen vermittelt werden. Der Aufbau des Universums und die Stellung des Menschen darin sind immer noch weithin unbekannt. Im Gegenzug blüht die Astrologie. Als Termin für den bundesdeutschen Astronomietag der VdS hat sich mittlerweile ein Samstag in der zweiten Septemberhälfte durchgesetzt; die Nächte sind wieder länger, es ist aber noch ausreichend warm. Für die fünfte Auflage wurde, nach einigem Hin- und Her, der 29. September 2007 festgelegt. Damit kollidiert der Termin nicht mit der AME in Villingen-Schwenningen, die eine Woche
früher stattfindet. Die Auswahl ist stets ein Problem - man kann es aber niemals allen Recht machen.
Der Astronomietag verläuft wie gewohnt dezentral, d.h. es gibt autarke Veranstaltungen an möglichst vielen Orten. Die Bandbreite reicht dabei von Privatpersonen, die in ihrem Garten eine ,,Starparty" veranstalten oder ihr Fernrohr in der Fußgängerzone aufstellen, über Volkssternwarten, Planetarien bis hin zu wissenschaftlichen Instituten. Die VdS übernimmt die Koordination der angebotenen Veranstaltungen. Dazu dient unsere zentrale Internetplattform unter www. astronomietag.de. Hier können sich alle Interessenten informieren und anmelden. Der individuelle Ablauf ist Sache der lokalen Veranstalter. Für die Werbung bietet die VdS einen Flyer und ein Plakat an. Auch
gibt es regelmäßige Pressemitteilungen.
Neu ist diesmal eine enge Kooperation mit den astronomischen Magazinen ,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie heute". Gemeinsam kann so eine große Zahl von Interessenten erreicht werden. Rein statistisch müsste diesmal, nach zwei verregneten Astronomietagen, das Wetter wieder gut sein. Leider sind keine besonderen ,,Highlights" am Himmel. Ein Blick auf den abnehmenden Mond, Jupiter und die faszinierenden Deep-Sky-Objekte der Sommermilchstraße steht aber auf dem Programm. Tagsüber kann natürlich die Sonne beobachtet werden.
Wir möchten an dieser Stelle alle Mitglieder auffordern, am Astronomietag mitzumachen! Wolfgang Steinicke, VdS-Vorstand
Wir begrüßen neue Mitglieder
(Mitgliedsnummer 9151) Erich Bufe, 71732 Tamm, (9154) Alexander Färber, 79879 Wutach, (9156) Michael Zschech, 01809 Heidenau, (9157) Markus Mück, 75181 Pforzheim, (9158) Peter Schlatter, CH-3033 Wohlen b. Bern, (9159) Thomas Stebler, CH-4058 Basel, (9160) Ulrich Diel, 65719 Hofheim, (9161) Anton Kellner, A4910 Ried, (9162) Markus Ritter, CH-5222 Umiken, (9163) Markus Furger, CH-5314 Kleindöttingen, (9164) Ekkehard Grohs, 33332 Gütersloh, (9165) Jörgen Bertele, 73084 Salach, (9166) Daniel Charouni, CH-5400 Baden, (9167) Peter Große, 07749 Jena, (9168) Marcel Kehl,CH-8197 Ratz, (9169) Paul Schmidberger, 69469 Weinheim, (9170) Oliver Bley, 08297 Zwönitz, (9171) Rene Oefeli, CH-8805 Richterswill, (9172) Walter Willi, CH8954 Geroldswill, (9173) Johann Spuling, 34369 Hofgeismar, (9174) Fabian Engel, 36041 Fulda, (9176) Matthias Köhler, 41749 Viersen, (9177) Wolfgang Czech, 44867 Bochum, (9178) Stephanie Knauer, 45768 Marl, (9179) Martin Koch, 72074 Tübingen, (9180) Marcel Baer, CH-9030 Abtwill, (9181) Gregor Tyczkowski, 47057 Duisburg, (9182) Dr. Wolfgang Hoffmann, 09119 Chemnitz, (9183) Hans-Joachim Kreß, 52066 Aachen,
(9184) KlausGottlob,53797Lohmar,(9185) Alfred Sabel, 12209 Berlin, (9186) Dr. Reinhard Witzlau, 16775 Gransee, (9187) Albert Kummutat, 75382 Althengstett, (9188) Dr. Hans-Ekkehard Höppel, 21079 Hamburg, (9189) Peter Wagner, 64404 Bickenbach, (9191) Jörn Walter, 22769 Hamburg, (9192) Alessandro Soravia, 56564 Neuwied, (9193) Reinhard Dedecek, 58256 Ennepetal, (9194) Christian Wolff, 60433 Frankfurt am Main, (9195) Thomas Gutow, 23936 Greversmühlen, (9196) Stephan Wagner, 61197 Florstadt, (9197) Mariele Reifenrath, 63607 Wächtersbach, (9198) Ludwig Reil, 71116 Gärtingen, (9199) Dr. Klaus-Jochen Stepputat, 24113 Kiel, (9200) Bernd Matzke, 63607 Wächtersbach, (9201) Dr. Joachim Gripp, 24244 Felm, (9202) Martin Müller, 64853 Otzberg, (9203) Ralf Michel, 63856 Bessenbach, (9204) Oliver Beckmann, 29683 Fallingbostel/Dorfmark, (9205) Mirko Neugebauer, 64354 Reinheim, (9206) Peter Donie, 66793 Saarwellingen, (9207) Uwe Müller, 65468 Trebur, (9208) Daniel Alexander Weiss, 68199 Mannheim, (9209) Winfried Brehler, 71229 Leonberg, (9210) Gerhard Mobers, 71263 Weil der Stadt, (9211) Helmut-Christian Bauer, 71642 Ludwigsburg, (9212) Dr. Reinhard
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Baumann, 72250 Freudenstadt, (9213) Thomas Bregel, 72406 Bisingen, (9214) Frank Timmermann, Bühler Sterngucker zwanzignullfünf e.V., 77815 Bühl, (9215) Uwe Bahadir, 89720 Nördlingen, (9216) Björn W. Gerlach, 78054 VillingenSchwenningen, (9217) Melanie Meder, 78147 Vöhrenbach, (9220) Gerhard Worel, 97299 Zell am Main, (9221) Christian Horn, 78269 Volkertshausen, (9222) Dr. Andree Broska, 89250 Senden-Ay, (9223) Karl-Heinz Winkler, 90518 Altdorf/Rasch, (9224) Werner Löffler, 78333 Stockach, (9225) Dr. Stefan Uebelacker, 92648 Vohenstrauß, (9226) Walter Werner, 86916 Kaufering, (9227) Peter Reus, 91443 Scheinfeld, (9228) Elias Danner, 79423 Heitersheim, (9229) Hartmut Kern, 82418 Murnau, (9230) Michael Klein, 84032Altdorf, (9231) Edith Kerschbaum, 80637 München, (9232) Mario Thiele, 99085 Erfurt (9233) Peter Musch, 88353 Kißlegg, (9237) Philipp Siebold, 88718 Daisendorf, (9238) Michael Neydert, 92271 Freiung, (9240) Jens Hackmann, 97980 Bad Mergentheim, (9242) Dr. Andreas Löhlein, 98693 Ilmenau, (9243) Tina Weikard, 96145 Seßbach,
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In memoriam:
Verstorbene Mitglieder 2006
(Mitgliedsnummer 55) Hans Oberndorfer, München, (803) J.H.M. Ruland-Missotten, B-Hasselt, (1515) Werner Nehls, Berlin, (1553) Georg Teichmann, Hirschaid, (1815) Peter Berger, Bad Aibling, (2882) Bernard Boemer, B-Weywertz, (4432) Dr. Walter Rauscher, Schwaikheim, (4474) Hermann Deichmann, Bad Bellingen, (4627) Doraliese Sävecke, Berlin, (4976) Rudolf Heim, Stiefenhofen, (6254) Wieland Blum, Alfeld, (6673) Thomas Greiner, Kempten, (6379) OstR. Peter Abendstein, Bochum, (7496) Andreas Köchling, Münster, 8102) Prof. Dr. Helmut Schaefer, Kusterdingen, (8595) Werner Bauschmann, Münster, (8612) Torsten Damme, Bremen
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu der jetzt 20jährigen, 30jährigen, 40jährigen und 50jährigen Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue.
20jährige Mitgliedschaft (Mitgliedsnummer 3926) Andreas Scherwallinger, A-Ried, (3927) Dieter Girrbach, Ehningen, (3928) F. W. Nickel, AstroVersand, Hirrlingen, (3926) Thomas Galla, Glückstadt, (3937) Dipl.-Ing. Wilhelm Meyerhoff, Bremen, (3940) Dipl. Betriebsw. Silvia Otto, Waldsee, (3948) Klaus Schneider, Moers, (3950) Dietmar Römer, Aschaffenburg, (3952) Siegfried Köck, München, (3955) Dr. Andreas Jüttner, Mannheim, (3956) Dr. Jürgen Krieg, Schwalmstadt, (3958) Dipl.-Ing. Hans-Jürgen Goldan, Hannover, (3960) Martin Neuer, Schnuttenbach, (3961) Michael Breite, Erkelenz-Katzem, (3962) Arbkr. VSTW im VBW HofheimM., Hofheim, (3965) Thomas Gill, München, (3970) Dipl.-Ing. Gerhard Scheerle, Ostfildern, (3971) Arbgem. VSTW Schriesheim e.V., Schriesheim, (3973) Jürgen Lamprecht, Nürnberg, (3974) Dr. Eberhard Bredner, Ahlen-Dolberg, (3988) Dipl.-Ing. Andreas Bonne, Kempten, (3390) Dr. Alexander Epple, Aalen, (3993) Dipl.-Ing. (FH) Hubert Hoefer, Aalen, (3994) Dipl.-Chem. Andreas Payer, Berlin, (4006) Johannes Klein, Haltern, (4013) Gerhard Bußjäger, Pillingsdorf, (4022) Rolf Schaefer, Hagen, (4027) Dipl.-Phys. Axel M. Quetz, Leimen, (4095) Dipl.-Ing. Manfred Ott, Bonn, (3992) Peter Wilms, Hamburg, (4008) Siegfried Kuhn, Rheda-Wiedenbrück, (4009) Horst-Dieter Döricht, Vellmar, (4024) Dr. Detlef Schollmeyer, München, (4029) Dieter Rösener, Herne, (4034) Hans Gerhard Weber, Rottenburg/Laaber, (4036) Thomas Haalboom, Maulbronn, (4037) Toni Friedlhuber, Tacherting, (4039) Alexander Stolzenburg, Essen, (4040) Hans-Jürgen Hofmann Wegberg, (4043) Sven Melchert, Heidelberg
30jährige Mitgliedschaft (2688) Dr. Dieter Gilde, Hanau, (2689) Norbert Grasmeier, Wuppertal, (2699) Dr. Wolfgang Grond, Kulmbach,
(2703) Peter Schramm, Coburg, (2705) Rolf Hempel, Buchholz, (2714) Dipl.-Kfm. Werner Braune, Berlin, (2716) Wilfried Schumacher, Waldbröl, (2723) Joachim Gutsche, Erlangen, (2734) Detlef Lange, Hennef, (2738) Uwe Baldtschun, Kiel, (2739) KarlHorst Switala, Remscheid, (2744) Dr. Bernd Lütkenhöner, Senden, (2750) Martin Wegener-Süßmilch, Wedel, (2751) Bayerische VSTW Neumarkt e.V., Neumarkt/OPf., (2752) Agnes Ramin, Aalen, (2756) Wolf-Peter Hartmann, Regensburg, (2762) Dr. Walter Sommerfeld, Eitelborn, (2765) Dr. Otto Vogt, Tübingen, (2767) Helmut Deschan, Regensburg, (2770) Franz Bürk, OberkirchHaslach, (2786) Dr. Ricardo Catasus y Brüggemann, Rümmingen, (2773) Werner Hasubick, Buchloe, (2778) Martin Reichenbach, Bergkirchen, (2780) Dr. Klaus-Dieter Fritz, Leverkusen, (2785) Dr. Christian Schambeck, Regensburg, (2795) OstR. Siegfried Lührs, Nordenham
40jährige Mitgliedschaft (1443) Karl-Friedrich Mann, München, (1445) Fritz Ulbrich, Baiersbronn, (1446) Dr. Waldemar-Thomas Hövel, Bergisch Gladbach, (1459) Friedhelm Dorst, Witten, (1463) Dr. Jürgen Thiel, Mainz, (1475) Willi Ackermann, Sontra, (1478) WilhelmFoerster-Sternwarte e.V. Berlin, (1480) Willi Wiese, Waldkirchen, (1482) Rainer Kuban, Herzogenrath, (1492) Dr. Otmar Nickel, Mainz
50jährige Mitgliedschaft (376) Heinz Pachali, Berlin
Unsere Ehrenmitglieder (14) Dipl.-Kfm. Günter Dietmar Roth, Icking/Isartal, (16) Edgar Mädlow, Berlin, (994) Dr. Karl Schaifers, Heidelberg, (8535) Hildegard Plötz, Haar
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Einsteigerastronomie in der VdS
Liebe Mitglieder,
der Einstieg in die Astronomie ist nicht immer einfach. Die VdS bemüht sich seit geraumer Zeit Einsteigern den Weg zur Astronomie zu erleichtern und bei der Beantwortung von Fragen behilflich zu sein. Auf unserer Homepage www.vds-astro.de gibt es eine eigene ,,Einsteigerseite" mit vielen Informationen, die von Jürgen Kemmerer zusammengestellt wurden. Auch eine Mailing-Liste ermöglicht den Hilfesuchenden in Kontakt mit erfahrenen Sternfreunden zu treten. Adresse: vds-einsteiger-subscribe@yahoogroups.de Nach dem Ausscheiden von J.Kemmerer startete der Vorstand einen Versuch geeignete Nachfolger zu finden, die diesen wichtigen Bereich betreuen würden. Auf den Aufruf über unsere Liste meldeten sich zwei Sternfreunde, die Ihre Erfahrung in diesem Bereich einbringen wollen. Mit den nachfolgenden Zeilen stellen sich Herr Hans-Jürgen Wulfrath und Herr Oliver Lubenow unseren Lesern vor. Und sie starten gleich mit einem interessanten Projekt. Lesen Sie selbst und sprechen Sie bei Bedarf beide Herren an, sie freuen sich sicherlich darauf.
Otto Guthier, VdS-Vorstand
Vita von Hans-Jürgen Wulfrath
Mein Name ist Hans-Jürgen Wulfrath. Astronomie als Hobby betreibe ich seit über 20 Jahren. Damals erschien der Halleysche Komet am Himmel und ich beobachtete ihn im Fernglas. Ich war von diesem Ereignis so fasziniert, dass ich mir ein 4,5 Zoll Newton-Teleskop kaufte. Nach vielen Umrüste- und Erweiterungsarbeiten an dem kleinen Gerät kaufte ich mir dann ein Spiegelset und baute mir einen 8 Zoll Newton in Dobson-Bauweise. So entstand meine bis zum heutigen Tag andauernde Vorliebe für Dobson-Teleskope
(mein bevorzugtes Gebiet ist die visuelle Deep Sky Beobachtung). Ich wohne zum Glück am Rande des Odenwald in einer Gegend, die nur schwach licht-verschmutzt ist, so dass schon aus dem Garten sehr gute Beobachtungen möglich sind. Auch wenn ich selbst hauptsächlich mit 10 Zoll Öffnung beobachte, finde ich es immer wieder spannend, zu testen was alles in kleinen Optiken steckt. Und weil das Beobachten von Bedeckungen mein zweites Interessengebiet ist, habe ich mir zusätzlich einen kleinen Maksutov auf
einer Computer-gestützten Montierung zugelegt. 1990 trat ich in die VdS ein. Am Anfang hauptsächlich um Kontakt zu Gleichgesinnten zu finden. Vor allem die FG Visuelle Deep-Sky-Beobachtung hatte es mir angetan und mir damals den tieferen Einstieg in die Beobachtungs-Praxis erleichtert. Daneben bin ich seit vielen Jahren in meinem örtlichen Astronomie-Verein, dem Astronomie-Kreis Walter Hohmann in Hardheim, aktiver Beobachter.
Vita von Oliver Lubenow
Einsteiger? Als ich im letzten Jahr auf der Homepage der VdS die Suche nach Einsteigerbetreuung sah, erinnerte ich mich an meine ersten Schritte: Alles begann irgendwann in den Siebzigern - ich glaube 1974. Ich war 12 und interessierte mich mehr für Chemie. Zu dieser Zeit fand ich im Bücherschrank meines Vaters das Fischer-Lexikon (die ,,Älteren" kennen es noch) Astronomie. Ich blätterte darin und fand die ganze ,Sache` spannend, obwohl ich noch nicht allzu viel verstand. Dies war wohl mein Startschuss zur Astronomie. Weihnachten 1975 bekam ich mein erstes Teleskop für 399,00 DM. Ein 60/900mm Refraktor mit parallaktischer Montierung und viel Zubehör. Da dies viel Geld war, habe ich von meinem Taschengeld einiges dazugegeben. Während der Schulzeit leitete ich zusammen
mit meinem Physiklehrer die Astronomie AG unserer Schule. Der erste Höhepunkt war im Februar 1980 die Begegnung von Mars und Jupiter. Ganze Nächte verbrachten wir Astronomiebegeisterte bei mir zu Hause am Fernrohr. Was macht man mit einem Abitur in Mathematik und Physik? Diese Fächer studieren wäre wohl die nahe liegende Antwort. Nein, ich fing an Wirtschaftswissenschaften zu studieren. Während des Studiums und leider auch zunächst zu Beginn meines beruflichen Lebens musste ich astronomisch etwas kürzer treten. Ich suchte mir mehr oder weniger die wesentlichen Ereignisse des Jahres heraus und hoffte auf gutes Wetter. In den letzten Jahren bin ich dann nach und nach wieder stärker zu diesem Hobby zurückgekehrt. So bin seit einigen Jahren auch Mitglied
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im VdS und im örtlichen AstronomieVerein. In der heutigen Zeit mit sehr vielen bequemen Angeboten von zu Hause, ist es schwierig neue und vor allem junge Menschen für dieses Hobby zu begeistern (gilt auch für andere Hobbies!). Es gibt viele alte Hasen in unserem Bereich und die Wissenskluft zwischen diesen zu den Einsteigern ist recht groß. Nicht jeder hat auch die Lust sich den vielen Fragen anzunehmen und die Neulinge mit zu Beobachtungen zu nehmen. Diese Lücke möchte ich versuchen zu schließen.
Oliver Lubenow
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Projekt: Fachgruppe Einsteiger-Betreuung der VdS
Aller Anfang ist schwer. Diese Binsen-Weisheit gilt besonders auch für den Einstieg in die Astronomie. Im Zeitalter des Internets ist es zwar leichter denn je, sich theoretisch mit allen gewünschten Informationen zu versorgen, aber ein Punkt bleibt offen - die Beobachtungspraxis. Von vielen Einsteigern kommt immer wieder der Wunsch nach Unterstützung bei den ersten praktischen Beobachtungsschritten. Sowohl bei der Inbetriebnahme des Teleskops (was gerade bei computergestützten Montierungen leider oft detailliertere Kenntnisse voraussetzt als sie der Anfänger hat) als auch beim eigentlichen Beobachten wünschen sich viele Einsteiger praktische Unterstützung. Aus diesem Umstand entstand die Idee eine Adress-Datenbank zu erstellen auf die VdS-Mitglieder zugreifen können. In dieser Adress-Liste sind alle diejenigen VdS Mitglieder gelistet, die sich dazu bereit erklären, Einsteigern mit Rat und Tat zu helfen. Auf diesem Wege kommt die VdS auch auf regionaler Ebene zur Wirkung.
- Aus Datenschutz und Sicherheitsgründen wird nur der Name, die E-Mail Adresse und die Telefon-Nummer weitergegeben. Nähere Angaben sollen die Betreffenden nur unter sich austauschen.
- In der Datenbank ist gelistet: Name und Anschrift, wenn vorhanden welche Instrumente, Interessengebiet und evtl. welche FG usw.
- Es soll keine regelmäßige Verpflichtung zum gemeinsamen Beobachten/Arbeiten sein. Wenn sich so etwas ergibt, ist es schön - aber es soll bewusst ein unverbindliches Angebot von Mitglied zu Mitglied sein.
- Es soll mit dieser Liste keine Konkurrenz zu bestehenden Vereinen aufgebaut werden - obwohl auch Vereine in diese Liste aufgenommen werden können, wenn sie sich bereit erklären im Sinne dieses Projekts teilzunehmen.
Gedacht ist das ganze so:
- Über die VdS wird eine Datenbank erstellt in der alle Mitglieder aufgeführt sind, die sich zu einer solchen Zusammenarbeit bereit erklären
- Diese Liste ist nach PLZ sortiert - so sieht jeder Interessent wo er eine Ansprechperson finden kann.
Wenn es in anderen Fachgruppen schon eine solche Liste gibt oder bestehende Listen erweitert werden können, würde das die Arbeit natürlich erleichtern - ansonsten wird eine solche Liste über die FG Einsteiger-Betreuung erstellt. Der Zugriff sollte nur für VdS Mitglieder möglich sein. Mitglieder, die an diesem Projekt mitarbeiten wollen, möchten sich direkt an Herrn H. J. Wulfrath HJWulfrath@aol.com wenden.
25 Jahre Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen
von Stefan Ueberschaer
Anfang der achtziger Jahre veranstaltete die Astronomische Arbeitsgemeinschaft Bochum in Zusammenarbeit mit dem dortigen Planetarium die erste Herbsttagung der Amateurastronomen. Wer hätte damals gedacht, daß sich diese seitdem jährlich stattfindende Veranstaltung innerhalb des nächsten Vierteljahrhunderts zu einer der erfolgreichsten astronomischen Institutionen entwickeln würde?
die dabei gewonnenen Erfahrungen weitergeben. Die BoHeTa versteht sich aber auch als Plattform für Profiastronomen, die Einblicke in aktuelle Forschungsarbeiten geben. Später wurde das Organisatorenteam durch Prof. Wolfhard Schlosser vom astronomischen Institut der Ruhr-Universität Bochum ergänzt, und die BoHeTa zog in den Hörsaal der Medizinischen Fakultät der Ruhr-Universität um.
Im Laufe der Zeit veränderte sich einiges an der liebevoll ,,BoHeTa" genannten Tagung. Schon von Anfang an verstanden die Organisatoren dieses Treffen als eine Schnittstelle zwischen Amateurund Profiastronomen. Der Schwerpunkt des Vortragsprogramm liegt klar bei den Beiträgen der Amateurastronomen, die ihre fotografischen und visuellen Beobachtungsergebnisse vorstellen und
Abb. 1: M 81 in Schwarz-Weiß im Jahr 1985. 300/6000 mm Schiefspiegler bei 3600 mm Brennweite (Focalreducer), 120 Minuten belichtet auf Kodak TP2415 hypersensibilisiert, visuell mit Off-AxisGuider nachgeführt. Bildautoren: Spiegelteam
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Abb. 2: M 81 in Farbe im Jahr 2005. 380/1750 mm Newton, SBIG ST10XME mit CFW8, LRGB-Komposit (L=6x600s, R=5x600s, G=2x600s, B=3x600s). Bildautoren: Spiegelteam
Zu Beginn der diesjährigen BoHeTa begrüßten Peter Riepe (Astronomische Arbeitsgemeinschaft Bochum und Fachgruppe Astrofotografie der VdS), Dominik Bomans (Astronomisches Institut der Ruhr-Universität) und Susanne Hüttemeister (Planetarium Bochum) stellvertretend für die vielen ehrenamtlichen Helfer die etwa 300 angereisten Sternfreunde aus dem Bundesgebiet und dem angrenzenden Ausland. Otto Guthier bedankte sich für die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) bei dem Organisationsteam und wünschte den Teilnehmern eine interessante Tagung. Das 25-jährige Bestehen der BoHeTa nahm Eberhard Bredner zum Anlaß, auf seine 25-jährige Aktivität in der Beobachtung von Sternbedeckungen zurückzublicken. In seiner unterhaltsamen Art schaffte er es, die Zuhörer mit Videoaufnahmen eines schwachen Lichtpunktes, der dann ,,nur" für ein paar Sekunden verschwindet, zu faszinieren. Mit Hilfe der Videobeobachtung und Zeiterfassung gelingt es Bredner so, einen Beitrag zur präzisen Vermessung der Größe und Form von Kleinplaneten oder dem Mondrandprofil zu leisten. Bredner rief die Sternfreunde auf, sich an den Beobachtungsaufrufen der International Occultation Timing Association (IOTA ES) [1] zu beteiligen, um so die Genauigkeit der Beobachtungsauswertungen zu steigern. Einen weiten Blick zurück zu den Anfängen der Astrofotografie im 19. Jahrhundert
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wagte Petra Meyer. Hierbei wurde deutlich, wie die rasante Entwicklung der Fotografie und die Abbildung von bisher nicht erreichbaren schwächsten Himmelsobjekten die Entwicklung der modernen Astrophysik maßgeblich mit beeinflußten. Stefan Ueberschaer nahm die Zuhörer mit auf eine fotografische Reise entlang der Milchstraße am Sommer- und Herbsthimmel. Er fotografierte unter Vorstadtbedingungen von Erkrath-Hochdahl aus und während eines Urlaubes in den Dolomiten großflächige und teilweise sehr lichtschwache Emissionsnebel. Hierbei wurde den Zuhörern die große Anzahl von Himmelsobjekten bewusst, die mit Diafilm und Teleobjektiven selbst bei einem aufgehellten Himmel abgelichtet werden können [2]. Im anschließenden Fachvortrag berichtete Prof. Rolf Chini vom astronomischen Institut der Ruhr-Universität Bochum [3] über seine aktuelle Forschungstätigkeit zur Entstehung von massereichen Sternen und stellte seine ersten Ergebnisse vor. Hierzu fotografierte er mit dem Very Large Telescope der ESO die Zentralregion des Omeganebels und untersuchte Akkretionsscheiben um Sterne. Chini stellte einen Materiefluß von den Akkretionsscheiben zu den jeweiligen Zentralsternen und somit eine Masseanreicherung der Sterne fest. Während der folgenden Mittagspause gab es die Gelegenheit zur Besichtigung des astronomischen Instituts.
Das Internet als Informationspool rund um die Astronomie ist jedem Sternfreund bekannt. Dass über das Internet aber auch Astrofotografie möglich ist, war bisher nur wenigen Amateurastronomen bekannt. Sighard Schräbler beschäftigte sich mit der Benutzung von Internetteleskopen. Einige Sternwarten bieten Interessierten die Möglichkeit an, sich in eine Warteliste mit ihren Wunschobjekten einzutragen, die dann später mit einem automatischen Teleskop fotografiert werden. Überraschend war vor allem, daß einige Sternwarten diesen Service kostenlos anbieten, was sich dann aber auch in der Länge der Wartelisten bemerkbar macht. Anhand eines Objektes verglich Schräbler die Leistungsfähigkeit verschiedener ferngesteuerter Teleskope [4]. Mit der Spektralbeobachtung beschäftigt sich Bernd Hanisch. In seinem Vortrag stellte er seine ersten Erfahrungen bei der Untersuchung von spektroskopischen Doppelsternen und die Ermittlung der Doppelsternbahnen vor. Dem Charme von historischen Linsenteleskopen erlagen Wolfgang Steinicke und Stefan Binnewies. Sie berichteten von ihren Besuchen bei Sternwarten in Europa mit Riesenteleskopen aus vergangenen Epochen. Mittelformatdias und Erläuterungen zu den jeweiligen Sternwarten, Teleskopen und damit gemachte herausragende Forschungsergebnisse ließen den Wunsch aufkommen, selbst mit den Geräten zu beobachten. Thomas Eversberg erfüllte sich mit dem Bau einer eigene Sternwarte seinen Jugendtraum. Die Sternwarte wurde in Anlehnung an ein astronomisches Institut ,,Schnörringen Telescope Science Institute" (STScI) [5] getauft. Eversberg berichtete nicht nur über die gelungene Errichtung der Schiebedachsternwarte, sondern wies auch auf mögliche Fehlerquellen
Abb. 3: Blick in den Hörsaal während des 3-DVortrages
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Abb. 4: Nebelreichtum entlang der Sommermilchstraße: Lagunennebel, Trifidnebel und Emissionsnebel Sh2-22, Sh2-29 und Sh2-34. 300/5,6 mm Teleobjektiv, 40 Minuten belichtet auf Kodak E200
hin, die im Publikum für Heiterkeit sorgten und über die er inzwischen selbst lachen kann. So sollte zum Beispiel bei der Montierungsausrichtung mit einer Zeigeruhr die Sommerzeit berücksichtigt werden, um die Abweichung der Polachse zum Himmelspol gering zu halten. Erste mit einem Spalt-Spektrographen angefertigte Sternspektren ließen das hohe Arbeitsniveau des Sternwartenteams erahnen. In eine ganz andere Dimension nahm Bernd Gährken die Tagungsteilnehmer mit. Durch verschiedene Verfahren erzeugte er dreidimensionale Bilder von Mars und der Mondoberfläche, die teilweise mit farbigen 3-D-Brillen sehr plastisch wirkten. Über das konkrete Verfahren zur Erzeugung von 3-D-Bildern mit eigenen Aufnahmen äußerte sich Gährken nur äußerst knapp [6]. In der Astroszene ist seit Jahren HansGünter Diederich bekannt für seine exotischen Projekte wie die Beobachtung von Jets aus aktiven Galaxienkernen, die er regelmäßig auf Tagungen vorstellt. Otto Guthier von der Vereinigung der Sternfreunde e.V. und Norbert Stapper als Laudator ehrten den wegen einer Reise verhinderten Hans-Günter Diederich mit der Verleihung der VdS-Medaille für
seinen unermüdlichen Einsatz für die Amateurastronomie. Totale Sonnenfinsternisse finden nur äußerst selten vor der eigenen Haustür statt, und entsprechend muß man diesem faszinierenden Himmelsereignis hinterher reisen. In zwei Beiträgen beschrieben Werner Celnik, Otto Guthier und Uwe Reimann ihre Fahrt mit Geländewagen vom Rheinland über das Mittelmeer bis Libyen, um dort in der Wüste die verfinsterte Sonne am 29. März 2006 beobachten und fotografieren zu können. Neben dem astronomischen Ereignis wurden ausführlich die Landschaft und die libysche Kultur vorgestellt. Mit einem weiteren Rückblick wurde die diesjährige Bochumer Herbsttagung beendet: Bernd Flach-Wilken und Volker Wendel vom Spiegelteam [7] präsentierten Astrofotografien aus ihrer inzwischen etwa 20-jährigen Aktivität. Neben beeindruckenden Aufnahmen wurde vor allem deutlich, wie sich der Fortschritt bei den Aufnahmeverfahren und der Instrumententechnik in den immer besser werdenden Fotografien niederschlug. Peter Riepe bedankte sich zum Tagungsende bei den Besuchern, Referenten und ehrenamtlichen Helfern für ihr reges Interesse
und lud zum gemütlichen Tagungsausklang in eine nahegelegene Gaststätte ein. Parallel dazu bot Susanne Hüttemeister einen Besuch des Bochumer Planetariums an, wo großformatige 3-D-Bilder der Raumsonde Mars-Express ausgestellt sind. Die nächste Bochumer Herbsttagung wird voraussichtlich im November 2007 stattfinden. Der Termin wird auf der Homepage [8] bekannt gegeben.
Interessante Links zu den Vorträgen: [1] International Occultation Timing
Association: http://www.iota-es.de [2] Stefan Ueberschaer: http://www.astrofoto.
net [3] Astronomisches Institut der Ruhr-
Universität Bochum: http://www.astro. ruhr-uni-bochum.de [4] Sighard Schräbler: http://de.geocities.com/ bywireastro/ [5] ,,Schnörringen Telescope Science Institute" (STScI)/Thomas Eversberg: http://www. stsci.de [6] Bernd Gährken: www.astrode.de/boheta06. htm [7] Spiegelteam: http://www.spiegelteam.de [8] Bochumer Herbsttagung: http://www. boheta.de
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Astronomers Paradise - eine Feriensternwarte auf La Palma
Die erste Januarwoche des neuen Jahres war in astronomischer Hinsicht ein Wechselbad der Gefühle. Viele Sternfreunde werden sich erinnern, wie sie am Horizont oder am 13. bis 15. Januar am Taghimmel nach dem Kometen McNaught Ausschau hielten, der sich auch mir nur für knapp vier Minuten am Abend des 8. Januar eindrucksvoll zeigte. Nicht wenige Amateurastronomen haben dieses Schauspiel wegen des Wetters
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Abb. 1: Die Casa Rosabel von Süden gesehen
verpasst und auch bei mir fielen schon viele astronomische Unternehmungen zur Neumondzeit aufgrund der vielen Wolken aus. Eine der Lösungen wäre ein Astrourlaub in südlichen Gefilden mit einer gewissen Wettergarantie in halbwegs erreichbarer Nähe. Für mich ist es die Insel La Palma, die bei 28 Grad nördlicher Breite auch für den Südhimmel Objekte über den Horizont bringt, die es hier gar nicht oder nur sehr erschwert zu beobachten gibt. Das leidige Problem besteht oft in dem noch zulässigen Gepäck: Bei einer 20 Kg Freigepäckgrenze können eine Montierung mit Leitfernrohr und Teleobjektiven für die Astrofotografie schnell zu knapp werden. Auf La Palma gibt es aber eine bequeme Lösung: die Feriensternwarte von Göran Hosinsky!
Sie liegt im eher klimatisch begünstigten Nordwesten der Insel, etwas oberhalb des Ortes Tijarafe auf 750 Meter über dem immer sichtbaren Meer. Das in altkanarischem Stil errichtete Ferienhaus - die Casa Rosabel - besteht eigentlich aus drei kleinen Häusern, die
Abb. 3: M 8 und M 20
Abb. 2: Der 10-Zoll Schmidt-Newton
sich eng um einen überdachten und gefliesten Innenhof gruppieren. (Abb. 1) Auf der Südterrasse kann auch beobachtet werden, doch ca. 50 Meter vom Haus entfernt steht gut gegen die wenigen Lichtquellen der Umgebung abgeschirmt eine sehr stabile Betonsäule, die eine EQ-6 Montierung trägt, auf der sich ein 10 Zoll f/4 Schmidt-Newton von MEADE befindet. (Abb. 2) Bei der GOTO-Steuerung handelt es sich um einen Vixen Skysensor 2000. Alternativ kann auch ein 75 mm Polarex Refraktor benutzt werden und auch eine MEADE LX 55 GOTO-Montierung steht zusätzlich zur Verfügung. Nur wenige Meter daneben hat Göran Hosinsky ein kleines Gartenhaus errichtet, in dem tagsüber das Teleskop lagert. Außerdem findet hier der beobachten-
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de Astronom alles, was er in der Nacht brauchen könnte. Neben Atlanten, Beobachtungsbüchern und anderer sinnvoller Literatur (Karkoschka, Deep-Sky Führer, Night Sky Observer`s Guide etc.) gibt es einen rot beleuchteten Okularkoffer mit verschiedenen Plössl Okularen und einem beleuchteten Fadenkreuzokular. Auch an notwendigen Werkzeug und einem 70 mm Leitrefraktor fehlt es nicht. An einem kleinen Schreibtisch kann man sich die nötigen Notizen etc. machen oder andere Dinge abstellen , wie z. B. mal eine Tasse Kaffee. Sehr aufmerksam ist die Beleuchtung der Hütte gestaltet: Rotlicht und Weißlicht je nach Bedarf, ein Weißlicht für die Außenbeleuchtung und eine mit einer rotgefärbten Glühbirne versehene Schreibtischlampe geben der Hütte einen besonderen Clou! Umgeben ist das Teleskop von einigen Quadratmetern grünem Kunstrasen, die ein Herabfallen von Ausrüstungsteilen nicht
gleich zu einer großen Tragödie werden lassen. Außerdem befindet sich an der Säule auch ein 220-Volt Anschluss, so dass z. B. ein Abfönen des Taus von der Schmidtplatte ohne Probleme möglich ist, denn auch an einen Fön hat Göran in seiner Astrohütte gedacht! Von der Casa Rosabel führt ein kleiner Weg, der durch weiße Steine gekennzeichnet ist, so dass man auch nachts den Weg ins Ferienhaus bzw. Bett zurückfindet, durch Görans Obstbäume. Wer sich bei Göran einmietet, darf auch unentgeltlich den Gemüsegarten, die Obstbäume und den Hühnerstall nach Dingen, die das kulinarische Wohlbefinden steigern können, durchsuchen. Das in reinster Biokultur gezogene Gemüse schmeckt wirklich wunderbar und ist von erstaunlicher Vielfalt. Und Dank des milden Kanarenklimas sind immer irgendwelche Früchte reif. Und wenn es trotzdem mal ein Problem gibt, hilft Göran schnell und unkompliziert aus - sei dass er Sachen in seiner großen
Abb. 4: Die Observatorien auf dem Roque de los Muchachos im Abendlicht
Werkstatt repariert oder dass er die nachts gewonnenen Daten auf DVD brennt. Für aktuelle Informationen sei hier nur auf Görans Homepage verwiesen: www.8gh. com
Erste Vorbereitungen Zu Beginn einer Beobachtungsnacht muss zuerst die große Plane von der Montierung entfernt werden, um dann aus der Hütte den 10 Zöller hervorzuholen und ihn auf der Montierung zu befestigen. Dann muss der Skysensor gestartet und kalibriert werden. Für Beobachter, die noch nicht mit dem Skysensor vertraut sind, hat Göran eine Schnellanleitung wie auch die ausführliche Beschreibung des Skysensors in der Beobachtungshütte liegen. Dabei sollte man genau beachten, welchen Nachführmodus der Skysensor zeigt, denn mir ist es leider passiert, dass der Skysensor noch altazimutal nachführte. Die Folge waren - besonders in der ersten Nacht - leider mehr oder weniger elliptische
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Abb. 5: NGC 7000
Sternchen. Auch verzeiht es die ansonsten sehr gut eingescheinerte EQ-6 nicht , wenn ein schweres Teleobjektiv sie aus dem Gleichgewicht bringen wollte, so dass im Nachführokular einige Pendelbewegungen zu verzeichnen waren. Auf das GOTO habe ich schnell verzichtet, da ich die fraglichen Objekte meistens schneller als der Skysensor einstellen konnte. Sehr hilfreich ist auch der grüne Laser, mit dem man schnell kontrollieren kann, ob das gesuchte Objekte gefunden ist, denn der Kontrast des Himmels ist auf La Palma so hervorragend, dass es z. B. in der Milchstraße ohne Probleme möglich ist anhand der Dunkelwolken oder
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anderer markanter Strukturen Objekte, die mit bloßem Auge nicht sichtbar sind, zu finden. So ist ,,Barnards Zigarre", die zu IC 5146 - dem Cocoon-Nebel - führt, problemlos zu erkennen!
Die (fotografischen) Beobachtungen Bewusst hatte ich im Oktober 2006 den Schwerpunkt auf die Fotografie von Milchstraßenobjekten mit einem 300 mm Teleobjektiv gelegt, um der Canon 350D (ohne IR Sperrfilter) die Möglichkeit zu geben, ihre Vorteile bei der Ablichtung von (roten) Nebelgebieten auszuspielen. Im Oktober steht die Milchstraße im Schützen auf La Palma noch so hoch
über dem Horizont, dass die ersten Fotos gleich nach Ende der schnell beendeten Dämmerung geschossen werden können. Wenn man dann bis zur Morgendämmerung durchhält, sind auch viele Objekte des Winterhimmels zu sehen. So steht der Orion bei der Morgendämmerung nahezu im Meridian, so dass in den Herbstnächten von der Sommermilchstraße bis zur Wintermilchstraße alle relevanten Objekte im Verlaufe der Nacht an einem vorbeiwandern und so auch fotografiert werden können! Beeindruckend ist wirklich die sehr gute Durchsicht - besonders für lichtgeplagte Mitteleuropäer! M 33 mit bloßen Auge und mit direktem Sehen war mir bis jetzt auch nicht vergönnt - auf La Palma war dies aber gleich an mehreren Abenden hintereinander kein Problem. Und als Bonbon erschien am Abend des 24. Oktober ein diffuses, aber deutlich sichtbares Wölkchen unterhalb des Bootes, das sich dann als der Komet SWAN bei seinem Helligkeitsausbruch herausstellte. Nachteilig wirken sich aber im Herbst die zum Teil tiefliegenden Wolken aus, so dass man zum Teil mitten in ihnen steckt oder die Wolkenunterkante nur einige Meter über dem dann etwas gefrusteten Beobachter liegt. Aber diese Wolken können sich oft in wenigen Minuten vollkommen verziehen. Zeitweise liegt auch eine so feine Dunstschicht am Himmel, dass man den Kontrastverlust erst bei horizontnahen Sternen als kleinen Lichthof wahrnimmt, während es nahe des Zenits wunderbar klar zu sein scheint. Nur die Fotos zeigen dann um die hellsten Sterne Lichthöfe, die die Spektralklassen deutlich zeigen. Unfreiwilligerweise entstehen dann die Bilder, die an den schönen Bildband von Eckhard Slawik (Atlas der Sternbilder) erinnern, nur dass hier die Natur den Weichzeichner umsonst lieferte. Jedoch sind in den Sommermonaten derartige Wetterlagen eher selten, wie Göran nach mehreren Jahrzehnten La Palma Erfahrung sagte. Durch die große Zahl klarer Nächte kann es passieren, dass man in einer Woche La Palma genauso viele Objekte fotografiert wie in einem Jahr in Deutschland - nur dass auf der Kanareninsel die Durchsicht und auch die Temperaturen ( im Herbst in der Morgendämmerung auf 750 Metern über dem Meer noch angenehme 16 Grad Celsius) wesentlich angenehmer sind. Während meine 350D in Deutschland schnell ein etwas diffuses und von Lichtverschmutzung beeinträchtigtes Bild
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STRINGTHEORIE
Abb. 6: NGC 253
zeigt, ist der Anblick des gerade belichteten Bildes auf dem Kamerabildschirm schon eine Offenbarung - auf den ersten Blick fast mit den in der Literatur abgebildeten Fotos vergleichbar, was Farben und Kontrast angeht. Unvergesslich wird immer der Moment bleiben, als die 350D auf La Palma das erste Bild nach dem internen Dunkelbildabzug zeigte: einen wunderbar kontrastreichen und deutlich roten bzw. rot-blauen M 8 und M 20 (Abb. 3) Alle gezeigten Astrofotos sind mit einem 300 mm Teleobjektiv und der angeschlossenen Canon EOS 350D ohne den IR Sperrfilter bei einer Empfindlichkeit von 800ASA gemacht worden. Die Bilder wurden nur durch ein leichte Verschiebung (,, Form") der Gradationskurve bearbeitet. Übrigens ist es aufgrund Görans guter Beziehungen als ehemaliger Mitarbeiter des schwedischen Sonnenobservatoriums auf La Palma möglich auch Beobachtungen auf dem Roque de los Muchachos in über 2400 Meter Höhe zu vermitteln, wo dann Görans transportable LXD 55 Montierung mitgenommen werden kann. Auf dem Roque inmitten der Profisternwarten zu beobachten hat natürlich ein besonderes Flair! Besonders eindrucksvoll ist es den Wechsel von der schon eindrucksvollen Abenddämmerung in den noch beeindruckenderen Nachthimmel zu erleben. (Abb. 4)
Abb. 7: Der Pferdekopfnebel
,,MOS, hier steht in SuW auf Seite 39: >... die Enden eines bestimmten Strings lägen alle auf einer zweidimensionalen Fläche
...< !" ,,Mein lieber KOS, ich kann das nicht unbedingt bestätigen...!"
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Wanderer, kommst du nach Brandenburg...
von Sanne M. Hoffmann
Abb. 2: Großer Doppelrefraktor auf dem Telegraphenberg. Erbaut 1899 von Steinheil/Repsold; Öffnung 80 cm/50 cm (viertgrößte Linse weltweit); Brennweite 12,2 m/12,5 m. (Foto: AIP Archiv, R. Arlt)
Abb. 1: Hauptgebäude des ehemaligen Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam (AOP). Lage: Telegraphenberg Potsdam, zentrumsnah Nordwest. (Foto: AIP Archiv, R. Arlt)
Anno domini 1846: Der französische Astronom Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) wendet sich Hilfe suchend an die berühmte Berliner Sternwarte. Sein Anliegen: Die Bitte um Beobachtung eines Himmelsfelds, in dem er einen ,,neuen" Planeten postuliert. Einer der versiertesten Beobachter der damaligen Zeit, Johann Gottfried Galle, findet noch am Abend der Ankunft des Briefes den letzten großen Planeten des Sonnensystems, Neptun.
Doch wo ist sie heute, die Astronomie in Berlin? Hier ein kleiner Rundgang zu den bedeutendsten Sehenswürdigkeiten für Teleskopliebhaber - oder hätten Sie sonst gewusst, dass es im Berliner Raum vier der größten Refraktoren der Welt und einige Kuriositäten gibt? Die kleine Zusammenstellung zeigt: Der reisende Astronom erlebt in Berlin ein üppiges Astro-Programm, auf Wunsch natürlich ergänzbar durch den Besuch in einem der vier Planetarien, der unzähligen Museen und der sonstigen Kulturlandschaft.
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Abb. 4: Großer Refraktor der ArchenholdSternwarte. Lage: Berliner Stadtpark (Treptow), zentrumsnah, südöstlich; Öffnung 70 cm (abgeblendet 68 cm), Brennweite 21 m (Weltrekord!); Doppelgabelmontierung im Freien, erbaut 1896 von Steinheil/Hoppe für den Publikumsbetrieb. (Foto: H. Einsporn)
Abb. 3: Der Einsteinturm auf dem Telegraphenberg. Erbaut 1924, Zeiss-Objektiv 60 cm, Brennweite: 14,4 m; Sonnenobservatorium mit unterirdischem Labor; Architekt des Gebäudes (Designer-Objekt mit einmaliger Architektur!): Erich Mendelsohn. (Foto: S. M. Hoffmann 2004)
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Abb. 5: Hauptgebäude des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP), am Nordrand von Babelsberg gelegen. (Foto: AIP Archiv, R. Arlt)
Abb. 6: Großer Refraktor in Babelsberg. Erbaut 1913 von Zeiss; Öffnung 65 cm, Brennweite 10,1 m. (Foto: AIP Archiv, R. Arlt)
Abb. 7: Bamberg-Refraktor der Wilhelm-Foerster-Sternwarte (WFS). Lage: Insulaner (Trümmerberg), Berlin-Schöneberg; erbaut nach dem 2. Weltkrieg für die volkstümliche Astronomie in Westberlin (Vereinsgründung 1947). Der Refraktor wurde 1889 für die alte UraniaSternwarte gebaut; Öffnung: 31,4 cm, Brennweite 5 m. (Foto: Archiv WFS)
Abb. 8: Brachymedial-Refraktor in Rathenow Lage: westlich von Berlin, Schulhof der Bruno-H.-Bürgel-Gesamtschule Rathenow; erbaut um 1960 von dem Ingenieur und Hobbyastronomen E. Rolf; Öffnung 70 cm, Brennweite 20,6 m, Tubuslänge 10,15 m. (Foto: S. M. Hoffmann 2006)
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100 Jahre Volkssternwarte Regensburg
Die älteste Volkssternwarte Bayerns feiert ihr Jubeljahr mit sehenswerten Veranstaltungen und einer hochkarätig besetzten Vortragsreihe
von Dr. Jürgen Kemmerer
Archäologe betätigte. Das Astrolabium zeigt auf der Vorderseite eine orthografische Abbildung der Himmelskugel. Es wurden damit die Sonnenhöhen um die Mittagszeit vermessen, um die Sonnenwendtage (Solstitien) und die Tagundnachtgleichen (Äquinoktien) zu bestimmen.
Abb. 1: Die Volkssternwarte Regensburg inmitten der Stadt
1630 Wer durch die Gassen der Stadt wandert, kommt am Keplerhaus vorbei, das zu einem Museum ausgebaut wurde. Kepler hat astronomisch in Regensburg nicht gewirkt. Er kam 1630 in die Stadt zum dort tagenden Reichstag, um Rechtsansprüche persönlich vorzutragen. Nicht einmal eine Woche nach seiner Ankunft verstarb er, wozu die anstrengende Reise das ihre beigetragen hatte. Eine Gedenkstätte gibt Zeugnis vom wohl größten Astronomen seiner Zeit.
Wir schreiben das Jahr 2005. Es ist üblich, Geburtstage zu feiern, und ganz besonders, wenn es sich um Jubiläen einer seltenen Art handelt. Genau das ist in Regensburg passiert. Das 100-jährige Bestehen einer Sternwarte für die Öffentlichkeit ist wohl Anlass genug, einen festlichen Höhepunkt dem anderen folgen zu lassen. Von den Köpfen der Mitglieder des ,,Vereins der Freunde der Sternwarte Regensburg e.V." stiegen bei den Vorbereitungen diverse Rauchwölkchen von den Köpfen auf, aber schließlich war die Farbe weiß und die Ideen für die Geburtstagsfeier ausgewählt. Dieser kleine Bericht soll Wissenswertes und Merkwürdiges über den geschichtlichen Hintergrund der Volkssternwarte und die vielfältigen Aktivitäten der rührigen Sternfreunde in der wunderschönen Hauptstadt der Oberpfalz offenbaren. Beginnen wir einige Jahrhunderte vor unserer Zeit, als alles anfing. Es war einmal ein Gelehrter mit Blick für die Weiten des Kosmos ...
Wilhelm von Hiersau einer kleinen Sternwarte mit verschiedenen Beo bachtungsinstrume nten. Eines davon, das Regensburger Astrolabium, kann heute im Stadtmuseum bewundert werden. Erwähnt wurde es bereits vom Geschichtsschreiber Bernold von Konstanz. Es war lange Zeit verschollen und wurde in gut erhaltenem Zustand Ende des 18. Jahrhunderts von Pater Bernhard Stark wiederentdeckt, der sich als
Astronomie in Regensburg 11. Jh. Bereits im 11. Jahrhundert - so wird es überliefert - erfreute sich der Gelehrte
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Abb. 2: Astrolabium im
Regensburger Stadtmuseum
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1700 Als nächstes ist auf den Jesuitenpater Nicasius Grammaticus zu verweisen, der um 1700 Sonnen- und Mondtafeln zeichnete. Diese zählen zu den besten der damaligen Zeit.
1762 begann für die Stadt die Hochzeit ihrer astronomischen Geschichte. Frobenius Forster wurde Fürstabt von St. Emmeram. Er gründete 1770 eine Lehranstalt, die mit einem Spiegelfernrohr und einem Refraktor ausgerüstet wurde. Auch gab es unter ihm erstmalig physikalische Versuche im Unterricht.
1812 Als ,,Vater" der Sternwarte zu Regensburg kann Pater Placidus Heinrich bezeichnet werden, der als Erster regelmäßige wissenschaftliche Beobachtungen durchführte (Ende 18. und Anfang 19. Jahrhundert). St. Emmeram wurde 1812 auf Grund der Säkularisierung aufgelöst. Jedoch gab der Fürst von Thurn und Taxis den Bau eines Beobachtungsturms im fürstlichen Hofgarten für Heinrich in Auftrag. Hier, im so genannten Placidusturm, konnte er seine Arbeit fortführen.
1902 - 1905 Von 1902 bis 1905 wurde am Ägidienplatz die heutige Sternwarte errichtet als Lehrsternwarte des königlichen Lyzeums mit Prof. Dr. Karl Stöckl (1873 - 1959) als Leiter. 1920 wurde sie der Öffentlichkeit zugänglich gemacht und wurde so zur ersten Volkssternwarte Süddeutschlands. Die Ausrüstung bestand aus einem sechszölligen Linsenfernrohr, das bis in die 1980er Jahre seinen Dienst tat. Professor Hess folgte Prof. Stöckl nach, und bis 1976 hatte Herr Alois Menath die Leitung inne.
Abb. 3: der mittlerweile abgerissene Placidusturm
Galaxienhaufen und die Entstehung und Entwicklung des Weltalls wird in verständlich aufbereiteten Vorträgen und anschaulichen Präsentationen den Zuhörern vermittelt. Ebenso werden Themen aufgegriffen, mit denen jeder Einzelne täglich zu tun hat. Beispielhaft seien hier der Aufbau der Atmosphäre und in diesem Zusammenhang das Erdklima bzw. das Wetter genannt.
Ein gern diskutiertes Thema stellt der Treibhauseffekt dar. Positiv zu erwähnen bleibt noch die Einhaltung der didaktischen und pädagogischen Grundsätze. Der interessierte Laie wird ,,vom einfachen Fall zur komplexen Darstellung" geführt und von der ,,allgemeinen Erklärung zu spezifischen Kenntnissen" geleitet. Im Hörsaal ist eine moderne Multimedia-Anlage installiert, die den Besucher einsteigen lässt zu einer Reise in ferne Welten. Die Faszination des Weltalls wird hier hautnah erlebbar. Ausstellungsräume mit Bildern und Modellen laden ein zum Verbleib und lassen die grenzenlose Weite spüren.
Damit die Praxis nicht zu kurz kommt, steht in der Sternwarte ein umfangreiches Instrumentarium zur Beobachtung und für die Himmelfotografie zur Verfügung. Neben einem Refraktor und zwei Celestron-Spiegelteleskopen, können ein Newtonreflektor und ein Coronado (Protuberanzenfernrohr zur Sonnenbeobachtung) genutzt werden. Eine Schmidtkamera und eine Flat-Field-Kamera ergänzen die Ausstattung. Die mitten in der Stadt gelegene Beobachtungsplattform verführt dazu, ein Fernrohr auf den greifbar nahen Dom zu richten. Man meint, über die Dächer der Altstadt wandern zu können. Und darüber spannt sich das Sternenzelt. Unter sachkundiger Anleitung werden die zur Jahreszeit passenden Himmelsobjekte beobachtet. So werden Theorie und Praxis auf ideale Weise verbunden.
1976 kam es zur Gründung des Vereins der Freunde der Sternwarte Regensburg e.V. Überdies steht den Mitgliedern seit nunmehr über zehn Jahren eine Außenstelle im Bayerischen Wald für Beobachtungen zur Verfügung.
Das Motto der Volkssternwarte: Astronomie verstehen Die Volkssternwarte Regensburg versteht sich als Bildungseinrichtung, die zwischen astronomischer Forschung und dem interessierten Bürger eine Brücke schlägt. Die Erkenntnisse der Forscher über das Sonnensystem, die Milchstraße, ferne
Abb. 4: Die Außenstelle der Volkssternwarte Regensburg im Bayerischen Wald
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Vielfältige Aktivitäten der ehrenamtlichen Mitglieder des Vereins In Zusammenarbeit mit der Fachholschule Regensburg, werden sowohl im Sommerals auch im Wintersemester Vorlesungen in Astronomie angeboten. Hier sind auch Klausuren zu schreiben, deren Note in das jeweilige Studium eingebracht werden kann. Regelmäßig wird der Verein von Schulen in Regensburg und Umgebung eingeladen, einen Beobachtungsabend zu organisieren. Die rege Beteiligung der Eltern der Schüler spricht hier eine deutliche Sprache. Neben den wöchentlich stattfindenden Vorträgen, stehen Sonderführungen für geschlossene Gruppen auf dem Programm. Auch in der Stadt weilende Gäste lädt man gerne in die Volkssternwarte ein, um ihnen etwas Besonderes zu bieten. Möchte jemand auf einem anderen Kontinent die Verbindung zur Heimat nicht missen, kann er dies zum Beispiel in Namibia tun. Denn dort befindet sich die Internationale Amateursternwarte (IAS), an der die Regensburger mit Engagement beteiligt sind.
Ein Grund zum Feiern: 100 Jahre Volkssternwarte So ein Ereignis darf nicht ungenutzt vorüber gehen. Die Vereinsmitglieder unter ihrem rührigen Vorsitzenden Dr. Andreas Segerer, organisierten rund um die Astronomie Veranstaltungen, bei denen für jeden Geschmack etwas dabei war. Die Vortragsreihe eröffnete Prof. Dr. Hans-Walter Rix, Direktor des MPI für Astronomie in Heidelberg, mit ,,Schwarze Löcher - die hellsten Objekte des Universums". Dr. Jürgen Kemmerer, Dozent an der Fachhochschule in Regensburg, schloss sich an mit ,,Asteroiden als kosmische Katastrophenbringer". Neben einem gut besuchten Stand auf dem Bürgerfest, konnte man sich auch an einer Diashow in historischer Umgebung erfreuen, die vom Duo ,,Canto di Cosmo" musikalisch umrahmt wurde. Workshops über den Umgang mit dem eigenen Fernrohr, digitale Bildbearbeitung von Astrofotos und Fernglas-Astronomie rundeten das Angebot ab. In diesen Reigen fiel der Astronomietag mit dem Motto ,,Unsere Nachbarn im All". Die Freunde der Sternwarte präsentierten sich in Konjunktion mit einem ,,Tag der Offenen Tür". Der Besucherstrom reizte die Kapazitäten bis ins Letzte aus. Das Vortragsprogramm dieses Tages reichte von ,,Unser Sonnensystem" über Mars und Saturn bis zum aktuellen Sternenhimmel mit anschließender Beobachtung.
Als Resümee des Jubeljahres wurde später einstimmig festgestellt: Der nächste Jubiläum kann kommen. An der Realisierung neuer Ideen wird bereits gefeilt.
Abb. 5: Die Kuppel der Volkssternwarte mit dem 6"-Refraktor
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V O R S C H A U 155
Vorschau auf astronomische Ereignisse
Mai 2007 2. 12:09 5. 3:30
10.
6:27
13.
4:30
15.
00:15
17:05
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19.
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20.
24:00
22.
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23.
23:03
24:00
25.
1 Uhr
28.
0:01
2:00
30.
Juni 2007
1.
2:34
3:04
2.
23 Uhr
6.
2 Uhr
8.
13:43
9.
5 Uhr
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14.
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18.
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24 Uhr
19.
20.
2:47
21.
20:06
22.
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24.
0 Uhr
16:25
28.
0:30
30.
15:49
(alle Angaben ohne Gewähr! Zeitangaben für Ort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br.)
Vollmond Mond 3,8 Grad östl. Sco (Antares, 1,1 mag), Sternb. Scorpius Jupiter (-2,4 mag) 8,0 Grad nordöstl. des Mondes Letztes Viertel Mars (0,9 mag) 2,8 Grad westl. des Mondes Pluto (14 mag) 29 Bogensek. südl. des Sterns SAO 160888 (9,6 mag), Sternb. Sagittarius Mond in Erdnähe, Durchm. 33,5 Bogenmin. Neumond Venus (-4,1 mag) 2,3 Grad östl. des Mondes Mond 3,5 Grad südl. Gem (Pollux, 1,2 mag), Sternb. Gemini Mond bedeckt Saturn (0,4 mag), bis 21:27, Beginn kurz nach Sonnenuntergang! Erstes Viertel Mond 2,4 Grad östl. Leo (Regulus, 1,4 mag), Sternb. Leo Neptun (7,8 mag) wird rückläufig, Beginn d. Oppositionsschleife Mond in Erdferne, Durchm. 29,7 Bogenmin. Mond 3,0 Grad westl. Vir (Spica, 1,1 mag), Sternb, Virgo Kleinplanet 4-Vesta (5,4 mag) in Opp. zur Sonne, Sternb. Ophiuchus
Jupiter (-2,5 mag) 8,4 Grad nordöstl. des Mondes Mond 1,1 Grad südl. Sco (Antares, 1,1 mag), Sternb. Scorpius Vollmond Merkur (0,5 mag) evtl. Abendsichtbarkeit i.d. hellen Dämmerung Jupiter (-2,6 mag) in Opp. zur Sonne, Durchm. 45,8 Bogensek. Letztes Viertel Venus (-4,3 mag) in größtem östl. Winkelabstand von der Sonne: 45,4 Grad , Abendhimmel Mond in Erdnähe, Durchm. 32,8 Bogenmin. Venus (-4,3 mag) zieht am offenen Sternhaufen M44 vorbei, vgl auch morgen Kleinplanet 4-Vesta (5,7 mag) zieht 19 Bogenmin. nördl. an SAO 159846 (6,0 mag) vorbei, Sternb. Scorpius Neumond Venus (-4,3 mag) wird vom Mond bedeckt, Taghimmel, bis 17:39 Mond 3,0 Grad östl. Venus und 5,5 Grad westl. Saturn (0,5 mag), NW-Horizont Pluto (14,0 mag) in Opp. zur Sonne, Durchm. 0,11 Bogensek., Sternb. Sagittarius Mondrand 14 Bogenmin. südl. Leo (Regulus, 1,4 mag), Sternb. Leo Sommeranfang Erstes Viertel Uranus (5,8 mag) wird rückläufig, Beginn d. Oppositionsschleife Uranus 7 Bogenmin. südwestl. des Sterns 96 Aqr (5,6 mag), Sternb. Aquarius Mond in Erdferne, Durchm. 29,6 Bogenmin. Mond 4,7 Grad westl. Sco (Antares, 1,1 mag), Sternb. Scorpius Maximum Juni-Bootiden-Meteorschauer um 20 Uhr, beobachten ab ca. 23:30, Dämmerung! Vollmond
Juli 2007
7. 2 Uhr
18:54
9. 23:44
10.
ca. 2:32
11.
3:00
14.
14:04
17.
9:34
22.
8:29
10:45
25.
23:00
30.
2:48
Erde in Sonnenferne Letztes Viertel Mond in Erdnähe, Durchm. 32,3 Bogenmin. streifende Sternbedeckung durch den Mond, epsilon Arietis (5,2 mag), Mondnordpol, südl. einer Linie DillingenMarburg-Kassel-Braunschweig-Rostock-Zingst Mond 2,8 Grad östl. der Plejaden, Sternb. Taurus, NO-Horizont Neumond Mond bedeckt Leo (Regulus, 1,4 mag), Taghimmel!, bis 10:25 Erstes Viertel Mond in Erdferne, Durchm. 29,3 Bogenmin Jupiter (-2,4 mag) 6,8 Grad nördl. des Mondes Mond 2,7 Grad südöstl. Sco (Antares, 1,1 mag), Sternb. Scorpius Vollmond
August 2007 4. 1:54 5. 23:20 7. 1:30
4 Uhr
11.
0:16
13.
1:03
2. Nachth.
13 Uhr
16.
3 Uhr
19.
5:30
21.
1:54
4:00
22:00
25.
4:00
27.
2:39
28.
12:35
31.
2:12
Mond in Erdnähe, Durchm. 32,7 Bogenmin. Letztes Viertel Beginn Plejadenbedeckung durch den Mond, bis ca. 4:30 Jupiter (-2,3 mag) wird rechtläufig, Ende d. Oppositionsschleife Mond 3,7 Grad südl. Gem (Pollux, 1,2 mag), Sternb. Gemini Neumond Maximum Perseiden-Meteorschauer um 9 Uhr, bis zu 100 Meteore/Std. Neptun (7,8 mag) in Opp. zur Sonne, Durchm. 2,4 Bogensek. Mars (0,4 mag) zwischen Hyaden und Plejaden, Sternb. Taurus, Osthimmel, vgl. auch 15. und 17.8. Mond in Erdferne, Durchm. 29,1 Bogenmin. Erstes Viertel Kleinplanet 1-Ceres (8,7 mag) 16 Bogenmin. nördl. von Tauri (3,6 mag), Sternb. Taurus Mond 2,6 Grad südwestl. Sco (Antares, 1,1 mag), Sternb. Scorpius Kleinplanet 1-Ceres (8,7 mag) 22 Bogenmin. südl. von Tauri (3,7 mag), Stern. Taurus Uranus (5,7 mag) 14 Bogenmin. nordwestl. des Sterns Aqr (4,2 mag), Sternb. Aquarius Vollmond Mond in Erdnähe, Durchm. 33,2 Bogenmin.
September 2007 1. 3:00
3. 5:00 4.
4:32 23:39 5. 4:30
Kleinplanet 2-Pallas (8,9 mag) 6,8 Bogenmin. südöstl. von 35 Peg (4,8 mag), Sternb. Pegasus Mond 1,9 Grad westl. der Plejaden, Sternb. Taurus Kleinplanet 2-Pallas (8,8 mag) in Opp. zur Sonne, Sternb. Pegasus Letztes Viertel Mondrand 52 Bogenmin. südl. des Sterns Tauri (Elnath, 1,7 mag), Sternb. Taurus Kleinplanet 1-Ceres (8,5 mag) 6 Bogenmin. nordwestl. von 6 Tauri (5,8 mag), Sternb. Taurus
VdS-Journal Nr. 23
156 V O R S C H A U
Astronomische Veranstaltungen
gesammelt von Werner E. Celnik (alle Angaben ohne Gewähr!)
Sa, 5.5.2007
23. Astronomischer Tausch und Trödel
Treff (ATT) in Essen
Veranstalter: Walter-Hohmann-Sternwarte
Essen e.V.
Ort:
Gesamtschule Bockmühle,
Ohmstraße 32, 45143 Essen
Information: E-Mail: att@walter-
hohmann-sternwarte.de
Sa, 5.5.2007
Treffen der Fachgruppe ,,Dark Sky" im
Rahmen des ATT
Zeit:
14 Uhr
Ort:
Gesamtschule Bockmühle,
Ohmstr. 32, 45143 Essen
Veranstalter: VdS-Fachgruppe ,,Dark
Sky"
Information: Dr. Andreas Hänel,
ahaenel@uos.de, www.licht-
verschmutzung.de
Sa, 5. - So, 6.5.2007
10. Internationale Meteoriten Börse /
Workshop
Verkauf, Tausch, Informationen, verschie-
dene Vorträge, Meteoritenverlosungen,
Malwettbewerb für Kinder
Ort:
Gifhorn, Foyer des
Rathauses
Öffnungsz.: Sa. von 10 bis 18 Uhr, So.
von 11 bis 16:30 Uhr
Veranstalter: R. Bartoschewitz, Lehmweg
53, D-38518 Gifhorn
Information: Bartoschewitz.Meteorite-
Lab@t-online.de,
www.Meteorite-Lab.de
Sa, 12.5.2007
Veränderlichenbeobachter-Treffen in
Hartha/Sachsen, Beginn 9:30 Uhr
Am Vorabend bereits zwangloses
Zusammensein im Hotel ,,Flemmingener
Hof".
Ort:
Bruno-H.-Bürgel-Sternwarte
Hartha (Krs. Döbeln),
Töpelstr. 43
Information: zentrale@bav-astro.de,
Werner Braune, Münchener
Str. 26-27, 10825 Berlin,
Tel. 030-7848453.
Mi, 16. - So, 20.5.2007
Internationales Teleskoptreffen (ITV)
2007
Ort:
Campingpark Am Gederner
See, Am Gederner See 19,
VdS-Journal Nr. 23
63688 Gedern, am Südhang des Naturparks Hoher Vogelsberg, NEUER STANDORT ! Veranstalter: Martin Birkmaier Information: Martin Birkmaier, Gablinger Weg 9, D-86154 Augsburg, Tel. 0821-414081, E-Mail: info@teleskoptreffen.de Anmeldung: www.teleskoptreffen.de/itv, www.campingpark-gedern.de
Do, 17. - So, 20.5.2007
31. SONNE-Tagung der
VdS-Fachgruppe ,,Sonne"
mit Einführung in die Sonnenbeobachtung,
Fortbildungsveranstaltung für Lehrer,
Sonnenbeobachtung, Exkursion,
Erfahrungsberichten von Amateuren
sowie Fachvorträgen (Harald Lesch u.a.).
Ort:
Fachhochschule Rosenheim
/ Bayern
Veranstalter: VdS-Fachgruppe ,,Sonne",
in Zusammenarbeit mit der
Fachhochschule Rosenheim
Info und Klaus Reinsch, Gartenstr. 1,
Anmeldung: D-37073 Göttingen, E-Mail:
Sonnentagung2007@arcor.de,
www.sonnetagung.de
Fr, 25. - Di, 29.5.2007
26. Planeten- und Kometentagung
Ort:
Bruder-Klaus-Heim, Violau,
Nähe Augsburg
Kosten: bei Anmeldung bis zum 6.
Mai 2007 Preisnachlass
Info und http://violau.istcool.de,
Anmeldung: oder bei Wolfgang Meyer,
Martinstr. 1, 12167 Berlin
Sa, 2. - So, 3.6.2007
Kleinplanetentagung 2007
Ort:
Archenholdsternwarte in
Berlin Treptow
Veranstalter: VdS-Fachgruppe
,,Kleine Planeten"
Info und
Anmeldung: www.amateursternwarte.de
Sa, 30.6.2007
Tagung der Astrofotografen
Zeit:
10 bis 18 Uhr
Ort:
Westfälische Volkssternwarte
und Planetarium, Stadtgarten
6, D-45657 Recklinghausen
Veranstalter: VdS-Fachgruppe
,,Astrofotografie"
Information: http://astrofotografie.fg-vds.de Anmeldung und Tagungsbeiträge:
Peter Riepe, Lortzingstr. 5, 44789 Bochum, E-Mail: peter.riepe@gmx.net
Sa, 29.7. - Sa, 11.8.2007
Astronomisches Sommerlager (ASL)
2007
Das astronomische Jugendlager der VdS
Ort:
SLH Bauersberg/ Rhön
Veranstalter: Susanne M. Hoffmann
(oder VEGA) c/o
Info und www.vega-astro.de/
Anmeldung: sommerlager
Kosten: für VdS-Mitglieder ermäßigt
So, 29.7. - Sa, 18.8.2007
43. International Astronomical Youth
Camp (IAYC)
Ort:
Tremesek, Tschechische
Republik
Veranstalter: IAYC Workshop Astronomy
e.V.
Info:
Klaas Vantournhout,
Eninkstraat 21, B-8210
Loppem, Belgien,
Tel. (+32)-50-824140,
E-Mail: info@iayc.org,
www.iayc.org/next_camp.php
Campsprache: Englisch
Mo, 30.7. - So, 5.8.2007
Space Camp Hof
Astronomische Kinderfreizeit für Kinder
von 8-14 Jahren. Die astronomische
Kinderfreizeit der Jugendherberge Hof in
Zusammenarbeit mit der Sternwarte Hof
vermittelt Kindern einen Einblick in die
Welt der Sterne.
Ort:
Jugendherberge Hof
Veranstalter: Deutsches Jugendherbergs-
werk, in Zusammenarbeit
mit der AstroAG der
Hochschule Hof
Information: Tobias Feige, E-Mail:
tobias.feigel@fh-hof.de,
www.spacecamp-hof.de
www.spacecamphof.de/
www.jugendherberge.de/
jh/bayern/hof/programme/
reisen_teens/reise09936.
shtml.de
Mi, 8. - So, 12.8.2007 5. Amateur-Teleskoptreffen-Burgwald (ATB)
V O R S C H A U + H I N W E I S E 157
Ort:
35288 Wohratal-
Hertingshausen, Landkr.
Marburg-Biedenkopf
Veranstalter: Astronomie-Gruppe Lahn/
Eder e.V.
Info und www.astronomie-lahn-eder.de,
Anmeldung: E-Mail:
astronomie@onlinehome.de
Fr, 24.8.2007
6. Hofer Teleskoptreffen
Ort:
19 Uhr Treffpunkt in der
Sternwarte, nur bei klarem
Himmel. Danach Abfahrt
ins freie Feld zur gemeinsa-
men Beobachtung und zum
Erfahrungsaustausch.
Bitte Teleskope mitbringen,
falls vorhanden.
Information: Sternwarte Hof,
Egerländerweg 25, D-95032
Hof, Tel. 09281-95278, Fax:
09281-79217,
E-Mail:
info@sternwarte-hof.de/
sternwarte-hof.de
Sa, 1. - So, 9.9.2007 Urlaubswoche und VeränderlichenBeobachtung Veränderlichen-Beobachtung mit kompletter Information visuell und mit CCD, sowie Ausflugsprogrammen.
Ort: Information:
Kosten: Anmeldeschluss:
Kirchheim/Thüringen an der VdS-Sternwarte zentrale@bav-astro.de, Werner Braune, Münchener Str. 26-27, 10825 Berlin, Tel. 030-7848453. für VdS-Mitglieder reduziert
11. Mai 2007
Do, 6. - So, 9.9.2007
6. Amateur-Teleskoptreffen
,,mirasteilas"
Täglich Beobachtung, astronomischer
Flohmarkt am Samstag, 8.9., 10 Uhr im
Restaurant Encarna.
Veranstalter: Jose de queiroz
Ort:
Falera, Graubünden,
Schweiz
Info und Tel: 0041-81-9212555,
Anmeldung: Mobil: 0041-79-4059274,
E-Mail: teleskoptreffen@
mirasteilas.net,
www.mirasteilas.net
Sa. 20.10. - So. 21.10. 4. Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" auf der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl. Samstag 20.10. Vorträge und Besichtigung der Sternwarte Sonntag 21.10. Besuch der Astronomieausstellung Mannheim
Infos: Anmeldung u. Vorträge:
http://geschichte.fg-vds.de Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, 79224 Umkirch, Tel. 07665-51863, wolfgang. steinicke@vds-astro.de
Bitte schon jetzt vormerken:
Fr, 2. - So, 4.11.2007
VdS-Tagung und Mitgliederversammlung
Ort:
Zeiss-Planetarium Stuttgart,
Mittlerer Schlossgarten,
70173 Stuttgart
Veranstalter: Vereinigung der
Sternfreunde e.V., in
Zusammenarbeit mit dem
Zeiss-Planetarium
Information: Geschäftsstelle der
Vereinigung der Stern-
freunde e.V., Am Tonwerk 6,
D-64646 Heppenheim,
Tel. +49(0)6252-787154,
Fax +49(0)6252-787220, E-
Mail: service@vds-astro.de,
www.vds-astro.de
Vortragsanmeldungen:
Wolfgang Steinicke, Gottenheimer Str. 18, D-79224 Umkirch, Tel. +49(0)7665-51863, E-Mail: wolfgang. steinicke@vds-astro.de
Errata
In der letzten Ausgabe Nr. 22 unseres VdS-Journals haben sich leider einige Fehler eingeschlichen, die wir hier richtig stellen wollen. Die Redaktion bittet um Entschuldigung.
Im Beitrag von Jürgen Rendtel: ,,Die Orioniden in den Jahren 1979 bis 2005" auf Seite 83 ist statt der Abbildung 2 die Abbildung 1 doppelt wiedergegeben worden. Hier die beiden Abbildungen in korrekter Darstellung. Die Beiträge von Frank und Sarah Slotosch und von Gerald Willems sind unvollständig abgedruckt worden. Die Redaktion hat sich dazu entschlossen, diese Beiträge nochmals in voller Länge abzudrucken.
Wir bitten unsere Leser um Entschuldigung für diese Pannen. Wir geloben Besserung und sind bemüht in Zukunft solche Fehler zu vermeiden. Die Redaktion
Abb. 1: Verlauf der stündlichen Zenitrate (ZHR) der Orioniden, gemittelt aus Beobachtungen der Jahre 1979 bis 2005
Abb. 2: Abweichung der ZHR in den Jahren 1995 bis 1999 von der mittleren ZHR
VdS-Journal Nr. 23
158 H I N W E I S E
Farbaufnahmen mit [SII]-, [OIII]- und H-Filter
von Frank und Sarah Slotosch
Warum haben wir uns diese Linienfilter gekauft? 1. Wir wollten bei Mondschein Farbauf-
nahmen machen, weil es ja meistens immer dann klar ist. 2. Wir wollten mehr Informationen über Details und Strukturen im Inneren des Nebels erhalten. 3. Viele Nebel kommen erst richtig zur Geltung, wenn man verschiedene Filter verwendet. 4. Man kann auch in dicht besiedelten Gebieten gute Resultate erzielen. Die störenden Lichtquellen lassen sich mit diesen Filtern sehr gut abblocken.
Abb. 1: Flammen-Nebel, Reflektor 200 mm/ 800 mm, [SII]-Filter: 10 x 240 s, [OIII]-Filter: 7 x 240 s, H-Filter:
12 x 240 s
Beispiele für die Einsetzbarkeit von Linienfiltern: - Alle Supernova-Überreste, z.B. M 1
([O III], H und [SII]) - Planetarische Nebel, z.B. M 57 ([O III]
und H) - H II-Regionen, z.B. NGC 281 (H)
Ein großer Nachteil bei solchen Aufnahmen ist die sehr lange Belichtungszeit. Das liegt an dem engen ausgefilterten Spektralbereich. Man muss schon das Drei- oder Mehrfache an Belichtungszeit einkalkulieren im Vergleich zu filterlosen Aufnahmen. Bisher haben wir zwei Aufnahmen mit diesen Filtern geschafft, weil das Wetter
nicht so mitspielt wie man gerne möchte (und außerdem ist ja auch im Frühling die Zeit für Galaxien). Alle Bilder wurden mit einer Sphinx-Montierung und der CCDKamera Starlight SXV-H9 gemacht. Zur automatischen Nachführung wurde der SXV-Autoguider an einem Leitrefraktor mit 1000 mm Brennweite angeschlossen.
Abb. 2: Orion-Nebel, Pentax 75 mm/500 mm, [SII]-Filter: 10 x 120 s, [OIII]-Filter: 10 x 120 s, H-Filter: 10 x 120 s.
VdS-Journal Nr. 23
H I N W E I S E 159
Mosaik des Orionnebels
von Gerald Willems
Seit langem hatte ich ein Mosaik geplant, das von NGC 1980 im Süden bis NGC 1977 im Norden reicht. In der Nacht vom 30. auf den 31. Oktober 2005 ist mir dies in der Zeit von 1 Uhr bis 5:30 Uhr MEZ gelungen. Ich setzte meinen 10-Zoll-Newton f/4,7 auf die Losmandy G11 und startete geradewegs. Während die Durchsicht sehr gut war (Bortle 5,5), war das Seeing schlecht. Nach viereinhalbstündiger Aufnahmezeit hatte ich alle Daten beisammen, auch wenn die Konzentration zum Schluss doch merklich nachließ. Schließlich betreibe ich kein automatisches Guiding, sondern eine Nachführkontrolle mit einem Fadenkreuzokular am 4-zölligen Refraktor und dann eben Handsteuerung!
Das Mosaik zeigt den Orionnebel M 42 mit NGC 1977, dem ,,Running Man". Es entstand aus drei Teilaufnahmen. Jede davon wurde 3 x 12 Minuten und 2 x 5 Minuten für alle Nebelbereiche belichtet, das Zentrum hingegen kürzer, und zwar 2 x 3 Minuten, 2 x 2 Minuten, 2 x 1 Minute, 2 x 30 s, 2 x 15 s und 2 x 5 s. Die Canon EOS 300 D (modifiziert) war auf ISO 800 eingestellt. Ein IR-Sperrfilter diente zur Steigerung der Bildqualität.
Siehe auch meine Homepage: www.gwaquarius.de
Abb. 1: Orion-Mosaik von Gerald Willems
Anschriften der VdS Fachgruppen-Referenten
Fachgruppe
Name
Amateurteleskope/Selbstbau Zellhuber
Astrofotografie
Riepe
Atmosph. Erscheinungen Hinz
CCD-Technik
Möller
Computerastronomie
Garrelts
Dark Sky
Hänel
Geschichte
Steinicke
Jugendarbeit VEGA e.V. Hoffmann
Kleinplaneten
Lehmann
Kometen
Meyer
Meteore
Molau
Planeten
Meyer
Populäre Grenzgebiete
Wunder
Sonne
Janke
Spektroskopie
Pollmann
Sternbedeckungen/IOTA-ES Bode
VdS-Volkssternwarte
Schulz
Veränderliche / BAV
Braune
Visuelle Deep-Sky Beob. Bohle
Kontaktadressen
Materialzentrale
Heising
Radioastronomie
Riese
Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Geschäftsstelle
Vorsitzender
Guthier
Homepage
Vorname Herbert Peter Wolfgang Dennis Heiko Dr. Andreas Wolfgang Susanne Gerhard Maik Sirko Wolfgang Edgar Steffen Ernst Hans-Joachim Dr. Jürgen Werner Jens
Thomas Jobst-Peter
Otto
Straße
PLZ Ort
Kreuzeckstr. 1
82380 Peißenberg
Lortzingstr. 5
44789 Bochum
Bräuhausgasse 12 83098 Brannenburg
Kellerberggasse 9/C22 A-1230 Wien
Kellnerweg 12, App. 05 37077 Göttingen
Am Sportplatz 7 49124 Georgsmarienhütte
Gottenheimer Str. 18 79244 Umkirch
Tegernseestr. 1
12527 Berlin
Persterstr. 6h
09430 Drebach
Westerwaldstr. 91 65549 Limburg
Abenstalstr. 13 b 84072 Seysdorf
Martinstr. 1
12167 Berlin
Heidelberger Str. 16 69207 Sandhausen
Erwin-Bock-Str.6 12559 Berlin
Emil-Nolde-Str. 12 51375 Leverkusen
Bartold-Knaust-Str. 8 30459 Hannover
Arnstädter Str. 49 99334 Kirchheim
Münchener Str. 26 10825 Berlin
Frankenstr. 6
32120 Hiddenhausen
Clara-Zetkin-Str. 59 39387 Oschersleben Vor der Pforte 12 63303 Dreieich
Am Tonwerk 6 Am Tonwerk 6
64646 Heppenheim 64646 Heppenheim
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jobst-peter.riese@t-online.de
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VdS-Journal Nr. 23
160 H I N W E I S E
Anschriften der Fachgruppen-Redakteure
Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des FG-Redakteurs senden:
Bereich bzw.Fachgruppe Amateurteleskope Selbstbau Astrofotografie Computerastronomie CCD-Technik Dark Sky Geschichte Jugendarbeit VEGA e.V. Kleine Planeten Kometen Meteore/athm.Ersch. Planeten Populäre Grenzgebiete Sonne
Name Schäfer Zellhuber Riepe Jahns Langenbach Hänel Steinicke Hoffmann Lehmann Kerner Molau Meyer Wunder Hörenz
Vorname Frank Herbert Peter Helmut Dirk Dr. Andreas Wolfgang Susanne Gerhard Heinz Sirko Wolfgang Edgar Martin
Spektroskopie Sternbedeckungen VdS-Volkssternwarte Veränderliche(BAV) Visuelle Deep-Sky Beobachtung
Hunger Bredner Schulz Bannuscher Steinicke
Thomas Dr. Eberhard Dr. Jürgen Dietmar Wolfgang
Straße Röderstr. 23 Kreuzeckstr. 1 Lortzingstr. 5 Glimmerweg 21 Goethestr. 6 Am Sportplatz 7 Gottenheimerstr. 18 Tegernseestr. 1 Persterstr. 6h Gerdehaus 11 Abenstalstr. 13 b Martinstr. 1 Heidelberger Str. 16 Mosczinskystr. 12, WE 1310 Hagenstr. 22 Ginsterweg 14 Arnstädter Str. 49 Burgstr. 10 Gottenheimerstr. 18
PLZ 01454 82380 44789 304555 8089 49124 79224 12527 09430 29328 84072 12167 69207 01069
Ort Radeberg Peissenberg Bochum Hannover Hagen Georgsmarienhütte Umkirch Berlin Drebach Fassberg Seysdorf Berlin Sandhausen Dresden
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Wir nehmen sauber getippte Schreibmaschinenseiten oder Ausdrucke als Manuskripte entgegen. In Ausnahmefällen können nach Absprache mit dem Redakteur auch handschriftliche Texte akzeptiert werden. Wer mit dem PC arbeitet, sollte sich an die folgenden Vorgaben halten. Im Zweifelsfall immer eine Rückfrage beim verantwortlichen Redakteur! Der Text der Beiträge darf 10000 Zeichen (inkl. Leerzeichen) nicht übersteigen. Längere Beiträge müssen leider zur Überarbeitung, d.h. Kürzung oder Aufteilung, an den Autor zurückgehen. Das Ziel der Redaktion ist erstklassige Berichterstattung: Der Autor bestätigt mit seiner Einsendung, dass der Beitrag (auch nicht in Teilen oder veränderter Form) noch nicht anderweitig veröffentlicht oder zur Veröffentlichung eingereicht ist. Bei mehreren eingereichten Beiträgen bitte je Beitrag eine Diskette oder CD.
Tabellen Tabellen müssen so angelegt sein, dass Spalten ausschließlich durch ein (!) Tabulator-Zeichen getrennt werden. Auf keinen Fall dürfen die Spalten durch das Eintippen von Leerzeichen gebildet werden. Die Tabellenfunktionen der Textverarbeitun gssoftware bitte vermeiden. Große Tabellen (über mehrere Seiten) als Ausdruck in der gewünschten Form beifügen.
Text Möglichst als MS-Word-Datei (Format: *.doc). Notfalls ASCII oder FließtextDatei (Format: *.rtf. *.txt), einspaltig, ohne jedes Layout Diskette oder CD. Bitte dem Datenträger immer einen sauberen Ausdruck beilegen.
Zeichnungen und Fotos Aufnahmen als S/W- oder Farbabzüge bitte nicht größer als DIN A4-Format, Fotoabzüge nur auf Hochglanz-Fotopapier. Nicht als selbst gescannte Datei einschicken! Aufnahmen und Zeichnungen müssen auf der Rückseite mit der Bildunterschrift und dem Namen des Autors versehen sein. Die zugehörigen Bildunterschriften für alle Abbildungen zusätzlich bitte auf eine eigene Seite bzw. in eine eigene Datei schreiben.
Bilddateien, CCD-Bilder Nur als TIFF oder JPG in ausreichend hoher Auflösung.
Grafiken und Diagramme Mit mindestens 600 dpi als Ausdruck (max. Abdruckgröße 1:1, ohne Raster) mit nicht zu dünnen Linien, möglichst als tif- oder jpg- Datei. Postcript- oder Corel-DrawDateien können nicht gelesen werden.
VdS-Journal Nr. 23
Dateiträger 3,5-Zoll Floppy Disk 1,4 MB, CD-ROM, möglichst keine E-Mail!
Versand der Unterlagen Jeder einzelne Beitrag sollte in einer gelochten Klarsichthülle zusammengefaßt sein und folgendes enthalten: - Namen , Anschrift und Telefonnummer - Aufsichtvorlagen (Fotos, Ausdrucke) - Kontrollausdruck des gesamten
Textes inkl. Bildunterschriften und Tabellentiteln; Zuordnung, zu welcher Rubrik der Beitrag gehört (z.B. ,,Sonne") - Durchnummerierte Liste aller beigelegten Teile (mit entsprechenden Nummer auf den einzelnen Teilen) - Dateiträger mit allen Text- und Bilddateien sowie Angaben zu den Dateien (verwendetes Programm mit Versionsnummer), je Beitrag 1 Datenträger Ein Deckblatt für diese Angaben kann unter www.vds-astro.de heruntergeladen werden.
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10825 04552 72076 47495 82515 36041 33378 78465 37339 49201 64646 61239 64367 76187 15326 69124 57074 83098 83098 12527 12527 83646 22049 42859 99094 A-4542 81543 93055 71522 41812 61389 97424 85617 83646 88471 45661 36325 09430 99310 26789 CH-8630 34454 08412 14476 44789 A-4721 65599 42327 01454 73760 A-8330 42117 58708 01728 73655 22927 63329 80469 59075 02694 40789 79224 24113 A-4812 45721 57413 90613 21031 77815 45770 73614 40699
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