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BEITRAG
4 Venusbedeckung am 18.6.2007 (Weindl Stefan)
24
0 28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung 2.-4.11.07 (Beitrag)
BEITRAG
5 2. AME am 22.9.2007 in Villingen-Schwenningen (Guthier Otto)
5 Preiserhöhungen bei Abos von SuW und AH (Guthier Otto)
24
0 5. Astronomietag in Deutschland am 29.9.2007 (Beitrag)
BEITRAG
6 Amateure - ihr Wirken damals und heute (Schlosser Wolfhard)
8 Be-Sterne - ein fruchtbares Feld (Miroshnichenko Anatoly, Hunger Thomas)
9 Die Datenbank "BeSS" für Spektren von Be-Sternen (Neiner Coralie, Pollmann Ernst)
11 Spektroskopie der wachsenden zirkumstellaren Scheibe im Binärsystem Delta Scorpii (Pollmann Ernst)
15 Meteorastronomie - ein Feld für Profis und Amateure (Rendtel Jürgen, Molau Sirko)
18 Zusammenarbeit Fachastronomen und Amateure - BAV (Braune Werner)
21 Schattenjagd in Europa (Klös Oliver)
26 Mein Weg zum eigenen Observatorium - 2 (Stepputat Klaus)
28 BinO-Owl - Selbstbau eines 9-Zoll-Newtonbinos - 2 (Hammel Stefan)
31 Selbstbau einer 8-Zoll-Lurie-Houghton-Optik - 2 (Eich Werner)
34 Was gibt es Neues in der FG Astrofotografie (Riepe Peter)
36 Mein Einstieg in die Astrofotografie (Klackl Johannes)
39 Vier außergewöhnliche Galaxien (Riepe Peter)
40 Mein Observatorium in Afrika - 1 (Willasch Dieter)
43 Positionsbestimmung und Sichtbarkeit Leuchtender Nachtwolken (Haußmann Alexander)
45 Eine CCD-Reise zum Saturn (Schaefer Christoph)
47 Das Videomodul SK 1004-X (Kowolik Silvia)
48 Kreisradius und -mittelpunkt aus n>3 Punkten (Schlosser Wolfhard)
50 Aktuelle Projekte der FG Computer-Astronomie (Jahns Helmut)
51 Multilayer - Software zur Berechnung dünner optischer Schichten - 1 (Jahns Helmut)
53 Fachgruppe Dark Sky - Neues Journal 24 (Hänel Andreas)
56 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 24 (Bohle Jens)
56 Die IC 162-Gruppe (Wenzel Klaus, Düskau Wolfgang)
59 M 27 und noch ein bisschen mehr (Bohle Jens)
62 Edwin P. Hubble - eine biografische Notiz (Fritz Olaf)
62 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 24 (Steinicke Wolfgang)
64 Prof. Dr. Paul Guthnick - ein Pionier der lichtelektrischen Sternphotometrie (Schmidt Heinz)
65 Ein Meridian in Catania und zwei Wissenschaftler aus Göttingen (Witt Volker)
68 Kleinplaneten-Astronomie bei einem halben Meter Brennweite (Vollmann Wolfgang)
70 Kosmische Begegnungen Journal 24 (Ries Wolfgang)
71 Entdeckungsbestätigungen von Kometen und erdnahen Objekten (Knöfel Andre)
72 Der große Komet: C/2006 P1 (McNaught) (Kammerer Andreas)
77 Komet McNaught - der Sundowner (Lehmann Ulrich)
79 McNaught - Schweif ohne Komet (Binnewies Stefan)
80 Ein Kurztrip nach Namibia - und ein Komet (Celnik Werner E., Guthier Otto)
84 Erfolgreich Sternbedeckungen durch Pluto aufgezeichnet (Bode Hans-Joachim)
84 Komet McNaught (Wemhöner David)
86 Uranus als fotografisches Zielobjekt (Gährken Bernd)
88 Neues aus der Fachgruppe Sonne (Hörenz Martin)
89 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 07 (Bulling Andreas)
90 Sonnenbeobachtung im H-Alpha-Licht - 1 (Lille Wolfgang)
91 AR 10953 im Visier eines 9 cm Refraktors (Holl Manfred)
95 Uuml;ber die Dopplerverschiebung solarer Absorptionslinien (Goretzki Dieter)
100 Strategic Workshop "Stellar Occultation Studies in 2007" (Bode Hans-Joachim)
102 Titan (Bode Hans-Joachim)
103 Hydra (Bode Hans-Joachim)
104 Streifende Sternbedeckungen - mitunter sogar am verfinsterten Mond (Gabel Alfons)
106 Bericht der FG Veränderliche zum Jahr 2006 (Braune Werner)
107 KH 15D - ein Stern verschwindet (Diederich H.-G.)
109 Von Deep-Sky zu den Veränderlichen (Zimmermann Thomas)
111 Zwei neue Zwergnovae in der NSVS Datenbank entdeckt (Bernhard Klaus)
113 M wie Messier Journal 24: M 64, M 76, M 94 (Güths Torsten)
117 Für deine Reise zu den Sternen (Kohlhauf Franz Xaver)
119 Staunen und Fragen (Deutschmann Manfred)
120 Staunen-Erahnen-Reifen (Deutschmann Manfred)
121 Wolken am Himmel - zum Glück (Klös Oliver)
123 Meine Mondfotografie (Kipplaß Meinhard)
123 Das himmlische Radioteleskop (Neumann Georg)
124 Beobachtungen der Sonne (Eifert Gertraud)
125 Meine astrofotografischen Ergebnisse (Klein Karl-Hermann)
126 Systematische Bewertung von Beobachtungsplätzen (Schmidt Werner)
128 Eine ereignisreiche Saturnbedeckung durch den Mond (Ulrichs Ralf)
129 Vergleich der Mondfinsternisse 2007 und 2003 (Celnik Werner E.)
129 Planeten und Monde (Kohlhauf Franz-Xaver)
131 Die Mondfinsternis vom 3./4. März 2007 (Melchert Sven)
134 Venus im ultravioletten Licht (Ackermann Gabriele, Ackermann Jörg)
24
0 28. VdS-Tagung und ordentliche Mitgliederversammlung 2007 in Stuttgart (Beitrag)
0 28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Stuttgart 2. - 4. November 2007 Programm (Beitrag)
BEITRAG
136 Fachgruppen-Tagung in Heppenheim (Bohle Jens)
24
0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)
BEITRAG
137 VdS-Website wird weiter ausgebaut (Weis Alexander)
138 Leserbrief (Sporny Georgi)
24
0 Regionaltagung Südwest am 24.11.2007 (Beitrag)
BEITRAG
139 Astronomietag 2006 im Isarwinkel (Kohlhauf Franz-Xaver)
139 Verlauf und Eindrücke des Astronomietages 2006 (Paulus Rolf)
140 AME Villingen-Schwenningen und die Lange Nacht der Sterne (Liebig Horst)
141 Leserbrief (Kissinger Hugo)
141 Der 4. Astronomietag (Steinmüller Harald)
142 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 24 (Celnik Werner E.)
143 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 24 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 24 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 24
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U3
- Anschriften der VdS FG-Referenten
38
- Anschriften der VdS FG-Redakteure
38
Der Große Komet des Jahres 2007 Seite 76
Namibia und der Komet Seite 82
Eine Reise zu den Sternen Seite 117
Totale Mondfinsternis vom 3./4. März 2007 Seite 132
Fachgruppen-Tagung am 23. Juni 2007 in Heppenheim Seite 137
VdS-Journal Nr. 24
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung vom 2. bis 4. November 2007 in Stuttgart
In diesem Jahr findet die 28. VdS-Tagung und ordentliche Mitgliederversammlung im Süden unserer Republik statt. Als Tagungsort dient das Carl-Zeiss-Planetarium und die Schwäbische Sternwarte e.V. in Stuttgart.
Die Tagung beginnt mit einem öffentlichen Fachvortrag am Freitag Abend im Planetarium. Die Mitgliederversammlung der VdS ist für den Samstag, 3. November im Keplersaal des Planetariums vorgesehen. Ein umfangreiches und interessantes Rahmenprogramm wartet auf unsere Mitglieder zu dem wir Sie herzlich einladen. Eine Übersicht mit dem vorläufigen Tagungsprogramm finden Sie in dieser Ausgabe in den VdS-Nachrichten auf Seite 134. Bitte beachten Sie auch Ihre persönliche Einladung, die dieser Ausgabe beiliegt. Teilnehmer an dieser Tagung möchten von dem angefügten Rückantwortschreiben Gebrauch machen; Sie erleichtern uns damit ganz wesentlich die nötigen Vorbereitungen.
-der Vorstand-
Abb 1: Blick auf das Carl-Zeiss-Planetarium in Stuttgart
Venusbedeckung am 18. Juni 2007
-von Stefan Weindl
Am 18. Juni 2007 kam es am Taghimmel zu einer recht seltenen Konstellation: ,,Unser Mond schob sich an diesem Nachmittag um 16: 17 Uhr (Standort Heidelberg) auf seinem Weg um die Erde vor unseren Nachbarplaneten Venus. Innerhalb von 30 Sekunden war die Venus komplett verschwunden und dann 82 Minuten Später um 17:39 Uhr auf der von der Sonne beleuchteten Seite des Mondes wieder aufzutauchen (siehe Aufnahme).
Abb. 1: Mond bedeckt Venus. Stefan Weindl verwendete einen 200-mm-Newton bei einer effektiven Brennweite von 5000 mm, sowie eine Canon EOS 5D. Belichtungszeit 1/20 s.
VdS-Journal Nr. 24
Das Ende des Schauspiels war im Südwesten ausgezeichnet zu beobachten und der aufmerksame Beobachter konnte das Wiedererscheinen der Venus sogar hervorragend mit bloßem Auge erkennen- und das am hellen Taghimmel. Im Fernglas oder Teleskop war es natürlich ein überaus eindrucksvolles Schauspiel.
NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5
5. Astronomietag in Deutschland am 29. September 2007
Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. ruft In diesem Jahr führt
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für den 29. September zum 5ten bundes-
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das Planetarium :[kjiY^bWdZi]hj[
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Sternfreunden die Möglichkeit zu bieten werden wir - wie
an beiden Veranstaltungen teilzunehmen.
in den Vorjahren
Die VdS hat in Zusammenarbeit mit - Ihre Veranstalt-
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,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie 5. Astronomietag Flyer.indd 1
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gramme zum
11.06.2007 15:08:34 Uhr
Heute" beiliegenden Flyer ,,5. Astrono- A s t r o n o m i e t a g
mietag" entwickelt und in einer Auflage ankündigen.
von 50.000 Stück drucken lassen. Flyer Wenden Sie sich bitte direkt an unser
und Plakate sind an der Geschäftsstelle der Vorstandsmitglied, Herrn Jost Jahn
VdS, Am Tonwerk 6 , D-64646 Heppen- (E-mail: jost.jahn@vds-astro.de)
heim noch in einer begrenzten Stückzahl Auf dieser Webseite veröffentlichen
erhältlich.
wir alle Termine, Veranstaltungen und
Die VdS hat mit dem Verlag Spektrum und Hinweise zum 5. Astronomietag.
den astronomischen Monatszeitschriften
eine Kooperation gebildet um einen jährlich -der Vorstand-
stattfinden Astronomietag in Deutschland
zu festigen.
2. AME (Astronomie Messe) am 22. September 2007 in Villingen-Schwenningen
Zum zweiten Mal findet am 22. September auf dem Messegelände in VillingenSchwenningen eine Astronomie-Messe statt. Bei der ersten Auflage im letzten Jahr fanden rund 2200 Besucher und Interessierte den Weg in die am Rand des Schwarzwaldes gelegene Stadt.
Die Veranstaltung bietet eine große Teleskopausstellung und ein ebenso umfangreiches wie interessantes Angebot mit Präsentationen und Vorträgen.
Die VdS wird mit einem großen Stand wieder vertreten sein und aus der Arbeit nahezu aller Fachgruppen berichten.
Die 2. AME findet von 10.00 Uhr bis 17:30 Uhr auf dem Messegelände statt, direkt an der B 27 Abfahrt VS-Süd. Es sind
ausreichend Parkplätze vorhanden. Vom
Bahnhof sind es rund 15 Gehminuten.
2. Internationale
VdS-Mitglieder erhalten unter Vorlage
AihrsestrMoitngloiemdsaiues-wMeiesess seienen reduzierten
Eintrittspreis. Interessierten Mitgliedern
senden wir gerne das Programm dieser ·VAebra7n9stEaultruonzgurzAuM. EW20e0it7ere Informationen
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AG zur Astronomie-Messe nach VS-Schwenningen. Buchbar ist das Angebot unter der Hotline
-O018t0t5o- G31 u11th53i*emri,t dVemdSSt-icVhwoorrst:tand-
Astronomie - Messe. *14ct/min. aus dem Festnetz der Deutschen Telekom AG
Preiserhöhungen
bei Abos von
,,Sterne und
Weltraum" und
,,Astronomie Heute"
Am 14. Juni 2007 teilte uns der Spektrum-Verlag mit, dass sich die Preise für die beiden astronomischen Monatszeitschriften ,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie Heute" zum 1. August für die Abonnenten und im freien Verkauf erhöhen werden.
Für VdS-Mitglieder gelten die neuen Abo-Preise erst ab dem 1. Januar 2008.
Zum 1. Januar 2008 ist mit nachfolgenden Kosten für die Zeitschriften zu rechnen:
Sterne und Weltraum ,,SuW"
Abo Inland:
85,20 EUR
für VdS-Mitglieder 66,00 EUR
Abo ermäßigt:
64,00 EUR
für VdS-Mitglieder 53,00 EUR
Astronomie Heute ,,AH"
Abo Inland:
56,00 EUR
für VdS-Mitglieder 50,00 EUR
Kombiangebot: Bei Abo von beiden Zeitschriften wird ,,AH" zum Preis von 44.00 EUR berechnet.
VdS-Mitglieder erhalten also einen erheblichen Preisnachlass, der in der Größenordnung des Mitgliedsbeitrages von 30,00 EUR liegt. Der für Schüler, Studenten und Azubis reduzierte Beitrag liegt bei 20,00 EUR!
-Otto Guthier, VdS-Vorstand-
VdS-Journal Nr. 24
6 VdS UND PROFIASTRONOMIE
Amateure - ihr Wirken damals und heute
von Wolfhard Schlosser
Abb. 1: Yukio Sakurai und sein Teleskop
Der Erfinder des Rades war mit Sicherheit kein Diplom-Ingenieur der Fachrichtung Maschinenbau und so darf man davon ausgehen, dass auch andere Bereiche jetziger Wissenschaft und Technik zunächst von Menschen betrieben wurden, die wir heute als ,,Amateure" bezeichnen würden. Im weiteren Verlauf der Menschheitsgeschichte fand eine gewisse Differenzierung statt: Amateur-Chirurgen gibt es zum Glück nicht mehr, aber Amateur-Astronomen haben heute wie zu allen Zeiten ihren Beitrag zur Himmelskunde geleistet. Diese enge Beziehung zwischen Profis und Nicht-Profis ist in der wissenschaftlichen Landschaft ziemlich singulär. Sogar die Astronomische Gesellschaft - üblicherweise als Verband der Fachastronomen angesehen - stellt in $1 ihrer Satzung ausdrücklich fest: Die Astronomische Gesellschaft ist ein Verein von Astronomen und Freunden der Astronomie zu dem Zwecke der Förderung dieser Wissenschaft.
,,Seiteneinsteiger" nichts Ungewöhnliches. So zum Beispiel der Siebenbürgener Lehrer H. Oberth, einer der Väter der Raumfahrt, der Essener Stadtbaurat W. Hohmann, nach dem die energiesparenden Raumsondenbahnen benannt sind, und schließlich der Amerikaner M.L. Humason. Humason war ursprünglich Pförtner am Mount-Wilson-Observatorium, bevor er dann mit E.P. Hubble die grundlegenden Beobachtungen zur Expansion des Weltalls machte. Es sind somit keine unbedeutenden Entdeckungen, die von Menschen gemacht wurden, die - zumindest in ihrer Anfangsphase - Amateurastronomen waren. Mit den modernen elektronischen Hilfsmitteln, die dem Sternfreund heute zur Verfügung stehen, können Beobachtungen durchgeführt werden, die früher allenfalls Großsternwarten vorbehalten waren.
Kleinplaneten, Kometen und Novae wurden und werden häufig von Sternfreunden entdeckt. Nicht-Profis können sogar Entdeckungen machen, die die Fachwelt nicht nur interessieren, sondern sogar den Gang der Wissenschaft beeinflussen, so zum Beispiel Sakurais Objekt: ein Stern, der einen Teil des üblichen Entwicklungsweges sozusagen rückwärts durchläuft. Dieses interessante Objekt wurde Anfang 1996 von dem japanischen Amateurastronomen Y. Sakurai (Abb. 1) im Sternbild Schütze entdeckt. Zunächst wurde der Stern als Nova eingestuft. Anders als die meisten anderen Novae besaß er jedoch eine kühle
wasserstoffarme Photosphäre und, was noch interessanter war, einen alten planetarischen Nebel um sich herum. Damit war klar, dass dieser Stern bereits einen Teil seiner Entwicklung durchlaufen hatte. Er wird jetzt als Veränderlicher unter der Bezeichnung V4334 Sgr geführt.
Wie stets in solchen Fällen suchte man nun nach vergleichbaren Objekten. Als interessante Parallele erwies sich die Nova Aql 1919, beziehungsweise die an gleicher Position befindliche zentrale Verdichtung im Nebel Abell 58. Die in den 80er Jahren des letzten Jahrhunderts gewonnenen Spektren legen nahe, dass dort ein Stern steht, der in nur sieben Jahrzehnten eine Entwicklung von der Vorstufe eines Weißen Zwerges zum Roten Überriesen und schließlich zum jetzigen Zustand durchlaufen haben muss.
So gab die Entdeckung des Amateurastronomen Sakurai Anlass zur Diskussion von neuen Varianten bei der Entwicklung der Sterne. Sakurais Objekt wird von Fachastronomen als ,,Rosetta-Stein der späten Phasen der Sternentwicklung" gewertet. Während Sakurai Amateur war und blieb (also vom Typ ,,Palitzsch", siehe oben), kann Eugene Shoemaker als Seiteneinsteiger à la Herschel bezeichnet werden. Eigentlich Geologe von Haus aus, hat er sich jedoch schon früh für die Einschläge großer Meteorite auf der Erde
Der erste Entdecker des Halleyschen Kometen (in des Wortsinnes Bedeutung, Halley hatte zuvor frühere Erscheinungen nun als zu einem und demselben Kometen gehörig erkannt) war der Liebhaberastronom Palitzsch aus Prohlis in Sachsen, im Hauptberuf Bauer. Ebenfalls dieser Branche zuzurechnen war der fleißige Sonnenbeobachter Weber aus Peckeloh im Münsterland, der als Kuhhirte begann. Der Berechner der Neptunbahn, Leverrier, verdiente sein Geld als Steuerbeamter. Bessel, der die erste Fixsternparallaxe bestimmte, hatte den Kaufmannsberuf erlernt. Der eigentliche Begründer der Fixsternastronomie, Herschel, war ursprünglich Militärmusiker. Auch in unserer Zeit sind derartige
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Abb. 2: Spuren der Einschläge des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter am 20. (links) und 21. Juli 1994 (Norden oben). Die Fotos wurden mit einer monochromen CCDKamera Starlight Xpress und einem 14-zölligen Schmidt-Cassegrain-Teleskop (C14) bei sehr schlechtem Seeing in Solingen angefertigt. Effektive Brennweite: 20 Meter. Fotos: Bernd Koch, Stefan Korth, Stefan Binnewies.
VdS UND PROFIASTRONOMIE 7
interessiert. So wies er den BarringerKrater in Arizona als Ergebnis eines solchen Meteoreinschlages nach, damals noch eine kontrovers diskutierte Sache. Erst im Alter von 45 Jahren widmete er sich voll der Astronomie und begann die Suche nach erdbahnkreuzenden Kometen und Asteroiden. Bei dieser Arbeit entdeckte er im Jahre 1993 mit seiner Frau Carolyn und seinem Kollegen David Levy den später so berühmten Kometen Shoemaker-Levy 9, kurz SL9 genannt. Dieser war ursprünglich ein ganz normaler Kometenkern, der aber vor nicht allzu langer Zeit (vielleicht vor einigen Jahrzehnten) dem Jupiter so nahe kam, dass er von ihm eingefangen wurde. Folglich umkreiste er nunmehr den Jupiter statt der Sonne. Wie die Rückrechnungen zeigten, muss der Komet im Jahr vor seiner Entdeckung dem Jupiter so nahe gekommen sein, dass dessen Gezeitenkräfte ihn in mehr als zwanzig Minikometen zerrissen. Das führte dann im Juli 1994 zu den spektakulären Einschlägen auf die Südhemisphäre des Planeten, die auch mit kleineren Teleskopen zu beobachten waren (Abb. 2). Nicht alle Entdeckungen werden sofort von der Fachwelt akzeptiert und näher untersucht wie Sakurais Objekt oder SL9. Das ist dann nicht nur für den Amateur ärgerlich, sondern gelegentlich auch für einen Fachwissenschaftler. Hier hilft nur eines: Geduld zu haben und zu versuchen, der beobachteten Erscheinung weiter auf den Grund zu gehen. Dazu zählen zum Beispiel anomale Gewitterphänomene, die zwar selten auftreten, aber doch nicht so selten, wie man häufig annimmt. Dem
Verfasser dieser Zeilen ist leider einmal ein solches Schauspiel entgangen. Während der IAU-Tagung 1967 in Prag hatte er zusammen mit A.A. Wachmann und dem Handelslehrer und Amateurastronomen M. Beyer zu Mittag gegessen. Wachmann war ein bedeutender Astronom und ausgezeichneter Beobachter; er hatte zusammen mit Schwassmann unter anderem den durch seine Lichteruptionen bekannten Kometen Schwassmann-Wachmann 1 entdeckt. Beyer war ebenfalls ein erfolgreicher Kometenjäger. Nach dem Essen trennten sich die Wege. Es war ein gewittriger Tag. Leider schlug ich den falschen Weg ein. Wachmann und Beyer sahen auf ihrem Wege einen Kugelblitz ...
Ein ähnlich interessanter Fall (der zumindest zur Hälfte im Interessengebiet der Amateurastronomen, dem Weltraum, spielt) sind Lichterscheinungen im Gefolge von Gewittern, die sich nicht wie normale Blitze zum Boden hin oder zwischen den Wolken entladen, sondern nach oben in Richtung Weltraum entweichen. Berichte darüber gibt es schon seit einem halben Jahrhundert. Bergsteigern und Piloten, die solche ,,Lichtkobolde" oder ,,sprites" über der Wolkendecke beobachtet hatten, glaubte man nicht - ihre Berichte erinnerten zu stark an UFO-Sichtungen. Seit bald zwei Jahrzehnten sind sie aber sozusagen wissenschaftlich anerkannt und werden von mehreren Arbeitsgruppen erforscht. Vieles von ihrer Natur ist noch unbekannt. Ihre Farbigkeit aber und der mit ihnen assoziierte Infraschall-Donner machen sie zu einem faszinierenden Forschungsgegenstand.
Abb. 3: ,,Spikes" über Hamburg. Aufnahme: Hartwig Lüthen.
Diese nächtlichen Leuchterscheinungen waren dem Amateur durchaus schon vor ihrer wissenschaftlichen Akzeptanz zugänglich. Sie sind ziemlich hell, recht ausgedehnt, da sie sich in Höhen bis zu 100 Kilometern erstrecken, und auch nicht gerade selten. Etwa ein Promille der normalen Blitze erzeugen solche Phänomene (Abb. 3). Da sich Nachtsichtgeräte schon seit langem im Besitz von Amateurastronomen befinden, sind sie in der Vergangenheit vielleicht auch schon von dem einen oder anderen Sternfreund fotografiert worden. Nach dem Motto, dass nicht sein kann, was nicht sein darf, verschwanden derartige Aufnahmen dann wohl mit der Bemerkung ,instrumenteller Fehler' in der Versenkung. Das allerdings brachte diesen Amateurastronomen dann um seinen Eintrag im Lexikon der Naturwissenschaften.
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8 VdS UND PROFIASTRONOMIE
Be-Sterne: ein fruchtbares Feld für Kooperationen zwischen Amateur-
und Profiastronomen
von Dr. Anatoly Miroshnichenko, University of North Carolina at Greensboro, USA (aus dem Englischen übersetzt v. Thomas Hunger, Warstein)
Wegen der Schönheit des sternklaren, nächtlichen Himmels sind die Amateurastronomen schon immer aktiv gewesen. Auch beteiligen sie sich seit langer Zeit am Auffinden bewegter Objekte des Sonnensystems wie Kometen, Asteroiden und dem Beobachten von Veränderlicher Sterne. Interessanterweise sind in den letzten 10-15 Jahren die Amateuraktivitäten auf die Spektroskopie ausgedehnt worden. Dies ist ein sehr wichtiger Fortschritt, da die Sternspektroskopie keine hohe Priorität in der professionellen Astronomie besitzt, besonders bei hellen Sternen, die mit kleinen Amateurgeräten erreichbar sind. Nichtsdestoweniger gibt es immer noch viele interessante Probleme in Bezug auf helle Sterne, die mit Hilfe der Spektroskopie geklärt werden können. Diese beinhalten die Bestimmung und Verbesserung der physikalischen Parameter von Einzelsternen, Studien zu spektroskopischen Doppelund Bedeckungssternsystemen und Langzeitüberwachungen von Emissionsliniensternen. Ein vielversprechendes Feld für Gemeinschaftsprojekte zwischen Amateur- und Profiastronomen sind die Be-Sterne.
Be-Sterne, die größte Gruppe der Emissionsliniensterne, sind seit rund 140 Jahren bekannt [1]. Der einzige je publizierte Katalog von Be-Sternen enthält 1159 Objekte [2]. Mehr als 400 sind heller als 8 mag und können damit von Amateuren erreicht werden. Ein großer Teil dieser Sterne ist noch nicht detailliert untersucht, die Begründung dafür, dass die Ursache des Be-Phänomens noch immer ungeklärt ist. Dies erlaubt nun dem Amateur, durch spektroskopische Studien einen erheblichen Beitrag zur professionellen Astronomie zu leisten.
Die folgenden speziellen Projekte erscheinen aus Sicht der professionellen Astronomie als sehr wichtig. Überwachung von spektralen Langzeitveränderungen, die zur Entdeckung des Übergangs vom Be- zum normalen BStern führen. Solche Übergänge können
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bis zu Jahren andauern und erlauben das Studium der Auflösung der zirkumstellaren Scheiben, ein Phänomen, welches erst anhand einer handvoll von Objekten untersucht ist. Diese Untersuchung kann mit einer spektralen Auflösung von R < 5000-10000 erfolgen.
Überwachung von Linienprofiländerungen - besonders der H-Linie, die stärkste Linie im optischen Spektralbereich mit Auflösungen von R > 10000. Dabei werden die Kinematik der Scheiben, die Eigenschaften des Massenverlustes des Sterns und die Suche nach regelmäßigen Radialgeschwindigkeitsvariationen untersucht. Bei Letztgenannten ist die Feststellung der Anzahl von Doppelsternsystemen von außerordentlichem Interesse. Doppelsternsysteme erscheinen vielversprechend für die Erklärung der hohen Rotationsraten bei gleichzeitig vorhandener Scheibe zu sein. Bisher sind nur 25% der hellsten 250 Be-Sterne als Doppelsternsysteme identifiziert. Diese Quote unterschätzt möglicherweise die tatsächliche Anzahl, da regelmäßige Beobachtungen fehlen. Die größten Chancen als Doppelsternsysteme erkannt zu werden, haben solche BeSterne, die starke Emissionslinien und komplexe Linienprofile (Dreifach-Peaks oder breite Einzel-Peaks) besitzen.
Die Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Profis auf dem Gebiet der BeStern-Spektrokopie hat schon begonnen. Amateure der VdS-Fachgruppe Spektroskopie (Deutschland) und eine französische Gruppe beobachten gemeinsam mit Astronomen aus den USA und Argentinien den neusten Be-Doppelstern, Scorpii, der seit 2000 eine Scheibe entwickelt. Diese Kollaboration erzielte bisher über 500 Spektren und hat eine gemeinsame Arbeit im Fachjournal "Astronomy and Astrophysics" [3] publiziert. Ähnliche Gemeinschaftsprojekte haben ihren Schwerpunkt auf anderen hellen Be-Sternen wie Aquarii (dieser entwickelt aktuell eine neue Scheibe), Tau
(ein Doppelstern mit unentdecktem zweiten Begleiter) und Cas (seit kurzem als Doppelsternsystem erkannt, zeigt langsame Variation seines Emissionsspektrums). Die Vergrößerung der Objektliste dieser Programme wird ganz klar helfen, das Be-Stern-Puzzle aufzulösen und die Gemeinschaft zwischen Amateuren und Profis zu verbessern.
Literatur: [1] Secchi, A., 1867, Astronomical Register,
5, 18 [2] Jaschek, C., & Egret, D., 1982, Proc. IAU
Symp. 98, 261 [3] Miroshnichenko, A.S., Bjorkman, K.S.,
Morrison, N.D., Wisniewski, J.P., Manset, N., Levato, H., Grosso, M., Pollmann, E., Buil, C., & Knauth, D. C. 2003, A&A, 408, 305
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VdS UND PROFIASTRONOMIE 9
Die Datenbank ,,BeSS" für Spektren von Be-Sternen
von Dr. Coralie Neiner (aus dem Englischen übersetzt von E. Pollmann)
Be-Sterne sind sog. Nicht-Überriesen BSterne, in deren Spektrum mindestens einmal die Balmerlinien des Wasserstoffs als Emission in Erscheinung treten. In der Sternklassifikation steht darum das ,,e" bei Be-Sternen für Emission. Diese Eigenschaft trifft auf ungefähr 20% aller Sterne des B-Typs im Feld unserer Galaxis zu und kann sogar einen größeren Anteil in anderen Umgebungen einnehmen (z.B. in der Magellanschen Wolke). Einige späte O- und frühe A-Sterne zeigen ebenfalls solche Emissionen und werden als eine erweiterte Klasse der Be-Sterne angesehen.
Die Phase der Emission in den optischen und infraroten Linien des Wasserstoffs (Abb.1) und mehrerer anderer Ionen wird als sog. Be-Phänomen bezeichnet und spiegelt Veränderungen in der Struktur
der zirkumstellaren Hülle wider (Abb. 2). Diese werden höchstwahrscheinlich durch die Prozesse des episodischen Massenausstoßes des Zentralsterns verursacht. Die Gründe für die Entstehung des Be-Phänomens sind auch heute immer noch ungeklärt. Es ist aber allgemein akzeptiert, dass die Hüllen von Be-Sternen nach außen hin wegen der hohen Rotationsgeschwindigkeiten des Zentralstern abgeflacht sind.
Diese Rotationsgeschwindigkeiten sind jedoch normalerweise geringer als die kriti-
Abb. 1: Der Prozess der Typumwandlung B >
Be > B > Be am Beispiel der Wasserstoff-H-Linie des Sterns
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Abb. 2: Schematische Darstellung einer rotierenden, zirkumstellaren Be-Sternscheibe, deren Entstehungsursachen bis heute noch nicht eindeutig geklärt sind.
schen Werte, bei denen dieZentrifugalkraft Sternmaterial wegschleudert. Darum ist die Zentrifugalkraft selbst nicht ausreichend, um die Bildung einer Scheibe um diese Sterne zu erklären. Es sind daher noch andere Mechanismen für ein zusätzliches Drehmoment erforderlich, um den Massenausstoß zu erklären. Die z. Zt. wichtigsten vorgeschlagenen Erklärungen sind Stoßwellen in einem nichtradialen Pulsationsmodell und das Vorhandensein magnetischer Felder.
Be-Sterne durchlaufen auf allen Zeitskalen Veränderungen bezogen auf unterschiedliche physikalische Phänomene, allen voran die schnellen periodischen Variationen hinsichtlich der Rotation (Abb. 3) und Pulsation (Abb. 4). Außerdem beobachtet man Langzeitvariationen, die mit den stellaren Winden und der Sternscheibe selbst verknüpft sind. Schließlich gibt es die episodischen Variationen der Materieausbrüche des Zentralsterns, die mit einem Massetransfer in die Scheibe einhergehen. Deshalb bleiben Be-Sterne auch heute noch, eineinhalb Jahrhunderte nach ihrer Entdeckung, für die professionellen Astronomen ein Mysterium und für die Amateure faszinierende Objekte. Tatsächlich hält die Beobachtung eines Be-Sterns immer wieder neue Überraschungen bereit, selbst wenn der gleiche Stern bereits vorher untersucht worden ist. Weder sind zwei Be-Sterne, noch sind zwei Spektren eines gegebenen Be-Sterns identisch. Amateurbeobachtungen von Be-Sternen sind darum sehr zahlreich und haben oft zu professionellen Studien dieser Objekte beigetragen.
Obwohl die kurzzeitigen Variationen von Be-Sternen leicht durch Beobachtungen während einiger Tage oder Wochen studiert werden können, erfordert die Studie von Langzeitphänomenen oftmals eine Sammlung von Beobachtungsmaterial aus mehreren Dekaden. Die Untersuchung der spektralen Langzeitvariationen eines Be-
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Sterns ist darum normalerweise auf alle gesammelten und verfügbaren Spektren angewiesen. Dies kann jedoch u. U. zu einem enormen Arbeitsaufwand anwachsen, wenn Daten über die ganze Welt verteilt sind, zudem nur in unterschiedlichen Formaten verfügbar sind und darüber hinaus nur kleine Informationsbestandteile in unterschiedlichen Datensätzen vorliegen. Außerdem sind die durch Amateure erhaltenen Spektren normalerweise der professionellen Astronomie weder bekannt noch verfügbar, obwohl sie wichtige wissenschaftliche Informationen enthalten. Dies ist der Grund, weshalb es wichtig erscheint, alle verfügbaren Spektren von Be-Sternen an einem Ort, in einem einheitlichen Format, mit allen relevanten Informationen für die spätere Analyse zusammenzufassen, um so auch einen leichteren Austausch zwischen den professionellen und den Amateurastronomen zu ermöglichen.
Mit diesem Ziel entstand die Idee der Zusammenarbeit zwischen der professionellen und der Amateurastronomie in Form einer Be-Sternspektrum-Datenbank:
ellem Observatorium durch Eingabe des Sternnamens, oder auch der Sternhelligkeit, der Koordinaten, des Beobachtungsortes oder des Beobachternamens abgefragt werden. Der Benutzer erhält Informationen über den Stern (stellare Parameter) oder über die Spektren (Beobachtungsdatum, Instrument, etc.). In naher Zukunft wird es möglich sein, interaktiv Spektren zu visualisieren.
Die BeSS-Datenbank ist anfänglich mit Spektren, die in verschiedenen anderen Datenbanken enthalten waren (z.B. ELODIE-Archiv des OHP (Observatoire de Haute-Provence) oder GAUDI des Satelliten COROT), gefüllt worden. Professionelle und Amateurastronomen, die Be-Sternspektren besitzen, sind eingeladen, diese in BeSS einzustellen. Dafür ist es allerdings erforderlich, ein Formblatt auf der BeSS-Webseite auszufüllen und ein erstes Be-Sternspektrum bereitzustellen. Das Format dieses Spektrums wird automatisch beim Hochladen bezüglich seines Inhaltes durch einen Administrator geprüft. Dabei gelten die gleichen Kriterien hinsichtlich Annahme/Zurückweisung
Abb. 3: Zunehmende Rotationsgeschwindigkeit im Laufe der Entwicklung eines Be-Sterns
BeSS, http://basebe.obspm.fr. BeSS ist ein neues, von der gesamten weltweiten Beobachtergemeinde zu verwendendes, auf Be-Sterne ausgerichtetes Werkzeug. Es enthält einen Katalog von allen (~2000) bekannten Be-Sternen mit ihren Parametern und sammelt verfügbare Spektren, die von professionellen und Amateurastronomen gewonnen wurden.
BeSS ist dabei eine Zweiwege-Datenbank: Daten und Spektren können herunter und hoch geladen werden. Damit erlaubt sie der gesamten Be-Stern-Gemeinschaft einen Datenaustausch von Beobachtungen von diesen Objekten: Der Be-Sternkatalog und die Spektrensammlung können direkt auf der Webseite von BeSS oder via virtu-
sowohl für die professionellen wie für die Amateurspektren, um die Brauchbarkeit und Richtigkeit der Daten sicherzustellen.
Sobald das erste Spektrum eines Nutzers von den BeSS-Administratoren validiert worden ist, erhält er durch eMail ein Login mit Kennwort für die Datenbank. Danach ist dem Benutzer erlaubt, seine Sternspektren abzulegen. Allerdings werden durch die Administratoren auch weiterhin in regelmäßigen Abständen Spektren der Benutzer kontrolliert. Die in BeSS abgelegten Spektren müssen der BeSSFormatspezifikation entsprechen. Die Spektren müssen einfache FITS-Dateien einschließlich Header mit einigen vorgeschriebenen Schlüsselworten sein.
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Abb. 4: Computersimulationen zur Verdeutlichung (hier zweier unterschiedlicher sog. Moden) von nicht-radialen Pulsationen, wie sie in Be-Sternen beobachtet werden können.
In den meisten der von Amateuren verwendeten Programme zur Spektrenreduktion sind diese Formatspezifikationen integriert. Auf der BeSS-Webseite befindet sich die komplette Dokumentation des Formats. Außerdem steht ein Werkzeug zur Verfügung, mit dem die Dateien auf
ihre Formatkonformität überprüft werden können. Der Benutzer wird beim Hochladen seiner Spektren nach Details bezüglich des zur Spektrenaufnahme verwendeten Instrumentariums, nach dem Beobachtungsort und dem Autor der Spektren gefragt, falls dies nicht schon
vorher in BeSS registriert wurde. Auf diese Weise wird den Benutzern, die Spektren von BeSS herunterladen, alle notwendigen Informationen zu diesen Daten vollständig bereitgestellt.
Die BeSS-Datenbank wird besonders nützlich für die professionellen Astronomen im Fall von Studien zum Langzeitverhalten des Be-Phänomens sein, da es Spektren über mehrere Dekaden bereitstellt. Zugleich erlaubt BeSS Amateurastronomen den Austausch ihrer Spektren mit der professionellen Astronomie zur wissenschaftlichen Verwendung sowie das Herunterladen professioneller Daten für ihre eigenen Arbeiten. Allerdings wird BeSS nur dann erfolgreich sein, wenn Beobachter, die BeSternspektren besitzen, diese tatsächlich auch dort ablegen. Wir benötigen deshalb unbedingt Ihren Beitrag!
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Spektroskopie der wachsenden zirkumstellaren Scheibe im Binärsystem Scorpii
von A. Miroshnichenko1,2, K. Bjorkman1, N. Morrison1, J. Wisnieswski1, N. Manset3, H. Laveto4, M. Grosso4, E. Pollmann5, Ch. Buil6 und D. Knauth7 (Auszug aus A&A 408, 305-311, 2003, übersetzt u. gekürzt v. E. Pollmann)
Einleitung Der Stern Sco ist ein exzentrisches binäres System mit einer Periode von ~10.6 Jahren und einer der hellsten Sterne am Himmel, dessen Bahn durch interferometrische Beobachtungen während etwa 20 Jahren verfolgt worden ist (Hartkopf et al. 1996). Bis vor kurzem zeigte das System keine Linienemission. Cote & van Kerkwijk (1993) ermittelten eine schwache Doppelpeakemission nahe dem Periastron 1990, wobei jedoch von einer Zunahme der Linienstärke in den Jahren danach nichts berichtet wurde.
Eine stufenweise Zunahme der Helligkeit von Sco im sichtbaren Spektralbereich wurde nahe dem darauf folgenden Periastron im Juni 2000 beobachtet (Otero et al. 2001). Spektroskopische Beobachtungen im daraufhin einsetzenden Monitoring führten zur Entdeckung der
Linienemission. Eine Studie des HLinienverhaltens, wie bereits im Artikel 1 berichtet, führte durch Analyse der Linien-Radialgeschwindigkeiten (Vr) zu einer Verfeinerung des binary-Orbits, sowie zur Erklärung für die 2 Monate dauernde Minimumshelligkeit bezogen auf das Periastron, sowie zu dem Vorschlag, dass dieser beobachtete Ausbruch langlebiger sein würde. Insbesondere wurden von Miroshnichenko et al. (2001) die Bahnexzentrizität e = 0,94 (+-0,01) und der Neigungswinkel der orbitalen Rotationsachse in Bezug auf die Sichtlinie I = 38 Grad (+-5 Grad ) ermittelt.
Die Emissionslinienprofile, die im Spektrum von Sco gesehen werden können, sind sehr ähnlich denen von klassischen Be-Sternen und werden vermutlich in zirkumstellaren, abgeflachten quasi-KeplerScheiben gebildet. Die Struktur solcher
Scheiben ist bis heute noch nicht vollständig verstanden. Nur sehr wenige Sterne haben bis heute dahingehend Scheiben entwickelt oder ihre Scheiben verloren, wie etwa der Stern Aqr (Bjorkman et al. 2002), der seine Scheibe über einen Zeitraum von ~ 6 Jahren verlor, oder auch 60 Cyg (Koubsky et al. 2000), welcher Langzeit-Emissionslinienveränderungen von etwa ~10 Jahren zeigte.
Die Übergangsstadien jedoch, von fehlender Scheibe hin zu voll ausgebildeter Scheibe und wieder zurück, sind bisher nicht gut dokumentiert worden. Vor kurzem stellte Rivinius et al. (1998) eine ausführliche spektralanalytische Studie der frühen Stadien der Scheibenentwicklung um den Be-Stern Cen dar, die die bis jetzt einzige Studie in ihrer Art war. Beobachtungen dieser Art sind sehr wichtig, um die Mechanismen der Scheibenbildung und
1 Ritter Observatorium, Universität Toledo, USA, 2 Pulkovo Observatorium, St. Petersburg, Russland, 3 CFHT Corporation, Kamuela, USA, 4 Complejo Astronomico El Leoncito, San Juan, Argentinien, 5 Sternwarte Vereinigung der Sternfreunde Köln, 6 Castanet-Toulouse, Frankreich, 7 John Hopkins Universität, Baltimore, USA
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Abb. 1: Das Verhalten der Äquivalentbreite einiger Emissionslinien im Spektrum von Sco (H, HeI 5876 A u. FeII 5317 A. Die Beobachtungen sind an versch. Observatorien erhalten worden: Ritter-offene Kreise, McDonaldschwarze Punkte, CFHT-offene Dreiecke, Leoncito-offene Quadrate, Frankreich-Kreuze, Sternwarte VdS-Köln-rote Punkte.
Scheibenentwicklung zu erforschen. In diesem Sinne lieferte Sco eine ausgezeichnete Gelegenheit, den fortwährenden Scheibenbildungsprozess im Detail zu studieren. Der Stern ist hell, erlaubt somit hochauflösende Spektroskopie mit verhältnismäßig kleinen Teleskopen sowie Helligkeitsschätzungen mit bloßem Auge, und kann von beiden Hemisphären fast 9 Monate im Jahr beobachtet werden. In dieser Veröffentlichung berichten wir über die Resultate unserer erzielten spektralanalytischen Beobachtungen unmittelbar nach den in Arbeit 1 besprochenen Ergebnissen während einer Periode von fast 2 Jahren.
Beobachtungen Unsere neuen spektralanalytischen Beobachtungen an Sco wurden zwischen
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März 2001 und Juni 2003 mit hochauflösenden Spektrographen an Teleskopen unterschiedlicher Observatorien durchgeführt:
- 1 m-Teleskop am Ritter-Observatorium, Toledo, USA
- 2,1 m Otto-Struve- und 2,7 m Teleskop am McDonald Observatorium, Texas, USA
- 3,6 m CFH-Teleskop, Hawaii, USA - 2,1 m Teleskop Complejo Astronómico
El Leoncito, Argentinien
Für die weniger hochaufgelöste, niedrigdispersive Spektroskopie wurden kleinere Amateurteleskope eingesetzt:
- 20 cm Schmidt-Cassegrain Teleskop, VdS-Köln, Odenthal-Scheuren, Deutschland mit einem Gitterspektrographen, Dispersion 0,395 A/Pixel
- 20 cm Newton-Teleskop, Toulouse, Frankreich mit einem LittrowSpektrographen Dispersion 0.38 A/Pixel.
Beide Instrumente lieferten Spektren mit Ausschnittsbereichen von etwa 200-500 A. Insgesamt sind mehr als 120 hochund 60 niedrigaufgelöste Spektren erhalten worden. Spektren aus einer Nacht wurden gemittelt. Die H-Äquivalentbreite (EW), abgeleitet aus den niedrigaufgelösten Daten sind in Tabelle 1 dargestellt.
Resultate Folgende Emissionslinien konnten im Spektrum von Sco während der gesamten Periode unserer Beobachtungen in ihren entsprechenden spektralen Abschnitten erkannt werden:
- HI-Linien der Balmerserie (H-H) und der Paschenserie (P13-P16),
- HeI-Linien 5876, - FeII-Linien bei 5317 und 6383 - und die SiII-Linien bei 6347 Å.
In hochaufgelösten Spektren zeigten diese Linien alle Doppelpeakprofile, typisch für eine quasi-Keplerscheibe eines Be-Sterns. Bei den niedrigaufgelösten Spektren waren die Peaks der H-Linie nicht getrennt, besonders in denen von 2002 und 2003. Die Paschen-Linien, die wir hauptsächlich von Mai-Juni 2002 beobachteten, zeigten Doppelpeakprofile mit Höchstintensitäten von 1,1-1,2 Einheiten des Kontinuums, sowie eine Peaktrennung Vr~130 km/sec,
und Linienhalbwertsbreiten (FWHM) von ~280 km/sec.
Die häufig beobachteten Emissionlinien (wie H bei 6563 Å, FeII bei 5317Å und HeI bei 5876Å) variierten unterschiedlich. Die Äquivalentbreite (EW) der H-Linie ist trotz einer kurzfristigen Abnahme gleich nach dem Periastron ständig gewachsen und wurde von halb-regelmäßigen kurzfristigen Veränderungen begleitet (Abb. 1a). Die FeII- und HeI-Linien zeigten eine sehr bescheidene EW-Zunahme mit kurzfristigen Veränderungen der gleichen Größenordnung, fast synchron mit denen der Profile der H-Linie (Abb. 1b,c).
Diskussion Die Verstärkung der Balmerlinien im Spektrum von Sco zeigt, dass die Menge an zirkumstellaren Material, das den Primärstern umgibt, zugenommen hat. Die Form des DoppelpeakEmissionslinienprofils entspricht der anderer Sterne, woraus man annehmen kann, dass diese zirkumstellare Masse eine scheibenähnliche Verteilung besitzt. Aus
Abb. 2: Die Peaktrennung der H-Linie versus ihrer Äquivalentbreite (EW). Die aus den Profilen abgeleiteten Linienparameter innerhalb unterschiedlicher Perioden (normalerweise 2-3 Wochen) wurden gemittelt. Die gestrichelte Linie repräsentiert die mittlere Beziehung zwischen diesen Parametern für BeSterne nach Zamanov et al. (2001
der wachsenden H-EW, der gleichzeitig abnehmenden Peaktrennung sowie der abnehmenden FWHM kann man annehmen, dass sich die Scheibe vergrößert hat (Zamanov et al. 2001). Dies liegt an
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Abb. 3: Das Verhalten des relativen HFlusses berechnet mit Bezug auf die pre-Periastronepoche im Juli 2000. Die Pfeilspitzenlinien zeigen die Positionen der kurzfristigen Flußzunahmen, während die vertikalen gestrichelten Linien die Positionen der Helligkeitsabnahmen anzeigen. Außerdem gibt es auch Anzeichen für eine längerfristige H-Flusszunahme um JD 2452390-2452420, gefolgt von einer Helligkeitsabnahme nahe JD 2452455. Dies lässt vermuten, dass die visuellen Helligkeitsvariationen meistens durch Veränderungen im zirkumstellaren Material verursacht werden, das sich wegen der Massenverlustrate ständig sich in Bewegung befindet.
einem größeren Beitrag entfernterer und langsamer rotierender Massenanteile am beobachteten Profil. Die Verbreiterung der Linienflügel von H, die hauptsächlich durch Elektronenstreuung verursacht worden ist, zeigt, dass die Thomsonstreuung optisch tief liegt und folglich die mittlere Massendichte mit der Zeit zugenommen hat. Um dies zu veranschaulichen, benutzen wir ein Vr versus EW-Diagramm (Abb. 2).
Eine geringere Peaktrennung in Verbindung mit einer größeren EW entspricht einem größeren Scheibenformat, wegen eines größeren Beitrags der langsamer rotierenden Masse in der Linienemission. Gleichzeitig entspricht eine größere Peaktrennung bei gegebener EW einer größeren mittleren Massendichte. Der Weg von Sco in diesem Plot ist sehr dicht an dem durchschnittlichen Verhältnis zwischen Vr und EW für Be-Sterne. Im April-Mai 2002 (JD 2452370-2452430) und im April 2003 haben jedoch sowohl FWHM und Vr abgenommen, während die EW sich etwas erhöhte. Dieses deutet auf eine Abnahme der mittleren Dichte in der Scheibe hin, weil diese verantwortlich ist für die vertikale Streuung in diesem Diagramm
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(Zamanov et al. 2001). Mehr Informationen über die Prozesse in der Scheibe können aus der visuellen Lichtkurve von Sco herausgeholt werden. Sie besteht vorwiegend aus Helligkeitsschätzungen mit dem bloßen Auge, die jedoch mit den Messungen aus photoelektrischer Photometrie übereinstimmen (Gandet et al. 2002).
Unter der Annahme, dass das Kontinuum nahe H ähnlich variiert wie die visuelle Lichtkurve, errechneten wir den H-Fluss und normierten ihn auf das vor-PeriastronNiveau von Juli 2000. Die Abb. 3 zeigt, dass der Gesamt-H-Fluss sich nach dem Periastron fast linear erhöhte. Zu bemerken ist, dass er sich nahe JD 2452000, 2452150, 2452315 und 2452520 erhöht hat bei gleichzeitiger Abnahme der visuellen Helligkeit nahe JD 2452015, 2452165, 2452335 und 2452555.
Außerdem gibt es auch Anzeichen für eine längerfristige H-Flusszunahme um JD 2452390-2452420, gefolgt von einer Helligkeitsabnahme nahe JD 2452455. Dies lässt vermuten, dass die visuellen Helligkeitsvariationen meistens durch Veränderungen im zirkumstellaren Material verursacht werden, das sich wegen der Massenverlustrate ständig sich in Bewegung befindet.
Amateurastronomen zur professionellen Forschung beitragen können.
Referenzen
- Bjorkman, K. S., Miroshnichenko, A. S., McDavid, D. A., & Pogrosheva, T. M. 2002, ApJ, 573, 812
- Cote, J., & van Kerkwijk, M. H. 1993, A&A, 274, 870
- Gandet, T. L., Otero, S., Fraser, B., & West, J. D. 2002, IBVS, 5352
- Hartkopf, W. L., Mason, B. D., & McAlister, H. A. 1996, AJ, 111, 370
- Miroshnichenko, A. S., Fabregat, J., Bjorkman, K. S., et al. 2001,A&A, 377, 485
- Otero, S., Fraiser, B., & Lloyd, C. 2001, IBVS, 5026
- Rivinius, Th., Baade, D., ¡ Stefl, S., Stahl, O., Wolf, B., & Kaufer, A. 1998, A&A, 333, 125
- Zamanov, R. K., Reig, P., Mart ´ý, J., et al. 2001, A&A, 367, 884
Wenn der Massenverlust sich erhöht, hat dies zuerst eine Auswirkung auf die Spektrallinien, die dadurch stärker werden. Die optische Tiefe des Kontinuums wird größer, wenn nach einiger Zeit die ausgestoßene Materie tiefer in die Scheibe eindringt (und sich dabei weiter von der stellaren Oberfläche entfernt), der Stern verblasst.
Dieser Auszug aus einem Artikel aus Astronomy & Astrophysics zeigt, mit welch wissenschaftlich relevanten Ergebnissen (hier im Bereich der Spektroskopie)
Tabelle 1: Zusammenfassung der niedrigaufgelösten HBeobachtungen. Das Beobachtungsdatum ist als modifiziertes, heliozenztrisches Julianisches Datum (MJD = HJD-2450000) in Spalte 1 gegeben, der Beobachtungsort in Spalte 2 (F = Frankreich, G = Germany = Sternwarte VdS-Köln), die Linienäquivalentbreiten zeigt Spalte 3.
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Meteorastronomie - ein Feld für Profis und Amateure oder:
Welcher Profi beobachtet schon Meteore?
von Jürgen Rendtel und Sirko Molau
Aus der Sicht der meisten Amateure stellt die Meteorbeobachtung eine Art ,,Einsteigerbranche" dar. Ohne vorzeigbare Instrumente, vieles mit bloßem Auge - das kann angesichts der heutigen technischen Möglichkeiten kaum zu nennenswerten neuen Ergebnissen führen. Doch die Entwicklung der letzten Jahrzehnte hat dieses Bild ziemlich verändert. Hier wollen wir für einige Aspekte der Meteorforschung zeigen, welche Wechselbeziehungen es gerade auf diesem Gebiet gibt.
Naturgemäß begegnen sich bei der Beobachtung von Meteoren und der Analyse von Ergebnissen sehr unterschiedliche Verfahren. Schließlich findet das Phänomen praktisch in Griffweite statt. Der beobachtbare Ionisations- und Leuchtprozess geschieht zwischen 130 und 60 km über der Erdoberfläche. Die Bahn der winzigen Teilchen ist da bereits durch gravitative und kollisionsbedingte Effekte beeinflusst. Meteoroide tragen auch Material in die Hochatmosphäre der Erde ein. Daher ergeben sich zahlreiche mögliche Methoden der Beobachtung:
- optische Beobachtungen (visuell, fotografisch, Video)
- Radar- und Radiobeobachtungen - Lidar-Messungen In situ-Messungen mit Stratosphärenflugzeugen, Satelliten und Raumsonden stellen weitergehende Informationsquellen dar. Da wir vornehmlich über die Verzahnung von Amateur- und Profibeobachtungen berichten wollen, konzentrieren wir uns jedoch auf optische Beobachtungen vom Boden aus.
Visuelle Beobachtungen: Von belächelten Zählungen zum Flussprofil Die geringe Anerkennung von Meteorbeobachtungen hat historische Ursachen. Es gab keine Standards und oft fehlten selbst grundlegende Kenntnis über Meteorströme. Dabei sah nach Schiaparellis Werk von 1872 eigentlich alles günstig aus: Man hatte die Verbindung zu Kometen erkannt und auch die Orbits der Teilchen berechnet. Lange Zeit konzentrierte man sich aber nur auf die Entdeckung ,,neuer" Ströme und ermittelte praktisch keine Daten über ihre physikalischen Eigenschaften wie
Dichte und Größenverteilung. Aufgrund dieser Zielstellung gibt es kaum verwertbares Material über die Raten von Meteorströmen bis in die 1970-er Jahre. Selbst das grandiose Leonidenmaximum von 1966 verursachte keinen Impuls für die Meteorbeobachtung. Das änderte sich erst in den 1980er Jahren und fand mit der Gründung der International Meteor Organization (IMO) auch einen organisatorischen Höhepunkt.
Natürlich sind die nationalen Beobachtergruppen weiterhin nötig und wichtig. Das beginnt schon mit dem Kontakt der Beobachter untereinander und der Anleitung für die benötigten Beobachtungen und Auswertungen. Die Gründung des Arbeitskreises Meteore (AKM) im Jahre 1978 fällt in die Zeit, die als Anstoß für standardisierte Meteorbeobachtungen betrachtet werden kann. Bis 1988 waren die Standards vereinbart und etabliert, und in den darauffolgenden Jahren wurden auch vorzeigbare Ergebnisse geliefert. Mit solchen Resultaten wurde es sogar möglich, an internationalen Tagung-
Abb. 1: Zu den Geminden 2006 konnte man seine visuellen Daten sofort nach der Beobachtung auf der IMO-Webseite erfassen und zusehen, wie das ZHR-Profil (links) quasi online "wuchs". Viele Beobachter waren von dieser online-Analyse begeistert und haben sich an dem Experiment beteiligt (rechts).
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Abb. 2 a+b: Einer der interessantesten "neuen" Meteorströme aus der Analyse der Videodaten ist von Mitte November bis Anfang Dezember aktiv. Der Strom hat ein klassisches Aktivitätsprofil (links) und sein Radiant zeigt das für Meteorströme typische Driftverhalten (rechts). Von der Geschwindigkeit hat er gewisse Ähnlichkeiten mit den Monocerotiden, weicht von der Position her ab deutlich von diesen ab.
en der Berufsastronomen teilzunehmen. Mehr noch: Es kam zur Gründung einer Arbeitsgruppe zum Thema Zusammenarbeit zwischen professionellen Meteorastronomen und Amateuren, der Pro-Am Working Group der IAU Commission 22 (Meteore und interplanetarer Staub).
Kaum in einer anderen Disziplin spielen systematisch gewonnene Beobachtungsergebnisse durch Amateure eine ähnliche Rolle. Der große Vorteil der weltweiten Verteilung von visuellen Meteorbeobachtern konnte immer wieder genutzt werden, um relativ schnell ein Profil des Teilchenflusses für verschiedene Meteorströme zu erstellen. Das wurde besonders in den Jahren der spektakulären Leonidenstürme deutlich. Der letzte große Impuls war die online-Erfassung visueller Beobachtungen zu den Leoniden und Geminiden 2006, die wenige Minuten nach erfolgter Eingabe sogleich in die ZHR umgesetzt wurde und zu einem sichtbar wachsendes Ratenprofil auf der IMOWebseite führte (Abb. 1).
Vom Radiant zum Orbit - die heutige Arbeitsliste der Meteorströme Mit der Entwicklung von fotografischen und Videobeobachtungen konnten in größerer Zahl die Orbits von Meteoroiden gemessen und ihre Zuordnung zu
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Ursprungsobjekten hergestellt werden. Der Nachweis von Meteorströmen beruht schließlich nicht nur auf der Erscheinung eines Radianten - dies ist nur ein notwendiges Kriterium. Vielmehr sollten zusammen- passende Orbits und ein dazugehöriges Objekt einen Strom definieren. In diese Richtung hat sich auch die Arbeitsliste von Meteorströmen entwickelt. Eine auffällige Veränderung gegenüber den früheren Listen ist ihre stark geschrumpfte Länge. Neue Einträge kommen nur hinzu, wenn sie hinreichend durch Orbits, Aktivität und möglichst auch ein Ursprungsobjekt belegbar sind. Natürlich sind im Laufe der Zeit auch solche Ströme wieder aufgenommen worden, deren Nachweisbarkeit längere Zeit nicht gegeben war, die aber durch kürzlich beobachtete Ausbrüche von sich reden machten. Dazu gehören zum Beispiel die Juni-Bootiden mit einem starken Maximum 1998.
Die Benennung von Meteorströmen wurde nach der IAU-Konferenz 2006 an eine Arbeitsgruppe der Commission 22 übergeben, an der ebenfalls Amateure beteiligt sind. Das ist nicht überraschend, denn ein wesentlicher Beitrag für die Erkennung neuer Ströme wird von den Amateuren beigesteuert. Als Beleg dafür sei die systematische Auswertung der über mehrere Jahre gesammelten Video-Daten genannt,
die auf der IMO-Jahrestagung 2006 von Sirko Molau vorgestellt wurde. Einige der dort identifizierten Ströme sind - unterstützt durch andere Befunde - bereits in der gegenwärtigen Arbeitsliste enthalten, andere stehen unter Beobachtung und könnten noch hinzu kommen (Abb. 2).
Amateur oder Profi - wo liegt der Unterschied? Formal ergibt sich die Zuordnung durch den Umstand, dass der Profi mit dem Thema beruflich verbunden ist und seinen Lebensunterhalt davon bestreitet, der Amateur sich gerade diesen Bereich ausgesucht hat und seine Freizeit damit verbringt. Das hat natürlich zur Folge, dass der Amateur nur sich selbst gegenüber verpflichtet ist - Ergebnisse müssen nicht vorgelegt werden. Die Beschäftigung mit dem Thema erfolgt so lange und so intensiv, wie Interesse besteht und die persönlichen Möglichkeiten dies zulassen. Diese Randbedingungen können leicht dazu führen, dass ohne Abschluss oder Übergabe auf ein anderes Feld umgeschwenkt wird.
Ein weiteres Kriterium mag die Instrumentierung darstellen. Doch hier ist der Unterschied gerade bei Meteorbeobachtern weniger gravierend als auf anderen Gebieten der Astronomie. Zwar wird sich ein Amateur kein Lidar leisten können.
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Abb. 3: Die jährlich stattfindende International Meteor Conference (hier ein Gruppenfoto von der IMC 2006 in Holland) ist nicht nur eine Tagung, bei der sich Amateure untereinander austauschen. Hier finden sich auch immer wieder Profiastronomen ein, um den Kontakt mit den Amateuren zu pflegen und neuste Erkenntnisse auszutauschen.
Moderne Aufnahmetechnik hingegen, wie zum Beispiel eine Videokamera ist - wie in dieser Zeitschrift bereits vorgestellt - auch für den engagierten Amateur erreich-
bar. Das Beispiel zeigt, dass das Budget eines wissenschaftlichen Instituts keine unabdingbare Voraussetzung für wissenschaftliche Ergebnisse ist. Viel wichtiger
ist die systematische Beobachtung und Ausdauer. Hier mag der Amateur sogar Vorteile haben, die sich aus der oben genannten Tatsache ergeben, dass keine Abrechnung der Ergebnisse nach vorgegebenen Zeiträumen und Kriterien erfolgen muss.
Die internationale Zusammenarbeit sowie einheitliche Beobachtungs- und Auswertungsmethoden stellen eine Stärke der Amateurseite dar, die mit der 1989 gegründeten International Meteor Organization (IMO) ihren sichtbaren Ausdruck erfuhr (Abbildung 3). Die Einladung an die Amateure, zur Definition einer "formellen" Meteorstromliste durch die IAU C22 bis 2009 aktiv beizutragen, unterstreicht die Wertschätzung für die Arbeit der Amateure auf dem Gebiet der Meteorbeobachtung. Sie liefert einen weiteren Ansporn, nicht nur aus Spaß an der Freude nach Sternschnuppen Ausschau zu halten, sondern mit systematischen Beobachtungen ein eigenes Puzzleteil zum Verständnis der Kleinkörper in unserem Sonnensystem beizutragen.
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Zusammenarbeit Fachastronomen und Amateure (BAV)
von Werner Braune
Als Veränderlichen-Arbeitsgemeinschaft mit Beobachtungen seit 1948 ist es wohl erforderlich, das Thema etwas historisch anzugehen. Das Umfeld stellt sich im Wandel der Zeiten für die BAV sehr unterschiedlich dar.
Das grundlegende, noch heute gültige Programm der jungen BAV entstand 1950 in enger Rücksprache mit den Fachastronomen Prof. Cuno Hoffmeister und Paul Ahnert in Sonneberg und mit Prof. Dr. H. Schneller vom Astrophysikalischen Observatorium in Potsdam. Es war und ist auf die visuellen Beobachtungsmöglichkeiten von Amateuren mit kleinen Instrumenten (z.B. 4"-Refraktoren) und den visuell beobachtbaren Helligkeitsveränderungen von mindestens 0,5 mag zugeschnitten und umfasst alle Veränderlichentypen. In dieser Zeit beobachteten auch viele Fachastronomen visuell, bzw. werteten Fotoplatten aus. An nur wenigen Instituten und deren größeren Instrumenten wurden Helligkeiten lichtelektrisch gemessen.
ne Arbeiten auch von Amateuren über aktuelle Beobachtungen Veränderlicher in kurzer Form publiziert, dies auch im Hinblick auf nachfolgende, ausführliche Besprechungen in Fachpublikationen. Visuelle Beobachtungen sind inzwischen nicht mehr dabei, da es hierfür andere Publikationsmöglichkeiten gibt. Da Amateure den geforderten Gütekriterien vor allem im Rahmen der Entwicklung der CCD-Beobachtung folgten, sind diese Beobachtungen gefragt. In den IBVS werden zudem die Name-Lists offiziell neu benannter und damit gesicherter Veränderlicher publiziert. Sie finden damit Eingang in den GCVS.
Durch Fachastronomen wurden Entdeckungen von Amateuren weiter verfolgt, wie z.B. die Sterne V364 Lac und FF Cnc (Entdecker Peter Frank), fotografisch bei der Beobachtung von SW-LacertaeMinima bzw. bei der Beobachtung des Asteroiden Toutatis mit weiteren interessanten Ergebnissen wie Apsidendrehung bzw. besonderen astrophysikalischen Komponenten im Doppelsternsystem. Umgekehrt konnten, angeregt durch die in den IBVS veröffentlichten Entdeckungen neuer, heller Veränderlicher durch das Hipparcos-Satelliten-Programm Amateure nicht zueinander passende Daten durch visuelle Beobachtungen sinnvoll zusam-
Die Amateure profitierten von den Hinweisen der Fachastronomen direkt, durch Nachfragen bzw. durch die Nachschau in einzelnen Publikationen der speziell mit Veränderlichen befassten Institutionen, die die BAV im Austausch gegen den BAV Rundbrief und die jährlichen Zusammenstellungen von Beobachtungsergebnissen (BAV Mitteilungen) erhielt. Die GuL ,,Geschichte und Literatur der veränderlichen Sterne", Potsdam, wurde bereits vor dem ersten Weltkrieg herausgegeben und bis 1963 fortgesetzt. Zusammenfassende Werke wie der GCVS ,,Generalkatalog Veränderlicher Sterne", Moskau, entstanden nach dem 2.Weltkrieg. Die Fachastronomen waren sehr daran interessiert, in ihren Zeitschriften die systematisch erzielten Ergebnisse der Amateure aufzunehmen. So veröffentlichten z.B. die AN ,,Astronomische Nachrichten", Potsdam, die Beobachtungsergebnisse der BAV.
Neu entstand in den 60er Jahren das IBVS ,,Information Bulletin on Variable Stars" der IAU-Commission 27 (,,Veränderliche"), das seither in Budapest herausgegeben wird. Hier werden abgeschlosse-
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Abb. 1 : Lichtkurve von Mira seit 1850 nach den AAVSO Daten
Land
45 Länder weltweit USA Deutschland davon BAV (2006)
Anzahl der Beobachter
751 265
42 21
Anzahl der Einzelschätzungen
932.119 264.507
17.885 16.636
Tabelle 1: Beobachtungseingang bei der AAVSO 2005-2006 (30. September):
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menfügen. So entstand die Lichtkurve zu HD 143213, der jetzt V335 Ser heißt, aufgrund einer Periodenableitung von Eckhard Born durch visuelle Schätzungen. Dieses Ergebnis wurde wiederum in den IBVS publiziert.
Hinzu kamen über hundert Neuentdeckungen Veränderlicher von Klaus Bernhard durch den systematischen Einsatz einer CCD-Kamera. Neuentdeckungen gab es auch durch Franz Agerer und Wolfgang Quester, ebenfalls mit CCD-Kameras. Amateure, die eigentlich Deep-SkyObjekte fotografierten, stießen ebenfalls auf Veränderliche.
Die AAVSO ,,American Association of Variable Star Observers", gegründet 1911, als inzwischen internationale Sammelstelle vor allem von Beobachtungen an Mirasternen, eruptiven und unregelmäßigen Veränderlichen hat ihre eigene Domäne noch überwiegend visueller Beobachtungen mit direkter Helligkeitsbestimmung nach vorliegenden Vergleichssternkarten. BAVBeobachter arbeiten hier ebenso mit wie bei der AFOEV ,,Association Francaise des Observateurs d`Etoiles Variables", gegründet 1921.
Mit Stolz zeigt die AAVSO gern die hier eingefügte Lichtkurve von Mira (Omicron Ceti). Es wird hieran zweierlei deutlich: Das Ziel sind möglichst kontinuierliche Beobachtungen über lange Zeiträume und die Datensammlung der AAVSO geht hier bis weit in die Zeit vor deren Gründung zurück.
Seit Beginn unserer Tätigkeit finden sich die Beobachter der BAV in der Datensammlung wieder. Beim weltweiten Eingang von Beobachtungen bei der AAVSO steht Deutschland hinsichtlich der Anzahl der Beobachter und visuellen Einzelschätzungen gleich nach den USA.
Der monatliche Eingang von Helligkeitsschätzungen durch Amateure gestattet es, beim Langzeitverhalten sehr vieler Veränderlicher immer aktuell zu sein. So konnte Janet A. Mattei, bis zu ihrem Tod 2005 Direktorin der AAVSO, bereits 1989 systematisiert und mit Beispielen mitteilen, wie Amateure den Fachastronomen in diesem Beobachtungsbereich helfen: 1. Unterstützung bei der Planung von
Beobachtungsprogrammen für große Teleskope oder Instrumente an Bord von Satelliten
2. Berichterstattung und unverzügliche Meldung über das Verhalten optisch zu überwachender Sterne während der laufenden Beobachtungen
3. Hochqualifizierte optische Beobachtung zur Datenkorrelation in Vielfarbenbereichen.
Arne Henden als derzeitiger Direktor der AAVSO hat deren umfassendes Wirken in einem um Zusammenarbeit zwischen Berufs- und Amateurastronomen werbenden Artikel aktuell dargestellt.
Mit der Entwicklung des Internet übernahm das in der japanischen Universität von Kyoto entstandene VSNET eine sehr wichtige Funktion im Bereich der kataklysmischen (eruptiven) Sterne. Sowohl Profis als auch Amateure konnten ihre Beobachtungen an verschiedene Mailinglisten melden und auf besondere Aktivitäten dieser Sterne hinweisen. Bei manchen Ausbrüchen sind Folgebeobachtungen innerhalb von Minuten bis Stunden notwendig. Dadurch entstanden internationale Beobachtungskampagnen mit wissenschaftlich relevanten Ergebnissen, bei deren Veröffentlichung auch Amateurbeobachter mitwirken und namentlich erwähnt werden konnten.
Ergänzend entstanden in den letzten Jahren mehrere Kommunikationsplattformen, unter denen besonders das CVnet hervorsticht. Hier finden sich jederzeit die aktuellsten Ereignisse aus der Welt der kataklysmischen Sterne sowie Beobachtungsaufforderungen besonders auch an Amateure.
Mit dem Internet ist das Angebot aller bisher nur durch einzelne LiteraturRecherche der erreichbaren Quellen wesentlich erleichtert worden. Vorreiter war SIMBAD, Straßburg, eine leicht handhabbare Adresse der Sammlung von Literaturhinweisen u.a. auch für einzelne Veränderliche.
Abb. 2 : Überlagerungen eigener Messungen mit VFilter (blaue Dreiecke) mit dem WADEMuster (gelbe Rauten). Die beiden Rauten bei JD ...,5202 ober- und unterhalb der Kurve zeigen das Maximum an.
Das Angebot zum Nachschauen und Mitmachen ist inzwischen mit vielen Homepages internationaler Veränderlichenorganisationen und astronomischer Institutionen zugänglich. Links gibt die BAV-Homepage. Auf diese Art greifen nun sowohl Fachleute auf die Daten der Veränderlichenbeobachter zu, wie auch die Amateure auf Meldungen und Datensammlungen im Internet.
Was so leicht erkennbar ist, wird wechselseitig von Fachleuten und Amateuren genutzt. Die weitere Kommunikation ist per E-Mail leicht möglich und ggf. nötig um Abweichungen zu Angaben zu klären oder Beobachtungsaufrufe zu starten. Diese werden nicht nur auf Homepages veröffentlicht sondern auch ein individuell bekannter Beobachterkreis angestoßen bzw. ein weltweiter Kontakt aktiviert.
Die Fachastronomen sind sehr an der Zusammenarbeit mit Amateuren interessiert, vor allem wenn sie davon ausgehen können, dass - wie bei der BAV - systematisch und mit CCD in ausreichender Güte beobachtet wird. So war z.B. die Mitwirkung von Dieter Husar bei einem Programm zu Bedeckungskandidaten bei T-Tauri-Sternen für ein Team aus Garching genauso möglich wie seine Unterstützung eines Mirastern-Programms der Sternwarte in Hamburg-Bergedorf. Dr. Strassmeier, dem Direktor des Astrophysikalischen Instituts (API) in Potsdam, hat die BAV zu seiner Begrüßung die Mitwirkung auf Bestellung bei der Parallbeobachtung von RS-CVn-Sternen angeboten.
Unsere Beobachter berichten zu Kontakten mit Fachastronomen im Einzelnen: Klaus Bernhard Die Zusammenarbeit mit Fachastronomen ist ein sehr spannendes Thema und ich freue mich, dass dies seitens der BAV verstärkt aufgegriffen werden soll. In meinem Fall habe ich mich weniger
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an professionellen Beobachtungsprojekten beteiligt, sondern es haben sich in dankenswerter Weise Fachastronomen gefunden, die mich in der Auswertung und Publikation der mit meinem Suchprogramm entdeckten Veränderlichen unterstützt haben. Allen voran ist hier Dr. Chris Lloyd zu nennen, der mich seit vielen Jahren in der Publikation neu entdeckter Veränderlicher in Fachzeitschriften wie IBVS unterstützt. Unsere letzte Zusammenarbeit betraf die neue Zwergnova GSC 0273601067, die aus den Daten des professionellen Himmelsüberwachungsprogram mes ROTSE abgeleitet werden konnte (IBVS 5750). Kennengelernt habe ich ihn bei Diskussionen des in früheren Jahren wesentlich aktiveren japanischen VSNET.
Weitere Kontakte mit Thomas Berthold (Sonneberg) und Dr. Konrad Dennerl (Garching) betrafen meine letzten Arbeiten über eine neue Zwergnova (IBVS 5620) und einen neuen RS-CVn-Stern (BAV Mitteilung Nr. 177).
Franz Agerer Zusammenarbeit gab es bei mir mit Dr. Todoran aus Cluj-Napoka (Klausenburg RO), der sich vornehmlich mit Veränderlichen mit Apsidendrehung beschäftigte, und mit Dr. K. Dennerl MPE Garching für den ich zeitgleiche Beobachtungen im visuellen Bereich durchführte, als Vergleich zu Rosat-Beobachtungen. Dr. Dennerl kenne ich schon, als er noch Schüler in Landshut war. Mit ihm sind einige Landshuter Sternfreunde durch unseren gemeinsamen astronomischen Mentor Prof. Otto Nögel verbunden. Dr. Todoran habe ich wahrscheinlich in Brno kennengelernt. Seinen Aufsatz über Sterne mit Apsidendrehung habe ich ins Deutsche übertragen, er ist in SuW erschienen. Mit Prof. Geyer gab es wegen der Lichtenknecker-Database der BAV einige Korrespondenz.
Darüber hinaus gab es mit Fachastronomen nur sporadische Zusammenarbeit, die sich immer auf einen ganz besonderen Stern bezog (z.B. EG And, 22 Vul).
Wolfgang Quester Von den zwei Kontakten mit Fachastronomen nutze ich die Gelegenheit anhand gegebener Details am Beispiel von TU UMa etwas genauer darzustellen, worum es bei der Veränderlichenbeobachtung gehen kann. 1. Für Prof. R. Wade, Pennsylvania State University, USA, beobachte ich Maxi-
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ma von TU UMa mit V-Filter. Die Auswertung geschieht mit der von ihm gelieferten Musterlichtkurve (Template). Ein derartiges Vorgehen ist bei diesem RRLyrae-Stern mit äußerst gleichförmigem Lichtwechsel möglich. Die Messungen dienen zum Verbessern der Doppelsternbahn des Systems TU UMa. Weitere Beobachter sind erwünscht.
Die Kontaktaufnahme geschah vor zwei oder drei Jahren durch mich, weil von ihm veröffentlichte Maximumzeiten um 3 bis 5 Minuten von eigenen Messungen abwichen (IBVS). Daraus entwickelte sich eine Diskussion per E-Mail, die bei TU UMa zum Verzicht auf meine Auswertemethode (Pogson) führte. Durch V-Messungen und Auswertung mit Musterlichtkurven stimmen die Maximumszeiten jetzt auf ca. +- 1 Minute überein.
Bei der festgestellten Stabilität der Lichtkurve könnte man annehmen, dass auch die Periode stabil sei. Der Stern hat aber jahrzehntelang den Versuchen widerstanden, seine stark streuenden Abweichungen der Beobachtungen (BR) zu deuten. In den 80er Jahren entstand das Modell, dass TU UMa die helle Komponente eines Doppelsterns sei und die (B-R) durch den Lichtzeiteffekt beim Bahnumlauf erzeugt würden. 1990 wurden spektroskopische Messungen in
die Überlegungen mit einbezogen. Der Umlauf auf einer stark exentrischen Bahn dauert danach ungefähr 20 Jahre. Seither verfolgen weitere Fachastronomen den Stern, weil er die Möglichkeit bietet, die genaue Masse eines RR-Lyrae-Sterns zu berechnen. Auch erwartet man nahe dem Periastron einen Einfluss des Begleiters auf die Lichtkurve. Das soll 2011 der Fall sein. Der Abstand der beiden Sterne wird dann nur 2 AE betragen.
2. Dr.-Remeis-Sternwarte, Bamberg. Kontaktpersonen sind Prof. H. Drechsel und Dipl.-Phys. St. Nesslinger.
Beide haben der BAV das WilsonDevinney-Programm MORO zur Bestimmung von Systemgrößen von Bedeckungsveränderlichen überlassen. Stefan Nesslinger hat 2005 in Hartha über Grundlagen zur Bestimmung der Größen vorgetragen.
MORO ist in FORTRAN geschrieben. Da ich davon keine Ahnung habe, habe ich MORO an Dr. Hans Jungbluth weitergegeben. Er bemüht sich, es bedienungsfreundlicher zu gestalten. Außerdem hat er Kontakt zu Prof. Kallrath (University of Florida), einem Mitautor verschiedener Bücher über das WD-Programm, aufgenommen. Prof. Kallrath ist Mitarbeiter der BASF und wohnt ca. 80 km von Karlsruhe entfernt.
Abb. 3: (B-R) von TU UMa nach den von Wade berechneten Bahnmodellen (private Mitteilung 2006). Die Kurven entsprechen den berechneten Bahnen, die Symbole den verwendeten Maxima. Das rote Quadrat stellt ein Messergebnis vom Februar 2007 dar.
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Bekanntermaßen ist Ziel unserer Bemühungen, BAV-Mitglieder zum Messen vollständiger Bedeckungslichtkurven mit verschiedenen fotometrischen Filtern zu animieren und damit Systemgrößen zu berechnen. Um unter den Mitgliedern das Verständnis für die Physik der Bedeckungssterne zu fördern, soll ein Einführungsseminar veranstaltet werden.
Absolute Dimensionen von Bedeckungskomponenten lassen sich nur bestimmen, wenn auch ihre Radialgeschwindigkeiten bekannt sind. Es ist also eine Aufgabe, Fachsternwarten zu finden, die über die Periode verteilte Spektren von Bedeckungssternen messen und für unsere Auswertung zur Verfügung stellen.
Zu solchen Zusammenarbeiten kommt die BAV unter anderem durch die eingeladenen Fachastronomen auf den alle zwei Jahre stattfindenden BAV-Tagungen. Die Fachastronomen sprechen dann nicht nur über ihre Arbeiten, sondern setzen für ihre Beobachtungen auch gern Amateure gezielt ein.
Der gedankliche und praktische Ansatz für die Durchführung von Beobachtungen ist bei Fachastronomen und Amateuren doch völlig unterschiedlich. Amateure sind Hobby-Astronomen und machen bei aller Professionalität und Intensität ihre Beobachtungen als Freizeitspaß. So erreichte die BAV viel durch Laufenlassen dieser Entwicklung. Wenn manchem, der
unsere Werke sieht, dies alles schon viel zu wissenschaftlich erscheint, kann ich nur sagen: "Das zielgerichtete Forschen ist erst bei den Fachleuten gegeben". Wenn man bei Amateuren hier ein über einzelne hinaus gehendes, breiter angelegtes Mitmachen erreichen will, muss man diesen ein Projekt doch sehr schmackhaft machen, um zu erreichen, dass statt der Üblichkeiten etwas ggf. nur wenig anderes stattdessen oder nebenbei beobachtet wird. Insgesamt gesehen kann man aber wirklich zufrieden sein.
Schattenjagd in Europa - Amateure und Profis arbeiten Hand in Hand
von Oliver Klös
Teleskope mit großer Öffnung, entlegene Plätze unter pechschwarzem Himmel, CCD-Kameras mit großen Bildsensoren und Nachbearbeitungssoftware vom Feinsten - wer von uns AmateurAstronomen hat nicht schon die Kollegen der ,,Profi-Seite" beneidet. Der Wunsch außer schönen Bildern auch mal etwas zum Verständnis des Universums beizutragen, ist bei vielen Amateuren groß. Doch ist die Beobachtung des Hobby-Astronomen überhaupt in der Fachwelt gefragt?
Die Antwort ist eindeutig: JA!
Vergessen wir mal die Vorteile der Profis und besinnen wir uns auf unsere eigenen, die gibt es wirklich. Wir können zum Beispiel unser Teleskop im Auto verstauen und zu anderen Beobachtungsplätzen fahren. Dies ist ein Vorteil, der gerade bei Sternbedeckungen durch Asteroiden sehr viel zählt.
Daher wird schon seit Jahren die Beobachtung von Sternbedeckungen durch Asteroiden von Amateuren und Profis gemeinsam gestaltet. In Europa werden Vorhersagen zu Bedeckungen hauptsächlich durch die IOTA-ES (International Occultation Timing Association - European Section) [1] sowie von E.A.O.N. (European Asteroidal Occultation Network) [2] und über die Mailing-Liste PLANOCCULT [3]
Abb. 1: Über ganz Europa sind die Beobachter von Sternbedeckungen verteilt - Amateure wie Profis. Die Farben geben den Status der Stationen an: rot für unbewegliche Stationen, z.B. fest installierte Teleskope. Grün für Heimatstationen mobiler Beobachter, die bereit sind für eine Sternbedeckung ihre Ausrüstung zu bewegen und blau für Stationen im Gelände von mobilen Beobachtern. (Grafik: O. Klös)
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die mobilen Amateure in den Pfad fahren und temporäre Beobachtungsstationen (engl. Expedition sites) nur für diese eine Sternbedeckung errichten.
Über die oben genannten Netzwerke, die hauptsächlich heute über das Internet laufen, greifen Amateure und Profis gleichermaßen auf die Daten zu. Neben der Vorausberechnung der Finsternispfade durch Steve Preston aus den U.S.A. [4] gibt es Stationskarten [5] und Stationslisten der potentiellen Beobachter [6]. Die verwendete Sprache in den Netzwerken ist Englisch, doch sollte dies keinen Beobachter abschrecken. Mitglieder der Netzwerke sind gerne bereit bei der Übersetzung behilflich zu sein.
Beobachtungsstationen gibt es von Finnland im Norden bis Sizilien im Süden, von der Türkei im Osten bis zu den
Kanarischen Inseln im Westen. Dabei wird zwischen Fachastronomen und Amateuren nicht unterschieden. Messungen finden visuell, mit CCD und mit Video satt. Beispiele für Profisternwarten sind zum Beispiel die königliche Sternwarte in Brüssel, das Observatorium in Paris, die Sternwarte auf dem Pic du Midi in den Pyrenäen an der Grenze zu Spanien und das ferngesteuerte TAROT im Süden Frankreichs.
Die Beteiligung der Profis beschränkt sich aber nicht nur auf das Beobachten. Der Profiastronom Raoul Berend vom Observatoire de Genève in der Schweiz beobachtet nicht nur selbst Sternbedeckungen sondern liefert auch ,,Last-MinuteAstrometrie", um die Vorausberechnungen der Pfade für alle potentiellen Beobachter zu verbessern [7]. Jean Lecacheux vom IMCCE [8] in Paris berechnet mögliche
Abb. 2: Eine typische Amateurstation. An dem 10" LX200 wird eine empfindliche SW-Videokamera mit GPS Video Time Inserter eingesetzt. Das Videosignal wird auf einem tragbaren VHS-Recorder aufgezeichnet. Diese Beobachtungsausrüstung lässt sich nach einer Fahrt in einen Finsternispfad schnell aufbauen. (Foto: O. Klös)
verbreitet. Die Organisationen übernehmen auch das Sammeln der Ergebnisse und die Auswertung. Die IOTA-ES ist gleichzeitig auch die Fachgruppe Sternbedeckungen der VdS und ruft für wichtige Ereignisse im deutschsprachigen Raum auch auf der Webseite der VdS auf.
Bei einer Sternbedeckung durch Asteroiden verdunkelt ein Asteroid einen Stern zu einer bestimmten Zeit, ähnlich wie wir es vom Mond bei der Sonnenfinsternis kennen. Hier sieht der Beobachter die ,,große kosmische Uhr" wirklich ticken. Die Bedeckung findet in einem Finsternispfad statt, der oft weniger als 100 km breit ist. Der Vorteil des Amateurs mit dem transportablen Teleskop kommt dabei voll zum Tragen. Während die Fachastronomen in den Sternwarten warten müssen, bis mal ein Pfad ihren Standort berührt, können
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Abb. 3: Zu den Vorhersagen der Sternbedeckungen erscheinen regelmäßig Stationskarten auf der Webseite der IOTA-ES. Sie geben dem Beobachter einen ersten Überblick, wie seine Station zum Bedeckungspfad liegt und erleichtert die Planung für mobile Beobachter. (Grafik: O. Klös)
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Abb. 4: Die Kuppeln auf dem Pic du Midi in den Pyrenäen. Das 55 cm-Teleskop (verdeckt), das 1 m-Teleskop, der Koronagraph und das 60 cm-Teleskop (v. l. n. r.) (Foto: E. Frappa)
Pfadverschiebungen verursacht durch Doppelsterne oder den zusätzlichen Finsternispfad eines Satelliten eines Asteroiden. Eric Frappa aus Frankreich hat mit seiner Seite ,,Euraster.net - European Asteroidal Occultation Results" eine Datenbank geschaffen auf der alle Beobachtungen der letzten zehn Jahre archiviert sind [9].
Bei der eigentlichen Beobachtung kommt den Hobby-Astronomen mit transportablen Geräten eine wichtige Rolle zu. Da es wichtig ist, dass die Stationen senkrecht zur Pfadrichtung gut verteilt sind, um die Größe und gegebenenfalls die Form des Asteroiden zu bestimmen, sollten mobile Beobachter möglichst Bereiche im Pfad abdecken, die von den stationären Sternwarten nicht erreicht werden. Aber auch Beobachter, die gerne nur von zu Hause aus beobachten sind natürlich willkommen. Ein dichtes Netz von Beobachtern verspricht die besten Ergebnisse.
Die letzten Jahre haben gezeigt, dass die Zusammenarbeit zwischen Profis und Amateuren im Bereich Sternbedeckungen von Asteroiden sehr erfolgreich verläuft.
Die Zahl der erfolgreichen Beobachtungen steigt, die Anzahl der Beobachter auch [10]. Die weltweiten Ergebnisse der Bedeckungen werden in einem Katalog auf einer NASA-Seite [11] gesammelt und kürzlich hat auch das MPC (Minor Planet Center) anerkannt, dass die ermittelten Positionsdaten durch Asteroidenbedeckungen eine hohe Genauigkeit erreichen. Damit erhalten die Daten beim MPC ihren eigenen Stationscode 244 und werden in die offiziellen Bahnrechnungen einbezogen [12]. Ein verdienter Erfolg.
Wer gerne wissenschaftliche Daten mit seinem Teleskop sammeln möchte, Freude daran hat mit Beobachtern nicht nur in Europa, sondern in der ganzen Welt zu kommunizieren, der findet mit der Beobachtungsaufgabe Sternbedeckungen ein wertvolles und spannendes Tätigkeitsfeld.
Der Einstieg ist verhältnismäßig einfach. Der Beobachter benötigt neben einem Teleskop eine handelsübliche Funkuhr und eine Stoppuhr mit Zwischenzeit. Der Beobachter startet die Stoppuhr beim Verschwinden des Sterns und betä-
tigt die Taste für ,,Zwischenzeit" beim Wiedererscheinen des Sterns. Jetzt sieht der Beobachter auf die Funkuhr und hält die Stoppuhr zu einer Referenzzeit an. Diese Referenzzeit kann z. B. die nächste volle Minute sein. Anschließend wird die Stoppuhr abgelesen.
Ein Beispiel: Zwischenzeit der Stoppuhr : 4,56 sek. Endzeit der Stoppuhr: 23,34 sek. Referenzzeit: 22:30:00 Uhr
Zur Auswertung: Die Stoppuhr wurde zur vollen Minute (60 sek.) angehalten, die Stoppuhr 23,34 sek. zuvor gestartet (60 - 23,34 = 36,66). Verschwinden des Sterns und Start der Stoppuhr sind identisch, d.h. die Bedeckung begann um 22:29:36,66 Uhr. Die gemessene Zwischenzeit ist mit der Dauer der Bedeckung identisch. Addiert zum Zeitpunkt des Beginns der Bedeckung erhält man den Zeitpunkt des Wiedererscheinens des Sterns (22:29:41,22 Uhr). Da Funkuhren ihre Zeit in Mitteleuropäischer Zeit anzeigen, muss noch eine Korrektur auf Universal Time (U.T.) durchgeführt werden. Wenn hier auch Hundertstelsekunden
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Abb. 5: Das 1-Meter-Teleskop, das auch zur Beobachtung von Sternbedeckungen benutzt wird. (Foto: F. Colas)
angegeben sind, bei einer solchen Messung liegt die Genauigkeit nur bei etwa 1 Sekunde. Die Genauigkeit der Anzeige der Funkuhr hängt davon ab, wann die Uhr das letzte Mal ein Zeitsignal empfangen hat, außerdem reagieren die Displays der Uhren auf niedrige Temperaturen mit Verzögerungen. Nicht zu unterschätzen ist auch die Reaktionszeit des Bobachters. Sie ist abhängig auch von der ,,Tagesform". Müdigkeit und Kälte sind nicht zu unterschätzende Faktoren. Durch eine ehrliche Einschätzung ist die Reaktionszeit aber in den Griff zu bekommen. Eine Reaktionszeit ist ganz natürlich und nicht tragisch, sie muss nur bekannt sein, um sie dann bei der Auswertung der Zeitnahme berücksichtigen zu können.
Wenn auch die Genauigkeit einer solchen Messung weit hinter den heutigen Möglichkeiten (z.B. Videomessung) zurückliegt, so ist ein solches Ergebnis wichtig für die Auswertung und kann vorhandene Lücken im Pfad schließen.
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Natürlich darf die geografische Position und die Höhe des Beobachtungsplatzes bei der Meldung nicht vergessen werden.
Es ist sehr wichtig, dass die Dauer der Bedeckung UND die genauen Zeitpunkte des Verschwindens und des Erscheinen des Sterns festgehalten werden. Bei der Beobachtung der Sternbedeckung durch (17) Thetis im April 2007, die hauptsächlich von Beobachtern in Deutschland durchgeführt wurde, ist es deutlich zu sehen. Bei der mit Nr. 8 bezeichneten Messung wurde nur die Dauer der Bedeckung, nicht aber der Zeitpunkt festgehalten. Die Messung konnte damit in der endgültigen Auswertung nicht berücksichtigt werden. Ähnliche Ungenauigkeiten gab es mit der Beobachtung Nr. 23. Da beide am Rand des Asteroiden stattfanden, wären die genauen Daten sehr wichtig gewesen, um die ,,Grenzen" des Schattens noch genauer zu bestimmen. (siehe Grafik)
Jetzt sind Sie dran. Los geht's! Beobachten Sie das Ticken der großen kos-
Abb. 6: TAROT (Telescopes à Action Rapide pour les Objects Transitoires) in Calern, Frankreich auf 1270 Metern Höhe ist ein komplett ferngesteuertes Teleskop mit 25 cm Durchmesser bei f /3,4. Es ist bestückt mit einer Andor CCD Kamera (Sensor: Marconi 4240 back illuminated). (Foto: TAROT)
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mischen Uhr. Die Mitglieder der IOTA-ES helfen Ihnen gerne die ersten Schritte zu tun.
Literaturhinweise:
[1] www.iota-es.de [2] http://astrosurf.com/eaon/ [3] Anmeldung für die Mailing-Liste
PLANOCCULT über www.euraster.net [4] http://asteroidoccultation.com [5] www.iota-es.de [6] www.poyntsource.com/New/Global.htm [7] http://obswww.unige.ch/%7Ebehrend/
page_cou.html [8] www.imcce.fr [9] www.euraster.net [10] www.euraster.net/results/stat/index.html [11] www.psi.edu/pds/resource/occ.html [12] www.cfa.harvard.edu/iau/lists/ObsCodes.
html
Abb. 7: Das ermittelte Asteroidenprofil von (17) Thetis durch die Beobachtungen am 21. April 2007. Der Durchmesser des Asteroiden wurde auf 76 km x 63 km bestimmt. (Grafik: E. Frappa, - European Asteroidal Occultation Results - www.euraster.net - 2007)
Mein Weg zum eigenen Observatorium
von Klaus-J. Stepputat
- Teil 2 -
Im ersten Teil des Berichtes wurde die lange Suche nach einer geeigneten, den bestehenden Randbedingungen entsprechenden, Bauweise für das Observatorium beschrieben. Die schließlich gewählte Konstruktion lässt sich mit wenigen Stichworten mit ihren Haupteigenschaften so beschreiben:
- vollständig drehbarer achteckiger ,,Rundbau"
- leichte, selbsttragende Sperrholzkonstruktion
- Drehen erfolgt auf normalen Gehwegplatten über 24 InlineSkater-Rollen
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- Formstabilität und Zentrierung durch kreisrunde Beobachterplattform im Innern
Diese Plattform steht trittschallentkoppelt fest auf dem Betonplattenboden (es sind 20 Korkblöcke an der Peripherie der Plattform, die für die Trittschallminderung sorgen). Hier folgen jetzt noch einige Ergänzungen zur Konstruktion, Hinweise für einen eventuellen Nachbau und eine subjektive Bewertung.
Bemerkungen noch zu den Besonderheiten: - Die beiden Beobachtungsfenster nach
vorn öffnen sich mittels jeweils dreier Messingscharniere. Die Fensterflügel bestehen aus 12-mm-Multiplex,
haben je 0,65 m Breite und 1,90 m Höhe. So entsteht vorn eine über 1,2 m breite Öffnung, die nach oben bis über den Zenit hinaus durch das Rolldach erweitert werden kann. Die Fensterflügel werden innen mit einem einfachen Sperrriegel verschlossen und im geöffneten Zustand dicht an den Außenwänden mit Sturmhaken gesichert. - Das Rolldach fährt sehr leicht auf acht Inline-Skater-Rollen, es reicht ein Zeigestock zum Öffnen oder Schließen. Die Skater-Rollen sind je zu viert in zwei Alu-Hohlprofilen (40 mm x 60 mm) von je 2,10 m Länge befestigt. Diese Profile bilden zugleich die Längsbegrenzung des Rolldachs. Mitlaufende Sturmhaken sichern
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es gegen ungewolltes Öffnen oder Abheben, selbst im geöffneten Zustand. Vorn über seiner ganzen Breite befindet sich eine kleine Regenschutzklappe, die über die Beobachtungsfensterflügel greift. - Das übrige Dach ist aus 4-mmMultiplex und fällt zu beiden Seiten links und rechts mit etwa 15 Grad Neigung ab. Das nach hinten abschließende Mitteldach und das Rolldach ist mit dem gleichen Material abgedeckt. Beide sind allerdings über Spanten so weit bogenförmig gewölbt, dass sie links und rechts an die folgende 15 Grad Neigung der Seitendächer anschließen. Mit Kraftkleber aufgeleimte Alublechplatten von 0,5 mm Stärke bieten der gesamten Dacheindeckung genügend Witterungsschutz. - Beim Material der Verschraubung sollte man nicht sparen. Verzinkte Holzschrauben können im Multiplexholz schon in Jahresfrist rosten. VA- oder Messingschrauben sind hier eindeutig die bessere Wahl. Auch bei der Wahl von Imprägnierung und Lasur darf man bei unserem feuchten Klima nicht zu sparsam sein. Birkesperrholz ist sehr anfällig gegenüber Bläuepilzen!
Ergänzende Bemerkungen zum Selbstbau: Um solch eine Konstruktion nach eigenen Ideen zum erfolgreichen Abschluss zu bringen, sollten schon einige Erfahrung mit Holzarbeiten vorliegen und man muss ein bis drei Monate Baudauer einplanen, je nach verfügbarer Zeit. Die Konstruktion wurde von mir allein aufgebaut (Zwingen und Flaschenzüge ersetzten die fehlende dritte und vierte Hand). Nur beim Aufsetzen des Rolldachs hatte ich Hilfe. Für die reine Bauzeit brauchte ich halbtags drei Monate. Es dauerte aber vor allem deswegen so lange, weil sich die nächsten Detailplanungen aus dem Baufortschritt erst ergaben. Es gab also am Beginn keinen ,,Generalplan bis ins Einzelne" - er hätte auch zu viele Fehler enthalten. Jetzt, da die Konstruktion einmal steht, ist ein Detailplan für die nächste Kuppel natürlich leichter zu fertigen und es würde die Hälfte der Bauzeit reichen, je nach bastlerischem Geschick oder auch Zahl der Helfer. Die Gesamtkosten von etwas über 2.000 Euro blieben noch im Planungsrahmen (verglichen mit käuflichen ,,von-der-StangeLösungen" ein Spottpreis, eben ganz ohne Lohnkosten). Allein rund 1.000 Euro wurden für das verwendete Multiplex-
Sperrholz aus nordischer Birke aufgewendet. Mit dem Ergebnis bin ich, auch nach vier Jahren, recht zufrieden. Es ist ein fast ideales Observatorium. Warum nur ,,fast" ideal? Was sind die Nachteile? - Manche wird es stören, es ist nun
einmal keine klassische Kuppel. Doch viele moderne und weit größere Instrumente stehen heute in Zweckbauten, an deren ,,Schönheit" man sich erst gewöhnen muss. - Etwas gewöhnungsbedürftig ist auch der Effekt, dass man aus dem Pavillon oft in eine gänzlich andere Himmelsrichtung heraustritt, verglichen mit der, aus der man die Anlage betreten hat. Dies ist aber kein echter Nachteil, höchstens ein Grund zum unbedachten Stolpern, z.B. über Bodenanker, die vorher noch nicht vor der Tür lagen. - Schwerer wiegt die Tatsache, dass die Wandung innen keine größeren Nischen oder Einbuchtungen für Schränkchen oder Pulte bietet. Dort kann nichts befestigt werden. Denn alles dreht sich mit und stieße ggf. gegen auf der Plattform stehendes Gerät, wie z.B. die Beobachtungsleiter. Also müssen die Pulte oder Schränke für das Zubehör, für PC und Video etc. im Innern frei auf Rollen stehen, um ggf. leicht Platz zu machen oder mit der Beobachtungsrichtung wandern zu können. Nur kleinere oder flache Teile, wie Uhren, Karten, Bilder, Leinwände usw. finden problemlos an den Wänden Befestigung. - Stromversorgung und Beleuchtungsleitungen haben im stehenden Part (in der Mitte nahe am Hauptinstrument) ihre Quelle. Etwaige Dimmerlampen an Wand oder Dach, sowie die Versorgung der Elektronik in den Fahrmöbeln, müssen mit ihren Zuleitungen trennbar ausgeführt werden, um bei einem ,,Überdrehen" der Kuppel den Kabelsalat leichter entwirren zu können. - Zwischen der festen Kreisplattform und der äußeren Drehkonstruktion liegen wenige Zentimeter Spalt, zwar kein Stolpergrund, aber immerhin - Murphys Law hat Schuld - öfters Senke für auf die Plattform fallende Kleinteile (eine ebensolche, geradezu magisch anziehende Wirkung hat der Spalt in der Mitte zwischen Plattform und Fundament). Bei ,,schwerer wiegenden Verlusten" kann man allerdings jedes beliebige Segment der Plattform abschrauben, um nach
dem Teil zu suchen. Dies ist auch für Wartungsarbeiten an den Fahrrollen gedacht (mit einem Wagenheber wird dann an einem Spant das Haus außen an der betreffenden Stelle angehoben).
Und was hätte ich besser machen können? Was ginge noch schöner? Als Wandstärke für das Haus würde ich heute statt 4mm-Multiplex doch 6 oder 9 mm wählen (bei Feuchtigkeit neigt das 4 mm dünne Holz trotz Lasur zum Quellen und Welligwerden). Beim Dach muss es bei 4 mm bleiben, es ließe sich sonst nicht biegen. Und eine Nummer größer, d.h. mit 3,60 m freien Innendurchmesser, wäre es auch noch schöner (der etwaigen Mitbeobachter wegen). Die 24 Rollen und Federn könnten das Mehr an Gewicht leicht tragen. Auch hätte ich 100 Euro mehr für VA-Schrauben ausgeben sollen (an Stelle für die billigen, nur verzinkten, und deshalb rostenden Spax-Schrauben)! Sonst habe ich an meinem ,,Drehpavillon" wenig auszusetzen.
Schlusswort Die Leichtigkeit bei der Bedienung begeistert immer wieder. Nur etwa fünf Minuten vergehen zwischen dem Entschluss zum Beobachten und dem Anlegen des Auges ans Okular - davon die längste Zeit für das Anlegen der warmen Kleidung und den 80 m Weg vom Haus zum Schutzbau hinten im Garten. Ebenso schnell kann das Beobachtungsende gestaltet werden: Frontklappen und Dach schließen, Nachführmotor ausschalten, Fernrohr flach ausrichten (um den Spiegel vor Staubbefall zu bewahren), Schutzkappen auf die Instrumente, Okulare in den Kasten, Dimmerlampen und Telrad-Beleuchtung ausschalten, Tür abschließen und fertig nach dem Motto: Klappe zu, Affe tot. Inzwischen ging im Januar 2005 ein Orkan über das Observatorium hinweg, der in unmittelbarer Nähe drei bis zu 15 m hohe Tannen umwarf (jetzt ist der Horizont noch freier!) und mein 20-QuadratmeterGlasdach am Wohnhaus insgesamt auf das Nachbardach warf. Das Observatorium überstand alles unbeschadet.
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BinO-Owl - Selbstbau eines 9-Zoll-Newtonbinos
von Stefan Hammel
- Teil 2 -
Im ersten Teil habe ich über die Schwierigkeiten bei der Entwicklung des BinO-Owl berichtet und der obere Tubus mit seinen Funktionen wurde beschrieben. In diesem Teil geht es weiter mit den unteren Bauteilen des Teleskops und im Praxistest wird sich zeigen, ob sich das Bino bewährt.
Stangen und Klemmung Die Aluminiumstangen haben 20 mm Durchmesser, 1 mm Wandstärke und sind 755 mm lang. Aus dem Hydraulikbedarf habe ich für die obere Klemmung 12 Kugelanschlüsse besorgt und mit entsprechender Bearbeitung an die Stangen adaptiert. Gegen Kälte, Streulicht und Klappern hilft eine Ummantelung mit schwarzem Schrumpfschlauch, der ist schön matt und die Finger frieren in einer kalten Nacht nicht fest. Damit die Justage nach dem Transport erhalten bleibt, habe ich die Stangen und Klemmböcke nummeriert. Die oberen Klemmböcke sind aus Multiplex-Birke und werden mit Rändelschrauben geklemmt, die unteren sind aus Aluminium CNC-gefräst und werden mit Fahrradschnellspannern geklemmt.
Die Spiegelbox Sie hat die Maße 750 mm x 335 mm x 400 mm. Sie ist hauptsächlich aus 12mm-Multiplex-Birke gebaut. Die Platten habe ich verleimt und zunächst mit Holzschrauben zusammen geschraubt. Anschließend Löcher von außen für Holzdübel gebohrt und die Dübel eingeschlagen. Nach dem Trocknen habe ich die Schrauben entfernt und diese auch gegen Dübel ersetzt. Auf diese Weise konnte ich mir lange Schraubzwingen sparen. Für den Transport kann der obere Tubus in die Spiegelbox auf zehn Auflagen gelegt werden. Diese halten die Grundplatte des oberen Tubus plan, damit sie sich bei längerer Lagerung nicht verziehen kann. Die Hauptspiegelhalterung ist wieder aus Multiplex-Birke gefräst, daran befinden sich die Dreieckwippen aus Aluminium für die 9-Punkt-Lagerung der Hauptspiegel. Als Auflage verwende ich Teflon, damit die Spiegel schön in ihre Position rutschen können. Lateral werden die Hauptspiegel durch je zwei in Höhe
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Abb. 1: Die obere Tubuseinheit kann in die Spiegelbox gelegt werden, die x/y-Justageeinheit wird anschließend darüber geklappt.
verstellbare Wippen aus Aluminium gehalten. Die Auflagepunkte sind auch hier wieder Teflon. Justierbare Wippen haben den Vorteil, dass ich nicht jedes Mal an den Fangspiegeln justieren muss, sondern die Hauptspiegel-Mittenmarkierung in den Laserpunkt bringen kann. Außerdem geben die Wippen im Vergleich mit einer Schlinge bei Höhenschwenks kaum nach, so dass hier keine größeren Probleme mit Doppelbildern auftreten.
Die x/y-Justage Für die x/y-Justage kann ein Brettchen mit Justierwellen und Drehknöpfen ausgeklappt und mit einer Rändelschraube fixiert werden. Die eine Welle führt über Kardangelenke, biegsame Wellen und Schneckentrieben nach unten, um den linken Hauptspiegel horizontal zu verstellen. Damit das funktioniert, wurde die Grundplatte des Hauptspiegels mittels zweier Scharniere und vorgespannten Federn wackelfrei aber beweglich montiert. Die andere Welle dreht (wieder über Kardangelenke, biegsame Wellen und Schneckentrieben) für die vertikale
Verstellung an einer Justierschraube des Hauptspiegels, welche 90 Grad zu der anderen Schraube versetzt ist. Durch die ausgeklappte Justageeinheit kann man beim Beobachten die x/y-Justage vornehmen. Der rechte Hauptspiegel bleibt unangetastet und damit korrekt kollimiert.
Die Rockerbox Die Grundplatte der Rockerbox wurde in Sandwichbauweise gefertigt. Sie hat eine Dicke von 33 mm und verhindert somit Schwingungen. Diese Maßnahme war wichtig, da ich einen recht kleinen Drehteller verwende. Die leicht gefrästen Seitenteile sind 15 mm dick und wurden auch mit Dübel an die Grundplatte geleimt. Die Lager der Höhenräder und des Drehtellers bestehen aus den üblichen Materialien wie Teflon und Ebony Star. Beim Drehteller habe ich insgesamt sechs Teflonstücke verwendet. Drei direkt unter die Füße und die anderen drei, welche 0,5 mm dicker sind, in einem kleineren Radius angeordnet. So liegt die Hauptlast des Teleskops zunächst auf den drei inneren Teflonpads, verbiegen durch
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Abb. 2: Unten die Wippen für die laterale Spiegellagerung. Die Grundplatte der Spiegelhalterung ist mit Messingscharniere in der horizontalen Achse beweglich, sie wird mit vier Federn vorgespannt.
Abb. 3: Biegsame Wellen, Zahnrädchen und Schneckentriebe für die x/y-Justage
Abb. 4: Die x/y-Justageeinheit wird ausgeklappt und mit einer Rändelschraube fixiert.
Abb. 5: Extra dicker Sandwichboden für die Rockerbox, alles wird verdübelt.
das Eigengewicht etwas den Drehteller und liegen dann mit weniger Gewicht auf den äußeren Teflonpads. Dadurch lässt sich die Azimutbewegung genauso leicht wie die Höhenbewegung ausführen, was besonders bei einem Binodobson wichtig ist. Denn bei schwergängigen Gleitlagern verbiegt sich schon mal die Gitterstruktur des Teleskops leicht; das kann schon ausreichen, dass die Bildüberlappung auseinander driftet und man kurzfristig Doppelbilder sieht.
Das BinO-Owl in der Praxis Es ist geschafft! Die gesteckten Ziele sind weitestgehend erreicht. Es funktioniert also alles, wie ich es mir gewünscht hatte. Die
Kiste passt in den Käfer, der Aufbau ist in fünf Minuten erledigt und die Justierung bleibt dank Nummerierung der Stangen gut erhalten. Ich war selbst überrascht, dass beim Einstellen des Augenabstandes, also Drehen der oberen Tuben, die beiden Bilder nicht auseinander gleiten. Was aber klar war: Ein Schwenk etwa 40 Grad in der Höhenachse lässt die Bilder definitiv etwas auseinander driften. Es macht sich hier die Biegung des Teleskops durch Gewichtsverlagerung bemerkbar. Aber dafür hatte ich ja vorgesorgt: Nun helfen mir die Justierknöpfe für die x/y-Justage, die ich beim Durchschauen leicht bedienen kann. Meist reicht ein kleiner Dreh bei der 1:30 Untersetzung in Höhe und das
Objekt ist wieder zur Deckung gebracht. Diese kleine Dejustage des linken Hauptspiegels ist mit dem Justierlaser oder einem Chesire-Justierokular kaum oder gar nicht festzustellen. Bisher driftete das Bild auch bei höchster Vergrößerung nicht so weit auseinander, dass die Objekte das Gesichtsfeld verlassen hätten. Das zeigte mir, dass alles ausreichend stabil gebaut war. Die Lagerung funktioniert auch gut, der Dobson lässt sich in beiden Achsen sehr leicht bewegen und bis ca. 50 Grad Höhe kann ich beide 2"-Okulare auf einmal wechseln, ohne dass sich das Bino Richtung Zenit selbständig machen würde. Bei kleinerer Beobachtungshöhe muss ich die Okulare nacheinander wechseln, damit das Objekt
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Abb. 6: Zerlegt für den Transport: passt auf die Rücksitzbank des VW Käfers. Die Rockerbox dient als Deckel.
Abb. 7: Bequeme Beobachtungsposition, jetzt aber die Ohren anlegen!
noch eingestellt bleibt. Größtenteils kann man runter bis 30 Grad Beobachtungshöhe bequem sitzend beobachten. Unter 25 Grad findet die Beobachtung dann im Liegen auf einer Isomatte statt. Wenn ich mit mehreren Sternfreunden beobachte, stelle ich zunächst das Objekt ein und mache die x/ y-Justage. Nach einer kurzen Einweisung, wie der Augenabstand einzustellen geht, kommen die meisten Mitbeobachter mit dem Bino schnell zurecht und brauchen bei demselben Objekt nicht mal die x/yJustage nachzustellen! Damit hat sich das Bino meiner Meinung nach in der Praxis bewährt, ich bin mehr als zufrieden damit. Und die Beobachtungen selbst? Bei guten Bedingungen auf dem BTM 2006 konnten ein Mitbeobachter und ich beim Orionnebel zarte bräunliche Farben erkennen. Die Reflexionsnebel in den Plejaden waren nicht nur bei Merope, sondern auch bei anderen Mitgliedern des Sternhaufens zu sehen. Mit zwei 2"-OIII-Filtern war der Nordamerikanebel ohne Probleme und auch die Figur des Pelikannebels deutlich sichtbar. Lichtschwache Galaxien fielen sofort auf und konnten eindeutig gesehen werden. M 13, Hantelnebel und Ringnebel knallten mit den 9er-Nagler so richtig rein. Weiterhin waren sehr imposante Anblicke von h&chi und dem Andromedanebel mit den 30er-2"-Okularen möglich. Ein schöner Effekt war mir noch aufgefallen: Durch das unterschiedliche Seeing bei jedem Teleskopspiegel bleiben Augen und Gehirn wohl ständig aktiv. Zumindest blieben auch lichtschwächere Objekte bei der Beobachtung ständig sichtbar. Bei MonoTeleskopen will ich nach einiger Zeit gerne
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mal am Teleskop wackeln, damit ich das Objekt wieder sehe. Bei einem echten Bino übernimmt das Seeing diese Aufgabe automatisch. Ein Nachteil in diesem Zusammenhang sei nicht verschwiegen: Ist das Seeing zu stark, kann es passieren, dass man bei der Mondbeobachtung die Bilder nicht mehr zur Deckung bekommt.
Fazit Ein echtes binokulares Spiegelteleskop zu bauen, erfordert schon einiges an Erfahrung im Teleskopbau. Es ist auf jeden Fall eine handwerkliche Herausforderung, die ihren Reiz und auch ihre Tücken hat. Die Schwierigkeiten liegen oft im Detail, so musste ich oft mehrere Arbeitsschritte im Voraus planen, damit nachher auch alles zusammen passte und funktionierte. Man wird aber nach viel vorausschauender und gewissenhafter Arbeit, Rückschlägen und
Geduld mit imposanten Himmelsanblicken belohnt, die einem das Gefühl geben, bei der Beobachtung mittendrin zu sein. Es ist einfach ein wunderbares ,,Erlebnis" mit einem größeren Bino zu beobachten.
Link zur Homepage des Autors: Wer durch den Artikel Lust bekommen hat ein eigenes Newton-Bino zu bauen, der findet unter www.doppelfernrohr.de eine umfangreiche Link- und Literatursammlung zum Thema ,,Bino".
Eckdaten
Gesamtgewicht:
34,7 kg
Gewicht der Rockerbox:
9,4 kg
Gewicht der Spiegelbox:
20,8 kg
Gewicht der oberen Tubuseinheit: 4,5 kg
1. Hauptspiegel:
Durchmesser 222 mm, Brennweite 1289,0 mm
2. Hauptspiegel:
Durchmesser 222 mm, Brennweite 1286,5 mm
Sekundärspiegel:
50 mm kleine Achse
Tertiärspiegel:
39 mm kleine Achse
Transportmaß:
( B x T x H ) 866 mm x 365 mm x 433 mm
Gesamthöhe aufgebaut:
1423 mm
Einblickhöhe Zenit:
1370 mm
Einblickhöhe bei 25 Grad :
82 mm
Augenabstand:
59 mm bis 75 mm
Größtes wahres Gesichtsfeld: 1,7 Grad
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Selbstbau einer 8-Zoll-Lurie-Houghton-Optik
von Werner Eich
- Teil 2 -
Schleifen der Linsenradien Ein großer Vorteil dieses Systems ist, dass die Linsenradien gegengleich sind. Das heißt, die Linsenflächen werden gegeneinander geschliffen, haben also den gleichen Radius und man erspart sich weitere Schleifschalen und auch Schleifarbeit. Man sollte mit dem kleinen Radius beginnen. Dieser muss auf etwa +/-1 mm mit dem Rechenwert übereinstimmen. Andernfalls stimmt die gerechnete Korrektion des Systems nicht mehr und es muss mit dem realisierten Radius neu gerechnet werden, was wiederum eine Änderung der anderen Systemdaten zur Folge hat. Wer schon einen Spiegel geschliffen hat, kennt das befreiende Gefühl ,,ich habe den gewünschten Radius erreicht". Bei einer Linse kommt aber noch die Dicke hinzu. Um die konnten wir uns noch gar nicht kümmern (wir sind erst bei der ersten Linsenfläche). Im Gegensatz zum Spiegel ist bei der Linsenfläche darauf zu achten, dass sie zentrisch (gilt für beide Flächen) in den jeweiligen Rohling eingebracht wird. Andernfalls bekommt man zur nächsten Fläche und zum System einen Achsversatz, den man nicht mehr korrigieren kann. Hierzu ist eine erste Prüfvorrichtung (Abb.1) nötig, mit der man die Randdicke während des Schleifens im m-Bereich kontrollieren kann. Das Prinzip: Unterstützung des Prüflings mit drei Kugeln, Führung des Linsendurchmessers mit zwei Kugellagern, Abtasten der Höhe mit einer Messuhr, die in dem Ausleger über den Radius der Linse verschoben werden kann. Damit kann man alle Bereiche der Schleiffläche erreichen. Anschließend beginnt der Schliff der zweiten Linsenfläche. Hier ist die Toleranz des Radius deutlich größer (etwa +/- 25 mm). Beim Schleifen von Flächen wird die obenliegende Fläche immer hohl (konkav) und die Schleifschale unten immer konvex. Man bekommt nun bei unserem Linsenschliff ein kleines Problem. Die untere Schleifschale hat jetzt eine konvexe Auflagefläche, die Angelegenheit schaukelt also beim Schleifen. Hierfür hatte ich in die zum Bohren gebrauchten Kunststoffschale (200 mm Innendurchmesser) bei 195 mm eine Stufe stehen lassen. Die konvexe Linsenfläche liegt wie in einer Linsenfassung nur am Rand
Abb. 1: Prüfvorrichtung zur Kontrolle der Randdicke während des Schleifens der Linse im m-Bereich
auf und wird am Umfang gehalten. Die Tiefe dieser Stufen ist etwas größer als die Höhe der konvexen Fläche (kleiner Radius). Nachteilig ist jetzt, dass man wegen der schwachen Auflage nicht mehr so forsch den Grobschliff (großer Radius) betreiben kann.
Nach dem Feinschliff stehen dann auch die Maße der erreichten (axialen) Linsendicken fest. Wie eingangs erwähnt, sollten die Randdicken der Linsen im Bereich von wenigen hundertstel Millimeter konstant sein.
Abb. 2: Linsenfassung mit Fangspiegel
Polieren der Linsenflächen Zur genauen Bestimmung des erreichten Radius braucht vorerst nur die konkave Fläche R3 poliert werden. Zusammen mit den erreichten Linsendicken muss nun, zur endgültigen Datenbestimmung, die Optik wohl neu gerechnet werden. Hiernach kann man die Linsen fertig polieren und/oder den Hauptspiegel schleifen. Für konkave Flächen gibt es einfache und sehr präzise Prüfmethoden nach Foucault und Ronchi. Bei einer konvexen Fläche kann diese Prüfung nur bedingt angewandt werden. Hierzu muss das Prüflicht erst durch die polierte Linsenfläche geschickt werden. Damit wird die konvexe Fläche (von hinten gesehen) zu einer konkaven. Das heißt aber auch, das Prüflicht wird
beim zweimaligen Durchqueren der Linse durch Eintrittsradius, Linsendicke und Brechungsindex beeinflusst. Will man die Polierfläche beurteilen, muss man nur die Prüfeinrichtung entsprechend axial verschieben, um z.B. sein Foucault-Bild zu sehen. Bei der Bildbeurteilung ist jetzt aber nicht genau bekannt, ob eine sichtbare Deformation im Schattenbild von der Eintritts- oder von der Reflexfläche stammt. Hier beginnt nun ein Wechselspiel im Betrachten der Linsenflächen von der einen und von der anderen Seite und den entsprechenden Schlussfolgerungen für die Politur. Nur Mut, es dauert etwas länger. Ist man mit der Politur fertig, kann man die Linsen in die Fassung geben und den Fangspiegel daran befestigen.
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Abb. 3: Lichtreflexionen des Laserlichts an den optischen Flächen des Systems
System-Justierung Das Teleskop besteht aus den drei Baugruppen Linsenfassung mit Fangspiegel, Hauptspiegelfassung und Fokussierer. Diese werden im Tubus mit Rohrschellen gehalten. Als erstes habe ich die Fokussier-Baugruppe eingebaut. Die rechtwinklige Lage zur Hauptachse kann ich mit entsprechenden Justierschrauben einstellen. Hierzu verwende ich eine Hilfsbohrung im Tubus (1 bis 2 mm), die genau auf der gegenüberliegenden Seite auf der Achse des Okularauszugs liegt. Steckt man einen Laserkollimator in die Okularfassung, muss das Laserlicht durch dieses Loch fallen. Im zweiten Schritt wird die Baugruppe Linsenfassung mit Fangspiegel so in den Tubus eingesetzt, dass die Linsen rechtwinklig zum Tubus stehen und das Laserlicht eine Markierung auf den Fangspiegel trifft. Diese Markierung ist, wie bei einem Newtonsystem, nicht die Mitte des Fanspiegels, sondern etwas versetzt. Damit wird diese Spiegelfläche besser ausgeleuchtet. Ich habe den
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Versatz dadurch realisiert, dass ich die Spiegelhalterung um etwa 3 mm außermittig in die Fangspiegelaufnahme eingebaut habe. Danach kann man zum ersten Mal mit einem Prüfokular die flächige Ausrichtung des Fangspiegels einstellen, indem man das Ende des Tubus mit den Justierschrauben der Fangspiegelhalterung (zugänglich durch eine Bohrung im Tubus, direkt hinter den Linsen) nach Sicht zentriert. Im dritten Schritt wird dann der Hauptspiegel eingesetzt. Seine axiale Lage wird dadurch festgelegt, dass man den Fokussierer mit eingeschraubtem Filter etwa in Mittelstellung bringt und durch den Sucher der angesetzten Kamera einen Stern scharf abbildet. Es ist also ratsam, zur Befestigung der Linsen- und der Hauptspiegelfassung Langlöcher in den Tubus einzubringen, um die nötige axiale Verschiebung sicherstellen zu können. Wenn die Vorarbeiten gut gemacht wurden, müsste der Laserstrahl die zentrale Punktmarkierung des Hauptspiegels treffen. Wenn nicht, stimmt die vorherge-
hende Einstellung nicht ganz und es muss nachjustiert werden. Anschließend wird, wie beim Newtonsystem, nach einem Prüfokular der Hauptspiegel flächig ausgerichtet.
Systemtest Bevor man den Sterntest macht, kann das System noch im Zimmer feinjustiert werden. Hierzu wird wieder der Laser in die Okularfassung gesteckt und eingeschaltet. Schaut man jetzt von vorn in das Teleskop hinein, so sieht man den Laserstrahl (hoffentlich) auf der Markierung des Hauptspiegels. Schaut man jetzt ganz nah seitlich am Fangspiegel vorbei in die Optik, so erkennt man mehrere Lichtpunkte, siehe Abb. 3. Das sind die Reflexionen des Laserlichts an den optischen Flächen des Systems. Diese Punkte kann man durch vorsichtiges Justieren am Fangspiegel (evtl. Hauptspiegel) so in eine Linie bringen, dass man sie beim Betrachten rund um den Fangspiegel immer in der gleichen Lage zueinander sieht. Ein Ausbrechen einzelner Lichtreflexe aus dieser Reihe muss durch vorsichtiges Justieren behoben werden. Weil es sich hier um Mehrfachreflexionen handelt, muss bei dieser Vorgehensweise sehr vorsichtig agiert werden. Stimmen diese Voraussetzungen, kann das Instrument am Stern eingesetzt werden. Das Ergebnis kann dann z.B. so aussehen wie in Abb. 4. Das Bild entstammt dieser Testphase und hat einen leichten Nachführfehler. Es wurde von der Schulsternwarte Geretsried aus aufgenommen. Diese liegt mitten in der Stadt gegenüber einer mit Flutlicht ausgestatteten Sportanlage. Zur groben Unterdrückung des Streulichts wurde ein CLS-Filter verwendet.
Schlussbemerkung Neben einer gewissen Fertigkeit im Spiegelschleifen sollte man für den Bau eines solchen Systems auch über mechanische Kenntnisse nebst Hardware verfügen, sowie Grundkenntnisse in der Handhabung optischer Rechenprogramme haben. Andernfalls könnte sich das Vorhaben als frustrierend erweisen. Das wäre schade.
Abb. 4 (rechts): M 8, 2x5 Minuten, 800 ISO -
das Bild stammt aus der Testphase und hat einen leichten Nachführfehler.
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Was gibt es Neues in der Fachgruppe Astrofotografie?
von Peter Riepe
Eines vorweg: Die Fachgruppe Astrofotografie feiert in diesem Jahr ihr 25jähriges Bestehen. Die Gründung erfolgte 1982 in Bonn. Seitdem haben die VdSAstrofotografen eine wechselvolle Zeit erlebt. Die Exkursionen führten in den Alpenraum, nach Frankreich und Spanien, seit einigen Jahren sogar nach Namibia oder bei Einzelnen nach Australien. Und immer ging das Streben nach noch mehr Grenzgröße und nach Farbe, auch bei sehr lichtschwachen Objekten. Nach kurzer, heftiger Blüte zu Beginn der neunziger Jahre mussten sich die konventionellen Filme inzwischen von den digitalen Kameras den Rang streitig machen lassen. Eines bleibt aber nach wie vor: die Notwendigkeit der Beherrschung traditioneller Aufnahmetechniken wie Fokussieren, Nachführen, Filtern und korrektes Belichten - egal ob der Detektor ein Film oder ein Chip ist. Darüber hinaus haben einige Aktive aus unseren Reihen die CCD-Kamera inzwischen als Messinstrument entdeckt, damit sind Positionen und Sternhelligkeiten sehr genau bestimmbar.
Abb. 1: Galaxie M 66, aufgenommen vom Fachgruppenmitglied Gundbert Banik aus Kist. Er setzte seinen 12-zölligen Ritchey-Chretien f/8 von AOM mit einer ST-8 XME ein und belichtete das Luminanzbild 15 x 10 min ohne Binning, den Rot- und Grünauszug 6 x 10 min und den Blauauszug 10 x 10 min (alle Farbauszüge jeweils mit 2x2-Binning).
Jetzt zu einem Punkt, der jede Fachgruppe bewegen sollte. Die Betreiber der astronomischen Diskussionsforen können selbstverständlich keine Gewähr für Form und Inhalt der eingesandten Beiträge übernehmen. Daher darf sich niemand über oftmals seltsame Frage- und Antwortspielchen in der Chat-Gemeinschaft wundern, die manchmal eher zu Kopfschütteln führen. In der Fachgruppe wurde beschlossen, gegen diese zunehmende Verflachung anzugehen und die Qualität der eigenen Fachgruppenbeiträge weiterhin auf einem ansprechenden Niveau zu halten. Mit gutem Beispiel voran, weg von der Simpelsprache. Inhaltlich sauber strukturierte und gut formulierte Beratungen und Berichte sind und bleiben unsere Stärke und Leistung für die VdS-Mitglieder! Das gilt sowohl für E-Mail-Anfragen als auch für Artikel im VdS-Journal und auf unseren Internetseiten.
Ein treffliches Beispiel dafür ist das ,,Astromotiv des Monats" (AdM), das wir seit März 2007 auf http://www.vds-astro. de/ eingerichtet haben. Vorgestellt wird
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ein interessantes Objekt, aber nicht als einzelnes Foto wie in der beliebten Rubrik ,,Astrofoto der Woche" (http://www.astronomie.de/), sondern als Sammlung thematisch passender Bilder unterschiedlichster Autoren. Zusätzlich gibt es im AdM gut recherchierte Informationen aus der Wissenschaft. So lassen sich Vergleiche ziehen und auch neue Erkenntnisse gewinnen: Was leisten unterschiedliche Teleskope und Kameras? Was gibt es Wissenswertes über dieses Objekt? Die Zusammenstellung des AdM wird von wechselnden Mitgliedern der FG Astrofotografie übernommen und nach kurzer redaktioneller Bearbeitung an die neue Web-Redaktion geschickt (Dietmar Bannuscher, Christoph Prall und Alexander Weis).
Es werden also 12 Motive im Jahr präsentiert. Als März-AdM wurde der PN Abell 24 vorgestellt, im April ging es um die Galaxie M 66 aus dem Leo-Triplett. Für den Mai stand der Virgohaufen auf dem Plan, für den Juni die Galaxie M 64 und für den Juli NGC 6888. Beim Erscheinen einer jeden Ausgabe wird das
im Folgemonat geplante Motiv mitgeteilt. So hoffen wir auf eine rege Zusendung. Alle Sternfreunde der fotografierenden Zunft, die diese Zeilen lesen, sind herzlich eingeladen, ihr Bildmaterial für das AdM einzureichen. Schön wäre, wenn das nicht nur High-Tech-Aufnahmen wären, sondern auch Resultate von Einsteigern. Kleine Teleskope liefern ebenfalls aussagekräftige Bildergebnisse. Bitte geeignete Bilddateien mit Angabe der Aufnahmedaten per E-Mail an die VdS-Fachgruppe Astrofotografie einschicken:
fg-astrofotografie@vds-astro.de
Zu den etablierten Veranstaltungen gehört das traditionelle jährliche ,,Deep-SkyTreffen", das unter dem Motto ,,Von Amateuren für Amateure" einen breiten Austausch und eine lockere Atmosphäre für fotografierende und beobachtende Sternfreunde in einem sehr schönen Ambiente bietet. Das DST 2007 (siehe Bericht von Stefan Ueberschaer) zeigte wieder einmal die gut funktionierende Zusammenarbeit der Fachgruppen
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Astrofotografie und Visuelle Deep-SkyBeobachtung. Übrigens traten anlässlich des DST 2007 mit Thomas Jäger, Dr. Axel Mellinger und Gerald Willems drei neue Mitglieder in unsere FG ein.
Kontakte zu anderen Sternfreunden, auch außerhalb der VdS, sind Teil der Fachgruppenarbeit. So war es mir möglich, für diese Journalausgabe Andreas Berger, Peter Hackenberg, Günter Kerschhuber, Johannes Klackl, Dr. Christian Kramer, Harald Strauß und Dr. Dieter Willasch als neue Autoren zu gewinnen.
An dieser Stelle sei schon einmal hingewiesen auf die BoHeTa 2007, die am 17.11.2007 von uns in Zusammenarbeit mit dem Astronomischen Institut der Ruhr-Universität durchgeführt wird. Alle Interessenten sind herzlich eingeladen. Mehr zum gegebenen Zeitpunkt auf www. boheta.de.
Und nun zur Astropraxis. Das Fachgruppenprojekt ,,Ursa Minor Dwarf", das noch bis zum Winter 2007/8 läuft, wendet sich an fortgeschrittene Astrofotografen. Ziel
Abb. 2: Die Mitglieder der FG Astrofotografie beim DST 2007.
ist das Erreichen der Magnitude 21 bei gleichzeitig möglichst großem Bildwinkel von mehr als 1 Grad . Erste Ergebnisse zu dieser extrem schwierigen dSph-Galaxie konnten auf dem DST 2007 vorgestellt werden. Schon jetzt ist eines ganz klar geworden: Der Begleiter unserer Milchstraße ist deutlich größer als in üblichen Tabellenwerken nachzulesen. Mehr dazu aber erst im nächsten Jahr, wenn alle Resultate vorliegen. Wer noch mitmachen möchte und/
oder Hinweise benötigt, schaue auf unsere Webseite http://astrofotografie.fg-vds.de/ und sende seine Anfragen/Ergebnisse an die oben bereits genannte FG-Mailadresse.
Ein Erratum sei genannt: Die an dieser Stelle im letzten Journal publizierte, schöne Aufnahme von NGC 7814 hat natürlich einen Autor. Sie stammt von unserem Fachgruppenmitglied Bruno Mattern aus Hamburg.
Mein Einstieg in die Astrofotografie
von Johannes Klackl
- Ein Erfahrungsbericht
Als Leser einer astronomischen Fachzeitschrift ist man gewohnt, qualitativ hochwertige Bilder von semiprofessionell bis professionell arbeitenden Fotografen präsentiert zu bekommen. Oft wird vergessen, dass auch der beste Astrofotograf einmal klein angefangen hat. Dies ist ein Erfahrungsbericht eines Anfängers, der womöglich manchen Leser zum Schmunzeln bringen wird, den einen oder anderen aber vielleicht dazu, selbst einmal sein Glück in der Astrofotografie zu versuchen.
Erste Schritte Vor ungefähr einem Jahr habe ich begonnen, mich für die Astronomie zu interessieren - der Kauf eines eigenen Beobachtungsinstruments ließ nicht lange auf sich warten. Nach und nach lernte ich einerseits, mich am Nachthimmel zurechtzufinden, und andererseits den Umgang mit dem Gerät, z.B. das korrekte Einnorden der Montierung.
Erste Fotografie - Objekt Ein gutes halbes Jahr später nahm ich mir vor, eine Langzeitbelichtung auf chemischem Film zu versuchen - das Objekt meiner Wahl war die große Andromedagalaxie M 31. Ihre Größe und Flächenhelligkeit machen sie zum idealen Ziel für Anfänger. M 31 ist die hellste Spiralgalaxie unseres Nachthimmels. Gleichzeitig ist sie die einzige Galaxie, welche problemlos ohne optische Hilfsmittel sichtbar ist.
Frühe Beobachter interpretierten dieses Objekt als einen Nebel aus leuchtenden Gasen, andere als ein Sonnensystem wie das unsere, jedoch in einer frühen Entwicklungsstufe. Erst Paul Edwin Hubbles Beobachtungen von veränderlichen Sternen innerhalb des vermeintlichen ,,Spiralnebels" konnten definitiv zeigen, dass es sich dabei um ein extragalaktisches Objekt, um eine Galaxie ähnlich unserer Milchstraße handelte [1]. Trotz dieser Gemeinsamkeit muss man festhalten, dass M 31 zu einer der größten
bekannten Galaxien zählt. Ihr scheinbarer Durchmesser beträgt bis in die schwächsten Ausläufer auf tiefsten Aufnahmen etwa 4 Grad [2], was bei einer Entfernung von 2,5 Millionen Lichtjahren 175.000 Lichtjahren entspricht. M 31 stellt somit unsere Milchstraße (geschätzter Durchmesser etwa 100.000 Lichtjahre) deutlich in den Schatten.
Erste Fotografie - Equipment Fotografiert wurde ,,huckepack" auf einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop Meade LX10 durch einen 80mm-FraunhoferRefraktor mit 400 mm Brennweite (Skywatcher). Die Belichtungszeit betrug 15 Minuten auf Fuji Superia X-TRA (ISO 400). Nachgeführt wurde mit einem Fadenkreuzokular.
Entwicklung Die Aufnahme wurde zunächst auf Papier abgezogen. Der Hintergrund der unbearbeiteten Aufnahme zeigte einen leichten Rotstich, den ich auf anderen Bildern,
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Abb: 1: Andromeda-Galaxie M 31, Aufnahmedaten siehe Text.
welche mit demselben Aufnahmegerät gemacht wurden, nicht wahrnehmen konnte. Nach Aussagen anderer Fotografen ist der verwendete Film nicht besonders rotempfindlich. Daher vermute ich, dass die rötliche Beleuchtung einer direkt am Aufnahmeort gelegenen Rundfunkstation die Ursache für den Rotstich war.
Bildbearbeitung am PC Im nächsten Schritt wurde das fertige Foto eingescannt und mit Adobe Photoshop weiterbearbeitet. Die Bearbeitungsschritte waren wie folgt: Als erstes wurden Schwarzer und Weißer Punkt in allen drei Farbkanälen einzeln gesetzt, um einerseits den dynamischen Bereich (,,dynamic range") der Farbtöne zu maximieren und andererseits den Rotstich zu entfernen. Dies ist wahrscheinlich der wichtigste Verarbeitungsschritt. Zur Verbesserung des Kontrastes wurde die Helligkeit der mittleren Farbtöne leicht erhöht und die der dunkleren leicht reduziert. Dabei achtete ich darauf, den Himmelshintergrund nicht zu sehr abzudunkeln (Dies ist übrigens eine
in Astrofotografenkreisen häufig verwendete Strategie, um unterbelichtete Objekte hervorzuheben). Beim Arbeiten mit Photoshop half mir übrigens der interaktive Kurs ,,Photoshop for Astrophotographers" von Jerry Lodriguss [3]. Ein auffallendes ästhetisches Manko ist die durch die Eigenschaften der Aufnahmeoptik verursachte Koma. Ich habe versucht, diesen Effekt mittels verschiedener Filter zu entfernen oder zu mildern - die Ergebnisse waren eher unbefriedigend, weshalb ich letztlich beschlossen habe, darauf zu verzichten.
Beschreibung des fertigen Bildes Die lichtschwachen Ausläufer der Galaxie sind erkennbar abgebildet; die Andromedagalaxie hat außerdem einige Begleiter, welche am Foto erkennbar sind: M 32 befindet sich etwa 24' südlich des Nukleus von M 31, M 110 (NGC 205) liegt etwa 35' nordwestlich davon.
Schluss Dieses Beispiel zeigt, wie man selbst als
Anfänger ohne jahrelange Erfahrung oder eine teure Kamera durchwegs ansprechende Fotos machen kann. Zwar entspricht die vorgestellte Aufnahme bei weitem nicht den aktuellen Standards der Astrofotografie, aber die Freude, die sich beim Betrachten und Vorführen der eigenen Ergebnisse einstellt, hängt ja nicht nur von deren Qualität ab. Ich hoffe, durch diesen Erfahrungsbericht einige der Leser dazu inspiriert und motiviert zu haben, es selbst einmal mit der Astrofotografie zu versuchen.
Literaturhinweise
[1] Burnham, R. jr. (1978). Burnham's Celestial Handbook. Dover Publications, Inc.: New York
[2] Malin, D., Frew, D.J. (1995). Hartung`s Astronomical Objects for Southern Telescopes. Cambridge University Press, New York.
[3] Lodriguss, J. (2003). Photoshop for Astrophotographers (CD-ROM). Astropix LLC.
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Vier außergewöhnliche Galaxien
von Peter Riepe
Um den Reigen der sich ständig wiederholenden, bekannten Messier-Galaxien einmal zu durchbrechen, schickten unsere befreundeten österreichischen Astrofotografen Günter Kerschhuber und Harald Strauss einige selten fotografierte Galaxien. Nach dem Motto ,,Was gibt es abseits von M 33 und Co.?" nahmen sie an der Sternwarte Gahberg am Attersee einige weniger bekannte Sternsysteme auf. Von diesen sollen jetzt vier näher vorgestellt werden.
NGC 925 liegt im Sternbild Dreieck, etwa 2 Grad östlich des Sterns Beta Trianguli. Koordinaten: RA = 2 h 27,3 min; Dek = 33 Grad 35`. Die S(B)c-Galaxie hat einen scheinbaren Durchmesser von 9,8` x 6,0` und ist 10 mag hell. Ihre zwei Hauptarme fächern im Außenbereich weiter auf. Zahlreiche H II-Regionen lassen sich erkennen. Günter Kerschhuber nahm das Bild am 15.11.2006 auf, er arbeitete mit einer Starlight SXVH9 an einem Intes Mk69 mit f = 900 mm. Die LRGB-Aufnahme wurde 200/28/29/35 Minuten belichtet.
Im Sternbild Drache liegt die 18,6` x 6,9` messende Balkenspirale NGC 4236.
Abb. 1: NGC 925. Aufnahme Günter Kerschhuber. Daten siehe Text.
Koordinaten: RA = 12 h 16,7 min; Dek = 69 Grad 28 ´. Ihre 9,7 mag verteilen sich auf eine doppelt so große Fläche wie bei NGC 925, daher hat sie eine geringere Flächenhelligkeit als diese. ,,Ein harter Brocken," teilt Günter Kerschhuber mit. ,,Die hellen Bereiche der Galaxie liegen bei einem 6-minütigen Luminanzframe nur um einen Wert von 500 (von 65535) über dem Hintergrund. Wer sich das antun will, sollte ausreichend Belichtungszeit einplanen." Und das tat er dann auch. Am 17.02.2007 fotografierte er das Zielobjekt mit derselben Ausrüstung wie oben genannt, wobei 252/39/39/48 Minuten belichtet wurde. Immerhin sind das 6 Stunden 18 Minuten!
Abb. 2: NGC 4236. Aufnahme Günter Kerschhuber. Daten siehe Text.
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Abb. 3: NGC 4244. Aufnahme Günter Kerschhuber. Daten siehe Text.
Abb. 4: NGC 4395. Aufnahme Harald Strauss. Daten siehe Text.
Die ,,Silbernadel-Galaxie" NGC 4244 finden wir in den Jagdhunden. Koordinaten: RA = 12 h 17,5 min; Dek = 37 Grad 49`. Die Spiralgalaxie zählt zu den ,,Edgeon"-Galaxien, ihre Abmessungen betragen 16,2` x 2,5`. Sie verrät ihre Natur als Scheibengalaxie an Hand des schwachen, äquatorialen Staubstreifens. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 10,2 mag. Günter Kerschhuber setzte am 08.04.2007 wieder die oben genannte Ausrüstung ein und wählte als Belichtungszeiten 180/30/30/36 min. Ebenfalls im Sternbild Jagdhunde befindet
sich die selten fotografierte Spiralgalaxie NGC 4395. Koordinaten: RA = 12 h 25,8 min; Dek = 33 Grad 33`. NGC 4395 liegt etwa 7,5 Grad nördlich des auffälligen Offenen Sternhaufens Mel 111 im Haar der Berenice. Mit ihrer scheinbaren Helligkeit von 10,2 mag zählt sie ebenfalls zu den lichtschwächeren Vertretern ihrer Art. Sie präsentiert sich mit 12,9` x 11,0` in Draufsicht (,,face-on"). Harald Strauss hat sie sich am 10.04.2007 an der Sternwarte Gahberg vorgenommen. Er schreibt dazu: ,,NGC 4395 hat mich schon einige Zeit gefeigelt und an diesem Abend war das
Seeing gut - schön für die Details. Aber leider war die Durchsicht nur mäßig." Aufnahmeteleskop war ein 14-ZollHypergraph bei f/3,3. Mit einer SBIG ST-8 wurde 11 x 10 min belichtet und ein doch ansprechendes Ergebnis erbracht. Weiterer Kommentar des Bildautors: ,,Die Galaxie dürfte nicht nur mir zu schaffen gemacht haben, denn im Web findet man auch keine gescheiten Amateuraufnahmen. Ich finde, dass das ein sehr schönes Objekt ist und zu Unrecht ein Schattendasein führt."
Mein Observatorium in Afrika
von Dieter Willasch
- Teil 1 -
Meinen Traum, ein eigenes Observatorium in Südafrika zu besitzen, konnte ich Anfang 2006 realisieren, nachdem ich schon seit 2001 regelmäßig das Winterhalbjahr dort verbracht hatte. Hier im Teil 1 gebe ich einen kurzen Bericht über Observatorium und Ausrüstung. Da ich mich seit gut zwei Jahren vom Beobachten mehr hin zur Deep-Sky-Fotografie bewegt habe, werde ich natürlich auch einige der für mich schönsten Objekte des Südhimmels anhand von eigenen Aufnahmen vorstellen. Das geschieht dann zusammen mit der Beschreibung meiner Bildbearbeitung im folgenden Teil 2.
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Abb. 1: Blick vom Observatorium in Richtung Süden
Abb. 2: Das in das Dachgeschoss integrierte Observatorium
Observatorium Im Jahre 2001 fassten meine Frau und ich den Entschluss, jeweils den deutschen Winter in Südafrika zu verbringen. Das Land war mir durch Besuche im Rahmen der beruflichen Tätigkeit gut bekannt und besonders die Kapregion hatte aufgrund Ihres Klimas und der außerordentlich reizvollen landschaftlichen Umgebung einen bleibenden Eindruck hinterlassen.
Das Helderberg Observatorium, benannt nach unserem Hausberg, befindet sich im Dachgeschoss unseres Hauses in Somerset West. Der Ort liegt etwa 50 km von Kapstadt entfernt in der Nähe der False Bay und am Fuß der Hottentot Holland Mountains auf etwa 34 Grad südlicher Breite. Landeinwärts erstreckt sich Südafrikas größtes und bekanntestes Weinanbaugebiet, die Region Stellenbosch. Ein Blick auf die Umgebung in Richtung False Bay zeigt Abb. 1.
Im Rahmen von Umbaumaßnahmen im Jahr 2006 an unserem Haus wurde das Observatorium in das Dachgeschoss mittels kräftiger Stützpfeiler und eines sehr tragfähigen Unterzuges integriert (Abb. 2). Der Beobachtungsraum von ca. 3 m x 4 m wird durch ein in der Mitte geteiltes Metalldach geschützt. Die beiden Teile des Daches können jeweils seitlich stufenlos auf Rollen verschoben werden und somit unterschiedliche große Beobachtungsöffnungen eingestellt werden. Das ist vor allem bei höheren Windgeschwindigkeiten sehr vorteilhaft. Aus Gründen des Wind- und Lichtschutzes wurden die Wände so ausgelegt, dass etwa ab 20 Grad Horizonthöhe freie Rundumsicht vorhanden ist. Neben dem eigentlichen Beobachtungsraum befindet sich noch ein kleiner Computerraum, von dem aus Teleskope und Kameras gesteuert werden. Da sich im gesamten Haus ein
W-LAN befindet, lässt sich die Steuerung auch im Prinzip von jedem anderen Raum des Hauses durchführen.
Mit dem Entschluss, das Observatorium in ein Wohnhaus zu integrieren, musste natürlich ein Kompromiss zwischen Bequemlichkeit und Beobachtungsbedingungen eingegangen werden. Wie sich herausgestellt hat, ist dies in diesem Fall ganz gut möglich, da das Observatorium nahezu ausschließlich für die Astrofotografie genutzt wird. Dazu mehr in einem folgenden Kapitel.
Teleskope Zum Einsatz kommen ein Meade LX 200 GPS 10"-Schmidt-CassegrainReflektor f/10 und ein apochromatischer Refraktor TMB 80 f/6, der über eine Schwalbenschwanzschiene verschiebbar ist und in Arretierringen ,,piggy-back" auf dem LX 200 reitet. Das gesamte optische System sitzt mittels einer Meade Polhöhenwiege in äquatorieller Ausrichtung auf einem stabilen laminierten Holzpodest, welches über Stahlwinkel fest mit dem Betonboden verschraubt ist (Abb. 3). Trotz dieser nicht unbedingt optimalen Aufstellung (Betonboden, Polhöhenwiege) sind Störungen aufgrund von mechanischen Schwingungen selbst bei langen Belichtungsserien bisher nicht beobachtet worden.
Für den fotografischen Einsatz wird das LX 200 mit einem Lumicon Giant Easy Guider gekoppelt, womit dann ein Öffnungsverhältnis von 1:6,5 erreicht wird. Das Anbringen eines Meade Fokalreduzierers ergibt etwa die gleichen Verhältnisse. Leider ist mit beiden Systemen eine vollständige Korrektur der durch Bildfeldwölbung bedingten Abbildungsfehler nicht möglich, so dass
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· Alles auf einem Blick
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diese bei größeren Sensorformaten am Bildrand in Kauf genommen werden müssen. Für das TMB 80 ist von Tele Vue ein sehr guter Fokalreduzierer und Bildfeldebner erhältlich. Wird beim Anbringen die vorgeschriebene Distanz zwischen Flansch des Reduzierers und dem Sensor von 56 mm eingehalten, ist das Bildfeld zumindest bei Sensoren im AP-Format nahezu fehlerfrei und man erreicht damit dann beim TMB 80 ein schnelles Öffnungsverhältnis von 1:4,8. Die beiden Teleskope werden wechselseitig durch Umsetzen der Kameras als Aufnahmerohr bzw. Leitrohr verwendet. Um beim TMB 80 als Leitrohr dann die notwendige Vergrößerung zu erreichen, verwende ich einen Baader Prismenansatz mit Barlowlinse vor der Guide-Kamera. Es hat sich auch zur Auswahl von Aufnahmefeld und Leitstern als sehr vorteilhaft erwiesen, dass das TMB 80 mittels der Arretierringe verstellt werden kann. Damit kann bei fest gehaltenem Motivfeld der Leitstern angepasst werden oder auch umgekehrt bei fest gehaltenem Leitstern das Motiv.
Um eine gute Nachführqualität zu gewährleisten, sollte man unbedingt auf eine dynamische Ausbalancierung des gesamten Systems großen Wert legen. Das ist bei dem hier gewählten Aufbau (Alt/AZ LX 200 Basis auf Polhöhenwiege) nicht trivial. Dazu sind an der Unterseite des LX200-Rohres entsprechende Gegengewichte verschiebbar entlang der optischen Achse angeordnet. Außerdem musste ein Gewicht an einem der Gabelarme angebracht werden. Die Ausbalancierung sollte dann bei azimutaler Nullstellung in zwei Positionen (Rohr in senkrechter und dann in waagerechter Position) sorgfältig vorgenommen werden. Ist dann die Balance bezüglich Azimut ebenfalls hergestellt, stimmt diese im Allgemeinen auch in allen anderen Höhen- und Azimutstellungen, bzw. RA- und DEC-Positionen. Kriterium muss sein, dass das gesamte System in jeder Stellung momentfrei ist und keine Eigenbewegung aufgrund noch vorhandener Drehmomente ausführt. Lediglich ein geringes ,,Anlehnen" nach Osten ist vorteilhaft hinsichtlich der RA-Nachführung. Dann sind die Voraussetzungen für erfolgreiches Autoguiding von Seiten des optischen Systems her gegeben.
Kameras Für Planeten- und Mondabbildungen verwende ich den Meade LPI, als
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Nachführkamera (Autoguiding Kamera) Meade DSI Pro ohne Filterradansatz. Die ungekühlte CCD Kamera DSI Pro ist bei Belichtungszeiten bis zu 2 s bei Leitsternen bis ca. 7-9 mag noch gut einsetzbar. Ihr geringes Gewicht und Handlichkeit sind weitere Vorteile, die Anbindung an den Computer geschieht mittels USB 2. Als AutoguidingProgramm bietet sich Envisage an, das in der Autostar Suite enthalten ist. Die damit erhaltenen Ergebnisse und die doch geringen Einstellmöglichkeiten innerhalb des Autoguiding-Programms haben mich letztlich nicht immer zufrieden gestellt. Wesentlich bessere Bedienbarkeit und gute Ergebnisse habe ich in letzter Zeit mit dem Freeware-Programm PHD von Stark Labs erreicht [1], so dass ich dieses nunmehr häufig einsetze. Dazu muss man jedoch die Ascom Treiberplattform auf dem Rechner installiert haben.
Für Deep-Sky-Aufnahmen habe ich seit etwa 2 Jahren die Canon EOS 20D im Einsatz, wobei Prismensucher-Aufsatz und die Belichtungssteuerung TC 80-N3 für Serienaufnahmen unbedingt notwendiges Zubehör sind. Seit etwa einem halben Jahr besitze ich zusätzlich eine von Hutech modifizierte (Clear Filter) EOS 30D. Über die Tauglichkeit der beiden Kameras für die Astrofotografie ist schon einiges veröffentlicht worden, dem nicht mehr sehr viel hinzuzufügen ist. Insbesondere möchte ich hinsichtlich des modifizierten 20D/30D CMOS Sensors auf den Artikel von Michael Hoppe [2] hinweisen, in dem das Wesentliche enthalten ist.
Lediglich eine Bemerkung zur Farbtreue bzw. notwendigen Farbkorrekturen. Über die Frage der farblichen Widergabetreue von Astrofotografien wird immer wieder gern diskutiert und auch engagiert gestritten. Ich möchte dazu nicht viel hinzufügen. Meine Meinung zu diesem Thema ist, dass die farbliche Komposition der Aufnahmen in erster Linie eine Frage des persönlichen Geschmacks ist. Solange allein das Sternenlicht mittels der spektralen Empfindlichkeit eines Detektors aufgezeichnet und benutzt wird, ist es meines Erachtens die Entscheidung des Astrofotografen, ob er mehr dem künstlerischen Empfinden oder Farbtreueüberlegungen folgt. In letzterem Fall wird er sich dann an der spektralen Empfindlichkeitskurve des menschlichen Auges orientieren, die sich wiederum durch den Einfluss unserer Sonne als G2V-Stern gebildet hat. Der Weißabgleich von kom-
merziellen Kameras orientiert sich daran. Bei Einsatz einer modifizierten EOS Kamera gewinnt man eine beträchtliche Rotempfindlichkeit vor allem im HBereich, welche für die Wiedergabe von Emissionsnebeln besonders erwünscht ist. Man muss sich aber bewusst sein, dass dadurch die Wiedergabe von Sternfarben gemäß der Empfindlichkeitskurve unseres Auges verfälscht wird, also G2V-Sterne nicht so weiß wieder gegeben werden, wie das unser Auge erwartet. Richtet man somit den Schwerpunkt auf eine gute Farbwiedergabe des Nebels, kann man auf eine Korrektur verzichten. Will man jedoch gleichzeitig die Sternfarben annähernd farbtreu wider geben, muss ein Weißabgleich vorgenommen werden. Eine sehr gute Anleitung dazu hat Lodriguez gegeben [3]. Als Filter verwende ich für nahezu alle Aufnahmen ein IDAS LPS-Filter gegen das Nachthimmelsleuchten (Skyglow), für Schmalbandanwendungen Astronomik UHC-, H- und [OIII]-Filter.
Referenzen [1] http://www.stark-labs.com/ [2] Michael Hoppe, Mit der modifizierten
Canon 20 D auf Deep-Sky-Safari; VdS-J Nr. 23, 60 [III/2007] [3] http://www.astropix.com/HTML/I_ ASTROP/CUSTOMWB.HTM
Abb. 3: Teleskopaufbau
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Positionsbestimmung und sonnenstandsabhängige Sichtbarkeit Leuchtender Nachtwolken (NLC)
von Alexander Haußmann
Durch die zunehmende Verbreitung der Digitalfotografie hat auch das verfügbare Bildmaterial Leuchtender Nachtwolken in den letzten Jahren deutlich zugenommen. Zur wissenschaftlichen Analyse dieser Bestände (oder auch einfach nur aus Interesse der Beobachter an ,,ihren" NLC) wird oftmals eine räumliche Positionsrekonstruktion der Wolkenfelder gewünscht. Darüber hinaus ist die vorherige Berechnung des Sichtbarkeitssegmentes am Himmel für Beobachtungsplanungen interessant. Außerdem wären zusätzliche, d. h. über den visuellen bzw. fotografischen Eindruck hinausgehende, Unterscheidungsmöglichkeiten zwischen NLC und beleuchteten Cirruswolken zur Klärung strittiger Erscheinungen vorteilhaft.
Richard Löwenherz präsentierte vor 10 Jahren im Rahmen einer ,,Jugend forscht"-Arbeit eine mathematische Herangehensweise an einige dieser Fragen, ein Jahr später konnte ein darauf basierendes Fotoauswertungsprogramm von Martin Mühlenberg vorgestellt werden. Auch danach haben Richard und ich - hauptsächlich zur NLC-Saison - einige der offengebliebenen Punkte diskutiert, wobei die Ergebnisse meist in Form unvollständiger, handgeschriebener Notizen in die Schubladen wanderten. Studienbedingt waren nun auch größere mathematische Kenntnisse vorhanden, so dass die ursprünglich verwendeten Näherungen durch genauere Formeln ersetzt werden konnten. Die Verbindung zum Programmautor war allerdings inzwischen verlorengegangen.
Das große NLC-Ereignis am Morgen des 13.06.2006, welches ich von Dresden aus beobachten konnte, lieferte nun den nötigen Anstoß, um begonnene Rechnungen auszuführen und die Notizen in eine leserliche und nachvollziehbare Form zu bringen. Die ausführliche Darstellung der Mathematik (mit Auslagerung der Rechenschritte zur Fotoauswertung in eine gesonderte Datei) soll hierbei potentiellen Programmierern als Orientierung dienen. Zum Verständnis der hier zusammengefassten grundlegenden Konzepte ist sie nicht nötig.
Um Leuchtende Nachtwolken (im Falle ihres Vorhandenseins) sehen zu können, müssen drei grundlegende Bedingungen am Beobachtungsort und zum Beobachtungszeitpunkt erfüllt sein: - Ausreichend dunkler Himmel
(hinreichend tiefe Dämmerung) - NLC in direktem Sonnenlicht
(außerhalb des Erd- und Atmosphärenschattens) - NLC im freien Sichtfeld des Beobachters (über dem Horizont) Für die NLC-Höhe über der Erdoberfläche wird vereinfachend ein konstanter Wert von H = 82 km vorausgesetzt, wodurch die NLC-Sphäre definiert wird. Der Atmosphärenschatten lässt sich in einem einfachen Modell dadurch beschreiben, dass eine Luftschicht der Dicke L als undurchsichtig angenommen wird. Typische Werte hierfür liegen bei 15 - 20 km [1]. Die daraus resultierende Trennlinie zwischen beleuchtetem und unbeleuchtetem Gebiet in NLC-Höhe (Schattengrenze auf der NLC-Sphäre) bestimmt damit das Himmelssegment, innerhalb dessen NLC von einem bestimmten Beobachtungspunkt aus sichtbar sein können (Abb. 1). Dieses Segment erreicht seine größte Höhe
Abb. 2: Schattengrenzen-Scheitelpunktshöhe
Abb. 1: Beleuchtungsgeometrie der NLC (Scheitelpunktshöhe) über dem Azimut der Sonne (sofern der Zenit nicht mehr bzw. noch nicht überschritten wird). Die Scheitelpunktshöhe kann in Abhängigkeit von der Sonnentiefe beim Beobachter dargestellt werden (Abb. 2), wobei für tiefere Dämmerung die Obergrenze des Sichtsegmentes am Nordhimmel gemeint ist (durchgezogen), für höhere Sonnenstände hingegen die Untergrenze am Südhimmel (gestrichelt). Am Beispiel der bereits erwähnten Sichtung in Dresden (B = 51,03 Grad , B = 13,74 Grad , 130 m ü. NN) lässt sich aus Abb. 3 erkennen, dass sich die Verlagerung des Scheitelpunktes bis zum Überschreiten
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des Zenits beschleunigt (perspektivischer Effekt durch die variable Entfernung Beobachter-Schattengrenze). Darüber hinaus verhalten sich die Schnittpunkte der Schattengrenze mit dem Horizont infolge des veränderlichen Sonnenazimuts unterschiedlich: Der (süd)östliche Schnittpunkt verschiebt sich deutlich schneller als der nordwestliche. Während der Sichtung schienen im Südosten mit zunehmender Dämmerung immer neue NLC aufzutauchen. Aus den Berechnungen wird klar, dass diese Beobachtung nicht ohne weiteres einer physischen Verlagerung bzw. Umbildung der Wolken bedarf, sondern allein durch die veränderlichen Beleuchtungsverhältnisse bedingt sein kann.
Bei der räumlichen Rekonstruktion der Wolkenverteilungen ist zu berücksichtigen, dass durch den Beobachterhorizont auf der NLC-Sphäre ein maximaler Beobachtungsbereich abgegrenzt wird. Die atmosphärische Refraktion vergrößert diesen Bereich noch etwas gegenüber der rein geometrisch zu erwartenden Ausdehnung, Sichthindernisse (Abweichungen vom Idealhorizont) führen jedoch zu dessen Einengung. Die verbleibende Schnittmenge (beleuchtete NLC im Beobachtungsbereich) lässt sich als Beobachtungsfenster charakterisieren. Ein Beispiel hierfür zeigt Abb. 4, wobei das Beobachtungsfenster (für vorgegebene Horizonthöhe und Schattenschichtdicke L) in diesem Fall das Segment innerhalb des jeweiligen roten Kreises nordöstlich der betreffenden blauen Linie wäre. Es kann durch Rekonstruktionen von Beobachtungen oder Fotos einer Einzelstation daher nur auf die Wolkenverteilung innerhalb dieses Segmentes geschlossen werden, welches sich zudem noch im Zeitverlauf verändert (Schattengrenzenverlagerung). Zur umfassenden Rekonstruktion ausgedehnter Wolkenfelder sind daher Simultanbeobachtungen mehrerer Stationen unverzichtbar.
Die Rekonstruktion an sich kann auf verschiedene Weise (je nach gewünschtem Aufwand und geforderter Präzision) erfolgen. Fotovermessung unter Berücksichtigung gnomonischer (bzw. alternativer) Projektion des Objektivs und Berechnungen im Gradnetz dürften sich aber außerhalb eines implementierten Programms kaum lohnen. Ein einfacher und schneller, allerdings mit gewissen Nachteilen behafteter Weg besteht
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Abb. 3: Zeitentwicklung der Schattengrenze mit voranschreitender Dämmerung aus der Beobachterperspektive (L = 17,5 km, Dresden, 13.06.2006, diverse MESZ)
der Entfernung infolge variierender NLC-Höhen kann mit den angegebenen Verläufen für H = 79 km und H = 85 km abgeschätzt werden.
Diese Diagramme können auch zur optisch mitunter schwierigen Abgrenzung zwischen NLC und beleuchteten Troposphärenwolken nützlich sein, sofern Simultanbeobachtungen zweier (oder mehr) Stationen verfügbar sind. Die Rekonstruktionen können klarerweise nur dann (im Rahmen üblicher Unsicherheitsgrenzen) übereinstimmen, wenn die korrekte Höhe in der HöhenwinkelEntfernungs-Beziehung verwendet wird. Deshalb wurden in die Diagramme auch mögliche Cirrus-Höhen mit aufgenommen. Sollten also die von mehreren Beobachtern
Abb. 4: Maximaler Beobachtungsbereich (rot, Horizont bei 0 Grad , 1 Grad , 2 Grad ) für Dresden (grünes Kreuz) und Schattengrenze (blau, L = 15, 17,5, 20 km), 13.06.2006, 3.05 MESZ
in der Verwendung einer Karte, die sowohl Beobachter als auch potentielles Verbreitungsgebiet der NLC zeigt. Die Entfernung (entlang eines Kreisbogens auf der Erdoberfläche) kann aus dem beobachteten Höhenwinkel über die Diagramme in Abb. 5 ermittelt werden. Ausgehend vom Beobachter ist in der Himmelsrichtung der Beobachtung diese Entfernung abzutragen. Für höhere Genauigkeitsansprüche wären allerdings auf den jeweiligen Beobachter zentrierte Azimutalkarten erforderlich. Die Auswirkung der Refraktion ist für kleine Höhenwinkel zusätzlich (gestrichelt) mit eingezeichnet. Der Unsicherheitsbereich
bestimmten Positionen nur unter jeweiliger Verwendung einer Kurve für troposphärische Höhen zusammenpassen, kann eine NLC-Sichtung ausgeschlossen werden.
Literatur [1] Minnaert, Marcel: Licht und Farbe in der
Natur. Birkhäuser, Basel 1992, S. 370
Die ausführliche Version des Artikels ist unter www.meteoros.de/download/haussmann/ NLC-Haussmann.zip downloadbar!
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Abb. 5-1 und 5-2: Länge des Kreisbogens zwischen Beobachter und Objektfußpunkt entlang der Erdoberfläche in Abhängigkeit
Eine CCD-Reise zum Saturn... oder ist aller Anfang schwer?
von Christoph Schaefer
Nach einem ausgiebigen Literaturstudium zur Theorie der verschiedenen Teleskopdesigns, der Nachführungsmöglichkeiten am Himmel, der CCD-Fotographie und dann der Bildbearbeitung, erfolgte der Bau einer kleinen Sternwarte (,,Himmelwarte"). Nach der langen Vorbereitungsphase, in denen vor allem visuell beobachtet und viel technisch optimiert wurde, konnte die ,,Himmelwarte" im April 2007 mit der Erstellung eines ersten Planetenfotos eingeweiht werden.
Die Fragen, die ich mir an diesem Abend stellte, waren mannigfaltig... Wie hoch wird die Auflösung des verwendeten MN-61 Intes DeLuxe 900 mm f 6 (mit forcierter Verspiegelung und Sitall Spiegel) tatsächlich sein? Sind 150 mm Öffnung, mit einer Korrekturlinse und weniger als 20% Obstruktion durch den Fangspiegel, am Planeten wirklich von Vorteil? Der MN-61 Besitzer Eddi Trimarchie aus Australien (Tin Shed Observatory) hatte mich schon im Vorfeld mit seinen preisgekrönten Aufnahmen im Deep-Sky-Bereich in verschiedenen Diskussionen motiviert. Auch Ralf Hofners schöne Marsbilder, die man in verschiedenen Publikationen bewundern konnte, waren ein Ansporn es mit 150 mm Öffnung zu wagen. Wird die Trennung der Bildgewinnung über separate Filter der Firma Astronomik
L (UV/IR cut), R (rot), G (grün), B (blau), IR (Infrarot pass 742 nm) einen spürbaren Beitrag zur Qualität des summierten Endresultates des Bildes liefern? Wie genau wird die umgebaute EQ6 Montierung mit der Boxdörfer MTS3-DSI Steuerung und Denki-Motoren die fast 22 kg Gewicht, bestehend aus dem MN-61, dem ED80 Orion-Refraktor (als Leitrohr zur Nachführung im Deep-Sky-Bereich), der Projektionsaufbau (Baader FFC Flatfield Converter mit Filterschublade, WebCam Typ Astronomiser ASTSC1 b/w), während der Planetenfotographie tragen? Nach dem Einscheinern lag der Nachführfehler bei etwa +/- 7 Bogensekunden und war für die Planetenfotographie gut genug. Für den Autoguidingbetrieb im Deep-Sky-Bereich kommt man mit dieser Gerätekombination und einer zusätzlich montierten SBIG ST10XME immer noch auf weniger als +/-2 Bogensekunden.
Die Motivwahl Als erstes Motiv wählte ich den Saturn, da er zu dieser Zeit im April um 23 Uhr sehr hoch am Himmel stand und dadurch die Einflüsse der atmosphärischen Störungen relativ gering sein sollten (Deklination etwa +16 Grad). Ferner lassen sich an Hand der Details im Ring und der Planetenstruktur die Qualität der Aufnahme gut abschätzen und am Ende ist es ästhetisch doch ein wunderschönes Motiv.
Abb. 1: WebCam Modell ASTSC1BW (Hersteller/Astronomiser UK) zur Bilderfassung im avi-Filmformat und im raw-Mode der Kamera.
Maßnahmen zur Optimierung der Auflösung Mit Hilfe eines FFC von Baader wurde die Brennweite des MN-61 (900 mm) im Projektionssystem auf 5400 mm ca. 6x vergrößert. Der FFC gewährt mit einer verbauten Ca-Fluorid-Linse die gute Fokussierung der relevanten Wellenlängen in fast einer Ebene, wie z.B. auch im nahen IR. Die UV-Anteile werden hingegen eher unterdrückt.
Einen weiteren möglichen Beitrag zur Schärfe lieferte die WebCam ASTSC1b/w von Astronomiser UK, die im Prinzip
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Abb. 2: Photozusammenstellung des Endresultats und der in Registax kombinierten Teilbilder, alle aufgenommen durch die Filter der Firma Astronomik-D: Von links nach rechts das Planeten Gesamt-Composite (L,IR,R,G,B), sowie den individuellen L (UV/IR cut), IR (pass), R (rot), G (grün) und B (blau) gestackten Anteil des Endresultats.
einen Steve Chambers Version 1 Klone darstellt und für lange Belichtungszeiten modifiziert ist. Sie ist mit einem empfindlichen Schwarz/Weiss CCD-Chip Typ-ICX098BL-6E 640-480 5,6 Micron Pixel 8 bit b/w ausgestattet. Da hier keine Farbmaske angewendet wird, stehen somit für jedes aufzulösende Detail und dessen Farbwert ein nur 5,6 Micron kleines Pixel zur Verfügung, das dann in einen entsprechendem Grauwert umgewandelt wird. Das Detail und sein Farbwert muss nicht wie im Fall der TouCam CCD-Farbversion zur Farberfassung auf eine Matrix von 2x2 Pixel verteilt werden, wodurch die Auflösung sinken würde. Durch die Verwendung des b/w Chips ergibt sich ein weiterer Vorteil, eine bis zu einer dreifach gesteigerten Sensitivitätssteigerung, die in der Zukunft eine Rolle spielen könnte. So erlaubt er die Anpassung der Framerate bis zu 15 Frames pro Sekunde allerdings nur über einen USB 2.0 Port des stationären Rechners in der ,,Himmelwarte". So könnten eventuell auch schwache oder schnell veränderliche Objekte erfasst werden, da viele Frames in deutlich kürzerer Zeit auf die schnelle Festplatte geschrieben werden. Dabei sinkt zum einen das Risiko der Kompressionsartefakte bei der umfangreichen Datenübertragung und zusätzlich werden so genannte Framedrops (das sind Frames die einfach nicht abgespeichert werden) eher verhindert.
Ferner sollte die Bildgewinnung über die einzelnen Filter IR/R/G/B weitere mögliche Unschärfen, die sich aus den unterschiedlichen Brechungen der Farbanteile des Lichts an den Luftschichten ergeben könnten, minimieren. So wurde je angewandtem Filter das WebCam Livebild individuell und genau fokussiert.
Videoaufnahmen und das Prozessing Durch jeden Filter wurde ein Avi Video von 500 sec, mit 5 Frames pro Sekunde (total
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2500 Frames) über K3CCD3V3 und dem WcCTRL (M. Burri) Ergänzungsprogramm (1/25s, Bright 50, Gam 40, Gain 40) aufgenommen. Zusätzlich erfolgte die Aufnahme eines Darkfield-Videos von 60s (komplett abgedunkelt) und eines Flatfield-Videos von 30s (zu etwa 50% der Pixelempfindlichkeit beleuchtet). Beide Flats wurden in RegiStaxV4 gestapelt und abgespeichert. Diese beiden Masterflats kamen bei der automatischen Korrektur der verschiedenen Filterbilder im RegiStax zum Einsatz.
Im RegiStax wurde jedes der 5 verschieden Videos (L, IR, R, B, B Filter) mit einer Selektion von 5% auf die schärfsten Frames vorsortiert. Diese ungefähr 125 Frames pro Filter wurden dann noch einmal einzeln, visuell kontrolliert und gegebenenfalls bei schlechter Qualität einzelne Frames vom weiteren Verarbeitungsprozess ausgeschlossen. Dann erfolgte die Überlagerung der einzelnen guten Frames zum entsprechenden individuellen Filterbild (im Resultat ca. 110 Frames pro Filter gestapelt).
Die Bildergebnisse der verschiedenen Filter Später wurden die 5 verschieden gewonnenen gestackten Filterbilder (L, IR, R, G, B) als individuelle Ebenen pixelgenau im Photoshop Programm ausgerichtet und zum Endresultat eines Gesamtfarbbildes addiert (5 x ca. 110 = 550 Frames).
Bildbearbeitung Im letzten Schritt erfolgte die weitere Bearbeitung im Photoshop nach folgender Reihenfolge: 1. Echte Unschärfemaske, 2. Hintergrund Schwarz, 3. Staub und Kratzer Filter (1.-3. nach Dr. S. Brückner/ Praxisbuch der Astronomie mit dem PC/ Data Becker), 4. Sehr leichtes Schärfen mit dem High Pass Filter nach (Photoshop Astronomy / R.Scott Ireland / WillmannBell, Inc.). Im Großen und Ganzen sind
die Anpassungen nur sehr gering gewesen, da die Rohbilder bei dem guten Seeing in dieser Nacht recht gut ausgefallen waren.
Und hier das Resultat der 2 Tagen ,,Arbeit"... Ein Fazit
Abb. 3: Das Endresultat der ,,Himmelwarte": Der Saturn am 06.04.2007
Es ist gut sich im Vorfeld die Zeit zu nehmen, um viel zu lesen und vor allem die Erfahrungen der Freunde und Gleichgesinnten zu nutzen, die offen die Details Ihrer Arbeit kommunizieren. Danke!
Nur gute Rohbilder liefern meines Erachtens ein gutes Bild, die Bearbeitung danach bewirkt oft keine Wunder mehr. Nicht ausschließlich dem Computer bzw. z.B. RegiStax vertrauen, sondern auch manuell die Frames sichten und die eigenen Augen zu Rate ziehen. In diesem Zusammenhang ist weniger Bildbearbeitung oft mehr. So sollten die verschieden Software-Filter möglichst nur schwach angewendet werden, damit das Endresultat/Bild natürlicher wirkt. Vielleicht sollte man eins bei der eigenen Arbeit und Bewertung der Arbeit anderer
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nicht aus den Augen verlieren: Nur wer ,,Oben" war, kann uns da ,,Unten" sagen wie es dort ,,Oben" vor Ort in Wirklichkeit aussieht... und zu der Anfangs gestellten Frage: Ja, aller Anfang ist schwer und vor allem schön ;-)
Abb. 4: Der Autor in seiner ,,Himmelwarte":
Dr. FAMH Christoph Schaefer 46 Jahre alt, Chemiker, Molekularbiologe und medizinischer Genetiker, Hobby-Astronom seit drei Jahren, interessiert an der CCD-Fotographie von Planeten und Deep-Sky-Objekten,
wohnhaft in der Schweiz.
Das Videomodul SK 1004-X als Alternative zu Mintron und Watec
von Silvia Kowollik
Die erste Revolution in der fotografischen Amateurastronomie kam mit bezahlbaren, gekühlten schwarz/weiß CCDKameras für die Deep-Sky-Fotografie. Der nächste Schritt waren preisgünstige Webcams mit farbigen CCD-Chips für die Planetenfotografie. Dann ermöglichten hochempfindliche Videokameras wie Mintron und Watec dem Amateur ein weiteres Beobachtungsfeld - die Beobachtung von Sternbedeckungen durch kleine Körper im Sonnensystem. Allerdings sind diese Videokameras 5 - 8 mal so teuer wie eine Webcam, besitzen aber eine deutlich höhere Empfindlichkeit wie letztere: Bei 8" Öffnung zeigen diese Videokameras Sterne mit einer Grenzgröße von ca. 10.5 mag. Neben der Beobachtung und zeitgenauen Vermessung von Sternbedeckungen eignen sich diese Kameras auch zur Beobachtung der Planeten, Sonne und Mond mit Spezialfiltern. Die Bandbreite reicht dabei von Wolkenstrukturen im UVLicht bei Venus über RGB-Aufnahmen aller Planeten, H-Alpha-Beobachtungen der Sonne bis hin zu Beobachtungen im nahen Infrarot. Zwei meiner aktuellsten Planetenaufnahmen sind nachfolgend in den Abbildungen 1a und 1b wiedergegeben. Das Signal der Videokameras lässt sich an jedem Videomonitor darstellen, mit Hilfe eines Videorecorders aufnehmen und mit
Abb. 1: Videomodulplatine
Abb. 2: Videomodul, eingebaut in ein Gehäuse
TV-Karten / USB-Grabbern auch direkt in einen PC einspielen und aufnehmen. Das Anschlussprinzip veranschaulicht die Abbildung 3. Eine preisgünstige Alternative zu diesen Kameras stellt das s/w Videomodul SK 1004-X dar (Abb. 1). Dabei handelt es sich um eine Platine mit gekapseltem Sony ExView Chip. Für ein Gehäuse und die Stromversorgung muss der Amateur hier selbst sorgen, das ist aber kein großes Problem. Im Handel gibt es diverse Gehäuse, in die man die Platine ein-
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Abb. 3: Aufbau für Sternbedeckungsmessung mit Zeiteinblendung
Abb. 4: Venus mit Schüler U-Filter, Wolkenstrukturen im UV-Licht am Taghimmel
bauen kann, ein Akku oder ein kleines Netzgerät liefert die benötigte Spannung... Zusammengebaut sieht die Kamera aus, wie in der Abb. 2 dargestellt. Schraubt man die zum Videomodul mitgelieferte Originaloptik ab, so kommt unter dem 3,6 mm-Objektiv ein WebcamGewinde zum Vorschein und man kann direkt auf den s/w Chip sehen. Mit einer Kantenlänge von 6 mm x 4,96 mm ist er etwas größer als ein Webcam-Chip. Die höhere Lichtempfindlichkeit kommt durch größere Pixel (9,8 my x 6,3 my) und den blanken ICX255AL Chip. Die Platine des Videomoduls ist nicht für längere Belichtungszeiten konzipiert. Aber im Internet finden sich Umbauanleitungen für längere Belichtungszeiten. Eine sehr gut bebilderte englische Umbauanleitung von Jon Grove findet man hier: http://www.geocities.com/jgroveuk/ ExViewMod.html
Abb. 5: Jupiter mit 840 nm Langpassfilter am Dämmerungshimmel
Kreisradius und -mittelpunkt aus n>3 Punkten
vonWolfhard Schlosser
In Heft 23 des VdS-Journal für Astronomie beschreibt Christian Sturm ein Verfahren zur Bestimmung des Radius und Mittelpunktes eines Kreises aus drei Peripheriepunkten. Dieser Lösungsansatz beruht auf der bekannten Tatsache, dass durch drei Punkte stets ein Kreis gelegt werden kann - Entartungsfälle natürlich ausgeschlossen. In der Praxis hat man es aber meist mit einer erheblich größeren Anzahl von Peripheriepunkten zu tun. Da durch n>3 Punkte im Allgemeinen kein Kreis mehr zu legen ist, muss man einen ,,optimalen Kreis" definieren, der so
gut wie möglich allen Peripheriepunkten gerecht wird. Im Regelfall wird dieser Kreis allerdings durch keinen einzigen der Randpunkte gehen. Je näher der Kreis aber an den Punkten liegt, desto zuverlässiger ist das Ergebnis. Natürlich erlaubt auch das beschriebene Verfahren schon ein Gefühl für die Sicherheit der Bestimmung. Zieht man nämlich verschiedene Punktetripel der Kreisperipherie heran, so erlauben die leichten Variationen von Mittelpunkt und Radius eine Abschätzung der Güte des Resultats.
Die Approximation eines Kreises ist einer der einfachsten Fälle derartiger Ausgleichungen. Erheblich aufwändiger ist beispielsweise die Bestimmung optimaler Ellipsen oder anderer Kurven, da diese mehr Bestimmungsstücke aufweisen (Kreis: 3, Ellipse: 5).
Im folgenden soll gezeigt werden, wie mit einfachen Mitteln auch das gesamte Ensemble der n>3 Randpunkte Pi = (xi,yi), i = 1 ... n, gemeinsam ausgewertet werden kann. Grundsätzlich ist ein Kreismittelpunkt Pm dann optimal
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bestimmt, wenn die Abstände ri zu jedem der Pi gemäß
für s ein Minimum annehmen (Methode der kleinsten Quadrate).
Obige Formel lässt sich sofort programmieren. Man geht von einem Schätzwert für Pm = (xm,ym) aus, variiert xm und ym etwa in Schritten von 0,1 Pixel innerhalb einer vernünftigen Spanne um Pm herum, und bestimmt die xm und ym mit dem kleinsten Wert von s. Hierbei ist eigentlich nur zu beachten, dass die endgültigen Koordinaten (kleinstes s) im Inneren des Rasters der Pm liegen müssen (nicht an dessen Rand!). Anderenfalls wurden der Ausgangswert für Pm und/oder die Spanne nicht korrekt bestimmt.
Statt ein Minimum für s zu finden, kann man auch mittels Differentialrechnung Pm und r0 aus den Bedingungen ds/dxm = 0 und ds/dym = 0 ableiten. Hier sollen nur die Endformeln vorgestellt werden. Wiederum berechne man für einen geschätzten Mittelpunkt Pm = (xm,ym) und die Peripheriepunkte Pi = (xi,yi) die n Abstände ri zwischen Pi und Pm. Aus den ri ermittle man zunächst deren Mittelwert
und danach die Ausdrücke
sowie
Die Bedeutung von a und b liegt darin, dass beide gleich Null sein müssen, wenn Pm optimal liegt, und zwar unabhängig davon, ob die Pi exakt auf einem Kreis liegen oder um ihn herum streuen. Als ersten Schätzwert wähle man wie oben ein plausibles Pm. a und b werden im Regelfall von Null verschieden sein. Nun bilde man ein zweites P'm, indem man das alte Pm um beispielsweise eine Pixel-Einheit in x und y erhöht. Das gibt zwei neue Summenwerte a' und b'. Liegt a' gegenüber a beispielsweise um 20% näher am Sollwert Null, so wird man ein neues P'm wählen, welches um 5 Pixel in x-Richtung größer ist als der ursprüngliche Schätzwert (5 ist der Kehrwert von 20% = 0,2). Entsprechend verfährt man mit b und b', um die neue y-Koordinate festzulegen. Man kann eine Schleife programmieren und sich die jeweiligen (xm,ym) ausgeben lassen. Wenn bei aufeinanderfolgenden Iterationen keine wesentliche Änderung mehr eintritt, liegen der optimale Kreismittelpunkt Pm und Radius r0 fest.
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50 C O M P U T E R A S T R O N O M I E
Aktuelle Projekte der FG Computer-Astronomie
von Helmut Jahns
In der Fachgruppe Computer-Astronomie sind momentan drei größere Projekte anhängig. In diesem Beitrag soll eine kurze Zusammenfassung gegeben werden, welche Entwicklung es hierin im zurückliegenden Jahr gab.
Zusammen mit der Fachgruppe Spektroskopie wird derzeit ein Windowsprogramm entwickelt, welches die Bahnen von Doppelsternen aus der zeitlichen Entwicklung der Dopplerverschiebung von Spektrallinien bestimmt. Bislang wurden im Programm das Einlesen von Spektren, die automatische Erkennung von Spektrallinien sowie die Zuordnung von Laborlinien verwirklicht. Eine erste Version ist im Netz auf der Seite der Fachgruppe Spektroskopie zum Herunterladen [1] bereitgestellt.
Die Entwicklung ist zwischenzeitlich so weit fortgeschritten, dass vom Programm auch doppelte Spektrallinien vermessen und identifiziert werden können. Eine besonders nützliche Funktion ist die Auswertung nicht vollständig aufgelöster Linien mittels zweidimensionaler Kreuzkorrelation. Offene Punkte sind lediglich die Kalibrierung der Spektren, die momentan noch extern vorgenommen werden muss, sowie die eigentliche Berechnung der Bahnelemente.
Auch im Bereich Softwarerezensionen gibt es einiges zu tun: es ist geplant, einen umfangreichen Vergleich gängiger Planetariumssoftware (sowohl kommerziell als auch frei verfügbar) durchzuführen. Dazu haben wir einen Katalog von Kriterien aufgestellt, die aus der Perspektive des aktiv beobachtenden Amateurs wesentlich für die Astropraxis oder für Demonstrations- und Lehrzwecke sind. Zahlreiche Sternfreunde, auch außerhalb der Fachgruppe, haben sich bereit erklärt, daran mitzuwirken. Es ist angedacht, alle Softwarepakete unter diesen Kriterien einer Bewertung zuzuführen und diese in Form einer Tabelle darzustellen. Des weiteren soll im Textteil auf Besonderheiten der jeweiligen Software
Abb.1: Teilnehmer des Treffens der FG Computer-Astronomie im November 2006 in Hagen
eingegangen werden können. Das Ergebnis soll nach Möglichkeit sowohl im Rahmen eines Artikels oder einer Artikelserie in diesem Journal als auch außerhalb verfügbar gemacht werden.
Im letzten Tätigkeitsbericht wurde das Projekt DSL Online vorgestellt. Die Fachgruppe Deep Sky betreibt seit Jahren die Deep-Sky-Liste (DSL), worin tausende von Beobachtungsdaten zusammengefasst sind. Gegenwärtig werden die Daten manuell in Excel-Tabellen übernommen und als PDF-Datei vertrieben. In Zukunft soll dieser Ablauf vereinfacht werden, indem ein Webclient zum Eintragen bzw. Importieren der Beobachtungen bereitgestellt wird. Auf dem Deep-Sky-Treffen 2006 in Bebra wurde von einem belgischen Sternfreund mit DeepSkyLog ein vergleichbares Webfrontend vorgestellt, woraus spontan die Idee zu einer Kooperation entstand. Auf dem Treffen unserer Fachgruppe im November 2006 an der Sternwarte Hagen haben wir uns sowohl mit den belgischen Entwicklern dieses Webfrontends als auch mit DSL-Verantwortlichen der FG Deep Sky getroffen, um das weitere Vorgehen zu klären. Wir haben beschlossen, den Import auf Basis des XML-Schemas [2] zu gestalten. Dazu wurde das XML-Schema und DeepSkyLog um einige Datenelemente
der DSL erweitert. Außerdem liegt eine Version des XML-Editors zur OfflineEingabe von Beobachtungsdaten vor. Vom Konverter zum Austauschen von (Beobachtungs-)Daten zwischen verschiedenen Astroprogrammen gibt es bislang ein Pflichtenheft für die Umsetzung in Software.
Insgesamt werden in der Fachgruppe einige sehr interessante Projekte angeboten. An dieser Stelle möchte ich gern alle Sternfreunde, die sich für die vorgestellten Projekte im speziellen oder für die Programmierung im allgemeinen interessieren, einladen, zu ihrem Gelingen beizutragen. Bei Interesse bitte eine Nachricht an pub.helmutjahns@gmx.de.
Literatur:
[1] http://spektroskopie.fg-vds.de/specrave/ index.htm
[2] Das Projekt XML-Datenstandard, VdS-Journal 14 (II/2004), S 68
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Multilayer - eine Software zur Berechnung dünner optischer Schichten
von Helmut Jahns
- Teil 1 -
Dünne optische Schichten sind aus der Astronomie nicht mehr wegzudenken. Ihre wichtigsten Anwendungen sind Vergütungen (Antireflexbeschichtungen) und Nebelfilter (z.B. OIII- oder UHCFilter). Beiden ist gemeinsam, dass sie aus mehreren dünnen Schichten (in der Größenordnung 100 nm) transparenter Materialien (typischerweise kommen Metalloxide und -fluoride zum Einsatz) bestehen. An jeder Grenzfläche zwischen den einzelnen Schichten wird ein Teil des Lichtes reflektiert. Diese Anteile überlagern sich in Abhängigkeit von den Brechungsindizes der Materialien, der Schichtdicken und der Wellenlängen, so dass es zu konstruktiver oder destruktiver Interferenz kommt. Auf diese Art und Weise können die spektralen Eigenschaften optischer Komponenten, z.B. zur Verminderung der Reflexion oder zum Herausfiltern unerwünschter Spektralbereiche, systematisch festgelegt werden. Eine Übersicht über dieses Themengebiet wird in [4] gegeben. In diesem zweiteiligen Artikel soll es hingegen primär um die Berechnung eines Schichtdesigns und um die Softwareprojektierung gehen. Die Anordnung mehrerer Einzelschichten zu einem Schichtsystem wird mit Design bezeichnet. Die zentrale Frage ist: wie muss ein solches Design beschaffen sein, um einer bestimmten Spektralcharakteristik zu genügen? Zu einem gegebenen Design kann stets die zugehörige Transmissionskurve berechnet werden. Unter Transmissionskurve versteht man einen Graphen, bei dem die Transmission (Werte zwischen 0% und 100%, bzw. zwischen 0 und 1) eines Designs gegenüber der Wellenlänge aufgetragen ist. Der Anteil des reflektierten und transmittierten Lichts an der Grenzfläche zwischen zwei Materialien ist abhängig von den Brechungsindizes n1 und n2 der Materialien und berechnet sich zu
R = ((n1-n2)/(n1+n2))2 bzw. T = 1 - R = 4n1n2/(n1+n2)2
Da im Schichtsystem viele Übergänge
zwischen Einzelschichten stattfinden und bei jedem Übergang eine Aufspaltung in zwei Teilstrahlen erfolgt, erhält man schon bei wenigen Schichten eine unüberschaubare Vielfalt von Teilstrahlen. Wie kann man aus diesen Verhältnissen handhabbare Ausdrücke zur Berechnung der Transmission gewinnen? Betrachten wir nun den Fall einer Einzelschicht (Abb. 2). Die an jeder Grenzfläche anfallenden Intensitätsanteile T1, T2, R1 und R2 können aufsummiert werden. Man bekommt für die Transmission einen Ausdruck der Art
T = T1T2(1+ R1R2 + (R1R2)2+ (R1R2)3 + ...)
Die Beiträge der Summanden werden fortlaufend kleiner. Darin erkennt man eine Darstellung der geometrischen Reihe:
x n = 1 (für |x| < 1),
n=0
1- x
d.h. der Ausdruck vereinfacht sich zu T = T1T2/(1-R1R2)
Wenn man sich nun alle Grenzflächen eines Schichtsystems zu Paaren angeordnet denkt, deren Einzeltransmission wie zuvor beschrieben separat berechnet werden kann, so erhält man eine Vorstellung davon, wie die Gesamttransmission eines Schichtsystems bestimmt wird: durch Hintereinanderausführung der Berechnung für Einzelschichten. Auf diesem Wege lässt sich die Transmissionsformel für ein beliebiges Design gewinnen [1]. Mit dem Formelwerk aus Kasten 1 verfügen wir über das nötige Rüstzeug, um die Transmissionskurven eigener Designs zu berechnen. Innerhalb der VdS-Fachgruppe Computer-Astronomie wurde eine entsprechende Software entwickelt, die sogar noch einen Schritt weiter geht: Sie ist darüber hinaus in der Lage, für vorgegebene Transmissionsprofile, z.B. für Filter, passende Designs zu ermitteln.
Optimierung Wie kommt man nun von der Transmissionsformel zu einem Design für ein wunschgemäßes Transmissionsprofil? Einen direkten Weg gibt es leider nicht. Stattdessen wird vielmehr versucht, die
Abb. 1: Spektrum (Transmissionskurve) eines UHC-Filters, gemessen mit einem Spektralphotometer vom Typ Perkin Elmer Lambda 19. Wegen der Reflexion an der unbeschichteten Rückseite des Glaskörpers bleibt die absolute Transmission deutlich unter 100%.
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Schichtdicken eines bestehenden (zu Beginn auch willkürlich gewählten) Designs zu verändern, bis ihre Transmissionskurve mit den Anforderungen hinreichend übereinstimmt. Man nennt dieses Vorgehen Optimierung. Es werden für die Optimierung insgesamt drei Voraussetzungen benötigt: der relevante Wellenlängenbereich, für den die Berechnung durchgeführt werden soll (das kann z.B. der Bereich des sichtbaren Lichts zwischen 400 und 700 nm sein; es empfiehlt sich u.U. jedoch, diesen Bereich weiter einzuschränken, um eine bessere Übereinstimmung zu erzielen), das bereits angesprochene Transmissionsprofil (diejenige Transmissionskurve, die als Ergebnis im Idealfall herauskommen sollte) sowie ein Startdesign für die Optimierung. Für das Startdesign werden die benötigten dielektrischen Materialien, die erforderliche Anzahl der Schichten und ihre jeweiligen Schichtdicken, beispielsweise /4 (: Wellenlänge des Lichts), festgelegt. Natürlich ist nicht zu erwarten, dass die Transmissionskurve des Startdesigns die Soll-Transmission bereits gut annähert, aber dies ist auch keinesfalls erforderlich. Der Optimierungsalgorithmus besteht im Wesentlichen aus einer Wiederholung von Einzelschritten innerhalb einer Schleife. Dieses Vorgehen wird als Iteration bezeichnet. Mit jedem Einzelschritt wird die optische Dicke aller involvierten Schichten nach einem bestimmten Prinzip variiert (z.B. per Zufall). Das Transmissionsspektrum des derart modifizierten Designs (die sogenannte Momentantransmission) wird unmittelbar danach berechnet. Anschließend wird die Abweichung der Momentantransmission vom Transmissionsprofil, die auch als Merìt-Funktion bezeichnet wird, bestimmt. Ergibt sich ein neuer Minimalwert dieser Abweichung, so wird er stets zusammen mit dem zugehörigen Design abgespeichert. Nur beim ersten Schleifendurchlauf wird des fehlenden Vorgängerwertes wegen dieser Minimalwert mit der momentanen Abweichung initialisiert. Dieses iterative Vorgehen stellt sicher, dass sich das Design im Laufe der Zeit immer weiter den Vorgaben annähert. Wenn keine weiteren Verbesserung in den spektralen Eigenschaften mehr auftreten, kann der Prozess durch den Anwender beendet werden. Schauen wir uns die Berechnung der MerìtFunktion etwas genauer an. Dazu verteilen wir zu Beginn eine vorgegebene Anzahl von Stützpunkten (z.B. 100) in gleich-
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Abb. 2: Strahlvervielfachung an einer Einzelschicht. An jeder Grenzfläche zwischen zwei Medien wird der einfallende Strahl geteilt. Im unteren Teil der Darstellung sind die einzelnen Beiträge zur Gesamttransmission aufgeführt, welche in Summe T = T1T2+ T1T2R1R2 + T1T2(R1R2)2+ T1T2(R1R2)3 + ... ergeben Aus dieser Darstellung heraus kann man bereits erahnen, welche Mannigfaltigkeit an Strahlvervielfachungen bei Zwei- und Mehrschichtdesigns auftreten.
mäßigen Abständen über den relevanten Spektralbereich. Für alle Stützstellen wird die Differenz zwischen den Sollund Ist-Kurve berechnet und aufsummiert. Die Berechnung der Abweichung als Qualitätsmaß ergibt jedoch nur dann einen Sinn, wenn ausschließlich positive Differenzen summiert werden. Dies wird durch einfaches Quadrieren erreicht.
Dieses Verfahren wird auch als Methode der Kleinsten Quadrate bezeichnet. Obwohl Optimierungsalgorithmen sehr leistungsfähig sind, müssen ihre Anwender sich über ihre Grenzen im Klaren sein. Zum einen gibt es keinen sicheren Weg zum bestmöglichen Design für eine vorgegebene Schichtzahl. Im Lösungsraum gibt es neben dem globalen Minimum oft-
Für die Berechnung der optischen Eigenschaften eines Schichtsystems wird die Matrizenrechnung (s. z.B. [2]) herangezogen. Für jede Einzelschicht läßt sich eine charakterische 2x2-Matrix
angeben. Hierin ist = 2 cos() n / d, n der Brechungsindex der Schicht, d die Schichtdicke, die jeweilige Wellenlänge und der Einfallswinkel, gemessen vom Lot. Ferner tritt in der Matrix die imaginäre Zahl i auf, die über i2 = -1 definiert ist. Der Vorteil der Matrizenrechnung ist, dass die charakteristische Matrix des gesamten Schichtsystems einfach durch Hintereinanderausführung der Matrixmultiplikation berechnet wird: M = M1M2 ... MN für N Einzelschichten. Ist die charakteristische Matrix bekannt, so ergibt sich die Intensität der Transmission T zu [1]
Hier ist nun n0 der Brechungsindex des umgebenden Mediums (Luft: n0 1) und ns der Brechungsindex des Substrats (Glas: ns 1,46), auf dem das Schichtsystem aufgetragen wurde. In der Transmissionsformel wird die imaginäre Zahl i stets quadriert, so
dass T selbst niemals komplexwertig wird.
Die Reflexion errechnet sich bei Bedarf dann einfach aus R = 1 - T.
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mals zahlreiche Nebenminima der MerìtFunktion. Zu keiner Zeit hat man eine Garantie dafür, dass ein vom Algorithmus gefundenes Minimum auch tatsächlich das globale Minimum ist. Dies gilt um so mehr, je mehr Schichten im Design enthalten sind. Es kann durchaus sein, dass der Algorithmus in ein solches Nebenminimum gerät und nicht mehr aus diesem herauskommt, bevor die Berechnung durch den Anwender beendet wird. Zum anderen ist die Zahl der durchzurechnenden Kombinationen von Schichtdicken derart groß, dass sie mit der Rechenkapazität heutiger PCs bei weitem nicht erschöpfend durchgerechnet werden können. Bei z.B. 40 Einzelschichten gibt es allein 240 Möglichkeiten, um sich lediglich festzule-
gen, ob eine Schichtdicke vergrößert oder verkleinert werden soll. Es ist aber auch gar nicht zwingend gefordert, das globale Minimum zu finden; vielmehr genügt es völlig, eine gute Übereinstimmung zwischen Momentantransmission und Profil zu bekommen. Eine Garantie dafür gibt es ebenfalls nicht. Der Grad der Übereinstimmung hängt zudem sehr empfindlich von den Startbedingungen ab. Wenn der Optimierungsprozess stagniert, ist für einen weiteren Durchlauf ein wenig Handarbeit angesagt. Eine Möglichkeit ist, das Intervall, für welches das Profil definiert wurde, zu verkleinern. Im Allgemeinen sollten die Intervalle nicht zu groß gewählt werden, da man sonst an prinzipielle Grenzen stößt. Als Faustformel gilt, dass die obere
Intervallgrenze nicht mehr als das Doppelte der unteren betragen sollte. Im zweiten Teil des Artikels im nächsten Journal wird der Genetische Algorithmus vorgestellt. Außerdem wird darin die Designberechnung anhand eines Beispiels durchgeführt.
Literatur [1] Thelen, Design of Optical Interference
Coatings, McGraw Hill [1989] [2] G. Merziger, Th. Wirth. Repetitorium der
Höheren Mathematik, Feldmann Verlag [1991] [3] F. und L. Pedrotti. Optik - eine Einführung, Prentice Hall [1996] [4] H. Jahns, Im Lambda-Viertel-Takt zu besseren Bildern, SuW 04/2007
Neues aus der Fachgruppe Dark Sky
von Andreas Hänel
Das Symposium zum Schutz des Nachthimmels in Portsmouth Die Aufhellung des nächtlichen Himmels durch künstliches Licht macht vor keinen Grenzen halt, und deswegen ist internationale Zusammenarbeit sehr wichtig. Das 6. Europäische Symposium zum Schutze des Nachthimmels fand am 15. und 16. September 2006 in Portsmouth an der englischen Südküste statt. Eingeladen hatte die Campaign for Dark Sky (Kampagne für einen dunklen Himmel) der British Astronomical Association, dem britischen Pendant der VdS. Unter der Leitung von Bob Mizon hat die Kampagne in England seit 15 Jahren beachtliche Erfolge erzielt: 137 ,,Officer" betreuen die verschiedenen Regionen des Vereinigten Königreichs. An Hauptstraßen und Autobahnen sollen inzwischen nur noch voll abgeschirmte
Leuchten eingesetzt werden, die deutlich geringere Beiträge zu den Lichtglocken über den Städten liefern. In einer ,,Clean Neighbourhoods and Environment Bill" wurde im April 2005 störendes Licht ebenso wie Lärm als eine Störung eingestuft, gegen die juristische Schritte eingeleitet werden können. So war es nicht verwunderlich, dass die Tagung von einem Mitglied des englischen Parlaments, Lembik Öpik, eröffnet wurde. Der Name ist bekannt, da sein Großvater Ernst Astronom war, der sich vor allem mit Asteroiden beschäftigt hatte. Und das Schlusswort hatte ein weiterer Abgeordneter, Robert Key, der in einem fundierten und engagierten Vortrag die Bürger aufforderte, ihre Probleme mit der Lichtverschmutzung an Regierung und Politiker heranzutragen, da nur so Änderungen erreichbar sind.
Abb. 1: Bob Mizon (links) erhält während der Tagung in Portsmouth von Bob Gent von der International Dark Sky Association eine Auszeichnung für seine Bemühungen, die Lichtverschmutzung in England einzudämmen.
Nicht vergessen:
5. Astronomietag in Deutschland am 29. September 2007
Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. ruft für den 29. September zu dem 5ten bundesweiten Tag der Astronomie auf. Teilnehmen können alle Sternfreunde, astronomische Einrichtungen, Volkssternwarten und Planetarien. Dieser Termin wurde aus Rücksicht auf die am 22. September 2007 stattfindende 2. AME verlegt, um möglichst vielen Sternfreunden die Möglichkeit zu bieten an beiden Veranstaltungen teilzunehmen.
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Die VdS hat in Zusammenarbeit mit den astronomischen in den Vorjahren - ihre Veranstaltungen und Programme
Monatszeitschriften ,,Sterne und Weltraum" und ,,Astronomie Heute" beiliegenden Flyer ,,5.Astronomietag" entwickelt und in einer Auflage von 50.000 Stück drucken lassen. Flyer und Plakate sind an der Geschäftsstelle der VdS, Am Tonwerk 6 , D-64646 Heppenheim noch in einer
zum Astronomietag ankündigen.
Wenden Sie sich bitte direkt an unser Vorstandsmitglied,
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Veranstaltungen und Hinweise zum 5.Astronomietag.
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11.06.2007 15:08:34 Uhr
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54 D A R K S K Y
Die weiteren Vorträge gingen auf verschiedene Aspekte der Lichtverschmutzung und die internationalen Bemühungen ihrer Eindämmung ein. Neben vielen Amateurastronomen nahmen auch Beleuchtungsingenieure, Juristen und Biologen am Symposium teil. Die Referenten aus den Niederlanden und Belgien berichteten darüber, dass dort in Naturschutzgebiete Lichtschutzzonen eingerichtet werden sollen, ein Ziel, das auch für einige deutsche Nationalparks anzustreben wäre. Alle Vorträge der Tagung sind übrigens unter www.britastro.org/ dark-skies/cfds2006/index.html zu finden. Bob Gent von der International Dark Sky Association IDA verlieh die europäischen Preise der IDA für gute Beleuchtung. Diesmal war auch die deutsche Stadt Augsburg dabei, deren Beleuchtungsingenieur Sandor Isepy eine Auszeichnung für sein Engagement für eine ökologische Straßenbeleuchtung in Augsburg erhielt. Am Freitagabend wurden noch das Planetarium im benachbarten Chichester und die Sternwarte der Hampshire Astronomical Group besucht. Es wurde eine europäische Sektion der IDA gegründet, die die Aktionen der europäischen Gruppen koordinieren soll.
Ein Vorstoß bei der Europäischen Union Ein erstes Ergebnis war, dass IDA Europe als Interessenvertretung im Dezember an einer Sitzung bei der Europäischen Kommission in Brüssel teilnehmen konnte. Die Europäische Kommission hat eine so genannte Ökodesign-Richtlinie verabschiedet, nach der die Umweltverträglichkeit von Produkten, die Energie verbrauchen (EuP), bei der Herstellung und beim Gebrauch beurteilt werden soll, dazu zählt auch die Straßenbeleuchtung. Eine von der Generaldirektion Energie
Abb. 3: Europäische Mitglieder der International Dark Sky Association haben sich zu einer Diskussion getroffen.
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Abb. 2: Ein Blick aus der Höhe auf den Urlaubsort Los Concajes auf La Palma. Es ist zu erkennen, dass vor allem die gelben Natriumdampflampen eingesetzt werden. Man beachte, dass die Lampen selbst kaum zu sehen sind, sondern nur die beleuchteten Flächen auffallen.
und Verkehr als eine Abteilung der Europäischen Kommission beauftragte Studie hatte Kriterien zu entwickeln, die dann mit Interessenvertretern, die vor allem aus der Industrie und ihren Verbänden kommen, diskutiert wurden. Bei dem Treffen konnte IDA Europe als Nicht-Regierungsorganisation teilnehmen, vertreten durch Friedel Pas aus Belgien, Jenik Hollan aus Tschechien und Andreas Hänel von der Fachgruppe Dark Sky. Es ist nicht verwunderlich, dass eine möglichst energieeffiziente Beleuchtung auch wenig Lichtverschmutzung erzeugt, allerdings kann die Studie nur die Energieeffizienz berücksichtigen, die Lichtverschmutzung kann keine zentrale Rolle spielen. Als Ergebnis der Studie sollen möglichst effiziente Leuchtmittel eingesetzt werden, so sollten auch keine Quecksilberhochdruckdampflampen mehr benutzt werden. Die Beleuchtungsstärke soll den Bedürfnissen angepasst werden, das heißt beispielsweise eine Reduzierung während der Nacht, wenn die Strassen kaum noch benutzt werden. Zudem soll die Beleuchtung möglichst zielgerichtet eingesetzt werden. Die endgültige Version der Studie über die öffentliche Straßenbeleuchtung ist auf der Internetseite www.eup4light.net zu finden. Allerdings sollen dabei, vor allem auf Wunsch der Leuchtenindustrie, für Leuchten Grenzen erlaubt werden, die maximal 5-15% Lichtabgabe nach oben zulassen. IDA Europe vertritt hingegen
die Meinung, dass zur Reduzierung der Lichtverschmutzung die Leuchten gar kein Licht nach oben abgeben dürfen, was mit voll abgeschirmten und korrekt installierten Leuchten leicht erreichbar ist und beispielsweise in italienischen Gesetzen verankert ist. Daher setzt sich IDA Europe weiterhin dafür ein, keine Lichtabgabe nach oben zuzulassen. Darüber kann die Europäische Kommission entscheiden, letztlich muss aber das Europaparlament und der Rat der Europäischen Union über die Ökodesign-Richtlinie Straßenbeleuchtung entscheiden, an diesen Stellen gäbe es noch Einflussmöglichkeiten. Immerhin hat bei dem Treffen ein Vertreter der Leuchtenindustrie betont, dass die Lichtverschmutzung in Zukunft stärker berücksichtigt werden müsse! Und tatsächlich wirbt inzwischen ein deutscher Hersteller mit einem Logo des Sternhimmels für seine voll abgeschirmten Leuchten.
Starlight 2007 - der Schutz des Nachthimmels Weniger technisch ging es auf der Starlight 2007 auf der Kanareninsel La Palma am19. und 20. April zu. Organisiert wurde sie vom astrophysikalischen Institut der Kanaren, dem Biosphärenreservat La Palma, der Regierung der Kanaren und dem spanischen Umweltministerium. Ziel dieser Tagung war es, einen Aktionsplan zu entwickeln, den Sternenhimmel mit all seinen kulturel-
gebung einzudämmen,
die von einem Büro
mit Beleuchtungs-
ingenieuren am astro-
physikalischen Institut
der Kanaren über-
wacht wird. So sieht
man auf La Palma
meist voll abgeschirm-
te Leuchten, in den
Städten sind in den
Leuchtengehäusen
zwei Leuchtmittel ein-
gebaut, eine Natrium-
Abb. 4:
hochdruckdampf-
Während die La Palma Deklaration im Kloster San
lampe, die um Mitter-
Francisco in Santa Cruz verabschiedet wurde, konnten die nacht abgeschal-
schmale Mondsichel, Saturn und andere Himmelsobjekte
tet wird und eine
im Fernrohr beobachtet werden.
Natriumniederdruck-
dampflampe, die dann
len Aspekten zu schützen. So waren neben die ganze Nacht hindurch brennt und die
Astronomen auch Biologen, Naturschützer, mit nur einer Natriumemissionslinie astro-
Pädagogen, Tourismusmanager und nomische Beobachtungen weniger stört.
Vertreter von Verwaltungen und interna- Auch auf La Palma gibt es inzwischen meh-
tionalen Organisationen (z.B. UNEP/CMS rere amateurastronomische Vereinigungen
- Konvention über wandernde Tierarten, und Sternwarten, die touristisch genutzt
RAMSAR - Konvention über Feuchtgebiete werden können.
als Lebensraum für Wasser- und Watvögel,
European Landscape Convention - Die ZumAbschluss wurde die ,,La Palma Dekla-
europäische Landschaftskonvention) ver- ration zum Schutz des Nachthimmels und
treten, eine Vielzahl, wie sie zuvor kaum das Recht auf Sternenlicht" feierlich im
auf einer internationalen Konferenz anzu- Kloster San Francisco verabschiedet, paral-
treffen war. Auch die Fachgruppe Dark lel hatten die lokalen Amateurastronomen
Sky war vertreten. Die Tagung fand in Fernrohre aufgebaut, in denen die
der ungewohnten Umgebung des klei- schmale zunehmende Mondsichel, Venus
nen Inseltheaters, dem Teatro Chico statt. und Saturn beobachtet werden konnten.
Das breite Spektrum der Referenten Es bleibt zu hoffen, dass weitere Nationen
zeigte, dass der Schutz des nächtlichen dem Beispiel der Insel La Palma fol-
Sternenhimmels nicht nur ein Ziel der gen, mehr Informationen gibt es auf der
Astronomen sein kann. Zahllose Tiere und Internetseite www.starlight2007.net.
Pflanzen werden durch die Zunahme des
künstlichen Lichts beeinflusst und so wurde Das 7. Europäische Symposium wird auf
über Maßnahmen zur Reduzierung der Einladung von Andrej Mohar im slowe-
Lichtverschmutzung in amerikanischen, nischen Bled am 5. und 6. Oktober 2007
kanadischen, ungarischen oder neuseelän- stattfinden, es wäre zu hoffen, dass daran
dischen Nationalparks berichtet. Und die mehr Vertreter aus Deutschland teilneh-
Tourismusindustrie hat bereits die Vorzüge men. Weitere Informationen dazu gibt es
erkannt: Beispielsweise bietet TUI mit unter www.darksky2007.si oder beim
der Organisation Astroteide auf Teneriffa Fachgruppenleiter (am besten per email:
geologisch-astronomische Exkursionen ahaenel@uos.de).
an, binnen 3 Jahren wurde die Zahl der
Teilnehmer von 500 auf 15000 gesteigert,
vor allem britische Touristen. Besondere
Bedeutung hat natürlich die Eindämmung
der Lichtverschmutzung auf La Palma
zum Schutz der dortigen Observatorien
und wo im Sommer 2007 mit dem Gran
Telescopio Canarias ein Teleskop mit 10,4
m Spiegeldurchmesser eingeweiht wird.
Seit 1988 wird versucht, die künstliche
Aufhellung des Himmels durch eine Gesetz-
56 D E E P S K Y
Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
Liebe Sternfreunde,
unser jährliches Deep-Sky-Treffen in Bebra war auch in diesem Jahr gut besucht und ging dank eines abwechslungsreichen Programms und erstklassiger Versorgung im Hotel ohne Probleme über die Bühne (siehe Abbildung). Aus Sicht der Veranstalter gab es kaum Probleme, lediglich die etwas ,,legere Zahlungsmoral" einiger Teilnehmer hat mich etwas geärgert. In diesem Jahr hatten wir gemäß den Wünschen der Teilnehmer des Jahres 2006 etwas mehr Hintergrund zum Thema Astrophysik in unsere Vorträge einfließen lassen. Das daraus resultierende höhere Niveau schreckte anscheinend niemanden ab und wir ernteten sogar Zuspruch. Wir werden also auf dieser Schiene weitermachen. Der Termin für das Treffen 2008 ist schon fixiert. Schon jetzt lade ich alle Sternfreunde zum DST 2008 vom 14.-16. März ein.
Auf unserer Webseite hat sich auch etwas getan. Dank der Arbeit von Uwe Glahn haben wir eine völlig neu überarbeitete Projektseite bekommen. Unter http:// deepsky.fg-vds.de/projekte.htm sind nun eine Vielzahl von Beobachtungsprojekten unterschiedlichen Anspruchs und
Abb. 1: Die Teilnehmer des DST 2007 in Bebra.
Ausrichtung zu diversen Objektgruppen zu finden. Hier sollte es nicht schwer fallen, ein passendes Projekt für eigene Beobachtungen zu finden. Dazu wünsche ich Ihnen und Euch einen klaren Himmel. In diesem Heft berichten Klaus Wenzel und Wolfgang Düskau über die IC 162-
Gruppe. Ich selbst biete den zweiten Teil meines Berichts über M 27.
Ihr / Euer Jens Bohle
Die IC 162-Gruppe - Entdeckung sowie visuelle und digitale Beobachtungen
von Klaus Wenzel und Wolfgang Düskau
Im Rahmen meines Beobachtungsprojektes, das sich mit der visuellen Beobachtung der so genannten Markariangalaxien befasst, stieß ich bei dem Objekt mit der Nr. 1007 auf eine interessante Galaxiengruppe, die aus mindestens 4 helleren Mitgliedern besteht, wobei die beiden Hauptgalaxien IC 161(Mrk 1007) und IC 162 jeweils noch einen unmittelbar benachbarten schwachen Begleiter im südöstlichen Bereich aufweisen. Alle 4 bzw. 6 Galaxien befinden sich innerhalb eines Feldes mit einem
Abb. 1: Die IC-162 Gruppe mit allen 6 im Text beschriebenen Mitgliedern und Kleinplanetenspur. (15.11.2006). Aufnahme von Wolfgang Düskau C 11, f /6,3, 4 x 10 min.
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Abb. 2: Markarians Identifizierungskarte des Objektes Nr. 1007
Durchmesser von etwa 8'. Die Entfernung der Gruppe beträgt etwa 230 Mio. Lichtjahre.
Entdeckung durch Lewis Swift Die beiden hellsten bzw. auffälligsten Galaxien - IC 161 und IC 162 - wurden visuell 1889 und 1891 von dem Amerikaner Lewis Swift bei Beobachtungen mit dem 16-Zoll-Refraktor des Warner Observatoriums in Rochester entdeckt. Swift beobachtete in diesen beiden Jahren diese Region insgesamt dreimal. Bei seiner ersten Beobachtung am 3. Oktober 1889 notierte er in seiner Nebelliste Nr. 9, die er 1890 in den Astronomischen Nachrichten veröffentlichte [1] unter Objekt Nr. 3: ,,most extremely faint, small, consideably elongated, between 2 stars in meridian". Diese Beschreibung trifft zweifellos auf die östliche größere Galaxie zu. Die nächste Beobachtung dieser Region erfolgte von Swift am 7. Januar 1891. Auch hier sah er seltsamerweise wieder nur einen Nebel, den er als Objekt Nr. 12 in seiner 10ten Liste 1892 veröffentlichte [2]. Die Identität dieses Objekts mit dem seiner Beobachtung von 1889 bemerkte er dabei offensichtlich nicht. In der folgenden Nacht (8. Januar 1891) besuchte er diese Region jedenfalls noch einmal und bemerkte unmittelbar westlich des ersten Nebels einen weiteren kleineren und deutlich schwächeren Nebel (Objekt Nr. 11 im Katalog Nr. 10), den er als rund beschrieb. Beide Objekte wurden von Dreyer in seinem Indexkatalog von 1895 (IC I) als IC 161 und 162 aufgenommen.
Markarian und Arp Bei beiden Galaxien kann, wie eingangs bereits erwähnt, im südwestlichen Bereich auf dem POSS jeweils ein schwächerer
Abb. 3: Zeichnung nach visueller Beobachtung vom 16.10.2006 am 12,5 Zoll Newton, V = 170x. Links: IC 162, Rechts IC 161 (Mrk 1007)
kleiner Begleiter erkannt werden. Das östliche Galaxienpaar IC 162 wurde 1966 von Halton Arp als Nummer 228 in seinen
berühmten und bei Amateuren beliebten Katalog über pekuliäre Galaxien aufgenommen.
Abb. 4: Details aus der CCD-Aufnahme von W. Düskau (C 11, f/6,3): IC 162 (links) und IC 161 (rechts) mit ihren Begleitgalaxien.
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Abb. 5: Details aus der CCD-Aufnahme von W. Düskau (C 11, f/6,3): UGC 1263 mit der Strichspur von Sally (1715); deutlich sind die kurzen Unterbrechungen der jeweils 10minütigen Belichtungszeit erkennbar.
Die helle Hauptkomponente von IC 161 (dem westlichen Galaxienpaar) wurde 1977 von dem armenischen Astronomen B. Markarian als Objekt Nr. 1007 in seinen Katalog von Galaxien mit UVExzess katalogisiert. Markarian führte diese Durchmusterung am russischen Astrophysikalischen Observatorium Byurakan unweit der türkischen Grenze auf etwa 1500 m Meereshöhe durch. Hierzu benutzte er das 130 cm-SchmidtTeleskop (1 m Korrektionsplatte) des Observatoriums, das hierzu mit einem Objektivprisma ausgerüstet wurde.
Nördlich dieser beiden Galaxienpaare konnten auf dem POSS noch zwei weitere relativ helle Galaxien (UGC 1268, UGC 1263) mit ähnlicher Rotverschiebung identifiziert werden, die offensichtlich ebenfalls mit den beiden IC 161/2 Galaxienpaaren assoziiert sind.
Visuelle Beobachtung
Am 16.10.2006 stand bei sehr guten
Beobachtungsbedingungen
diese
Galaxiengruppe auf meinem privaten
Beobachtungsprogramm. Ich benutzte
hierzu meinen 317/1500 Newton-Spiegel
bei 170facher Vergrößerung in meiner
Dachsternwarte. Bereits bei schwächerer
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Aufsuchvergrößerung (V = 93x) sind indirekt sofort zwei relativ auffällige, voneinander getrennte Nebel erkennbar. Bei 170facher Vergrößerung sind beide Nebel dann direkt sichtbar. IC 162 (Arp 228) ist deutlich größer, rund, mit einem leichten Helligkeitsanstieg zum Zentrum. IC 162 befindet sich zwischen zwei Vordergrundsternen die jeweils nördlich und südlich postiert sind. IC 161 (Mrk 1007) ist unmittelbar (ca. 2') südwestlich von IC 162 als kleiner, ovaler und relativ kompakter Nebel erkennbar, der allerdings nur unwesentlich schwächer als IC 162 erscheint. Die beiden schwächeren Begleiter sowie die nordwestlich von IC 161 postierte UGC 1263 konnten erwartungsgemäß nicht gesehen werden.
Name IC 161 Anonym IC 162 PGC 6653 UGC 1263 UGC 1268
Ident. 2 Mrk 1007 (IC 161B) Arp 228 (IC 162B)
Tab. 1: Daten der Galaxien
Rec. 01 48 43 01 48 44 01 48 53 01 48 56 01 48 33 01 48 52
Lediglich UGC 1268, nördlich von IC 162, konnte am Limit vermutet werden. Hier stört jedoch der unmittelbar nördlich benachbarte, etwa 11,5 mag helle Vordergrundstern.
CCD Beobachtung durch Wolfgang Düskau Fast genau einen Monat später, am 15. 11.2006, nahm Wolfgang Düskau diese Gruppe mit seinem 280 mm-SCT (C 11) in Verbindung mit einer ST 7 CCDKamera auf. Die Belichtungszeiten dieser Aufnahme betrug 4 x 10 min, die zu einem Bild addiert wurden. Das Besondere dieser Aufnahme, auf der alle 6 beschriebenen Galaxien abgebildet sind, ist die Strichspur des Kleinplaneten Sally (1715), unmittelbar nördlich von UGC 1263. Die Unterbrechungen der Strichspur des Kleinplaneten rühren von den kurzen Belichtungspausen zwischen den 10minütigen Belichtungen her. Bei Sally handelt es sich um einen etwa 25 km großen Kleinplaneten, der am 9. April 1938 von H. Alikoski in Turku entdeckt wurde.
Literatur: [1] L. Swift, Catalogue No. 9 of Nebulae
discovered at the Warner Observatory. Astronomische Nachrichten Nr. 3004 (1890) 49 [2] L. Swift, Catalogue No. 10 of Nebulae discovered at the Warner Observatory. Astronomische Nachrichten Nr. 3094 (1892) 361 [3] H. Arp, Atlas of Peculiar Galaxies, ApJS 14 (1966) 1 [4] B. E. Markarian, Galaxies with an Ultraviolet Continuum XI, Astrophysics 13 (1977) 215
Dec. +10 30 28 +10 30 23 +10 31 18 +10 30 47 +10 34 15 +10 35 23
Helligkeit 14,3 < 16 14,3 15,6 16,5 15,0
Größe (') 1,0 x 0,7
1,7 x 1,7 0,5 x 0,2 1,1 x 0,9 1,0 x 0,3
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M 27 und (noch) ein bisschen mehr...
von Jens Bohle
- Teil 2 -
Im letzten Heft (VdSJ 23) habe ich neben einigen Informationen zu M 27 und dessen Halo auch die Ergebnisse der visuellen Beobachter im Rahmen des Projekts ,,10 PN" vorgestellt. Da das Projekt gemeinsam mit der FG Astrofotografie initiiert wurde, möchte ich in diesem Beitrag die Ergebnisse der Astrofotografen zeigen. Erwartungsgemäß sind auch auf den Fotografien Halostrukturen zu erkennen. Während die visuelle Beobachtung in der [OIII]-Linie bei M 27 schon erstaunliche Resultate zeigte, ist die Domäne der Fotografie auch hier wieder erkennbar. Nicht nur das Lichtsammelvermögen durch lange Belichtungszeit sondern auch die Rotempfindlichkeit des CCD-Chips zeigt den Halo von M 27 anders. Wie bereits im ersten Teil des Beitrags erwähnt, offenbart sich die Strukturvielfalt des Halos erst in den roten Linien währenddessen das Erscheinungsbild im grünen Licht gleichmäßiger wirkt. Insgesamt ist der Halo in den roten Linien auch größer. Dies zeigen
die Aufnahmen deutlich da hier der gesamte PN von ,,Nebelschwaden" umgeben ist. An dieser Stelle ein Dankeschön an die Bildautoren, die hier erstklassige Resultate abgeliefert haben!
Literaturhinweise [1] Hynes, Steven J.: Planetary Nebula,
Willmann- Bell Inc.
[2] R.L.M. Corradi, P. Sanchez-Blazquez, G. Mellema, C. Gianmanco, und H.E. Schwarz: Rings in the halos of planetary nebulae (http://xxx.lanl.gov/abs/astroph/0401056)
[3] G. Gonzales, A. Frank and B. Balick: Stellar wind paleantology II. Faint halos and historical Mass ejection in Planetary Nebula
[4 ] http://www.ing.iac.es/~rcorradi/HALOES/
[5] J. Bohle: Bavarian nights. www.jens-bohle. de/bavarian_nights
Abb. 1: Foto von Mark Achterberg: Das Bild ist in Berlin unter heftigem Filtereinsatz und einer DSLR entstanden, die an 2 Nächten für 4 Stunden arbeiten musste. Dafür ist es für diese Verhältnisse schon sehr hoch aufgelöst. Teleskop: 10"-Newton f/4,8 mit Koma-Korrektor f = 1200 mm auf Montierung EQ6; Filter: Astronomik H-alpha 13 nm; [OIII]: Astronomik [OIII] 13 nm; GB: IDAS LPS-P1; Guiding: Webcam SC/ Relaisbox/Maxim DL an 4"-Leitrohr f = 1000 mm; Kamera: Canon EOS 300D mit entferntem IR-Sperrfilter; Belichtungszeiten: H-alpha: 10 x 10 min bei Einstellung ISO 800, [OIII] 6 x 10 min bei Einstellung ISO 800; GB: 10 x 8 min bei ISO 400 Darkabzug und Flatfield; Datum: H-alpha/[OIII]: 15.09.2006 , GB: 21.09.2006; Ort: Berlin-Heiligensee; Bearbeitung: Halpha/[OIII]/GB - Komposit.
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60 Deep S k y
Abb. 2: Aufnahme mit 24"-Hypergraph im Sekundärfokus (f = 4938 mm). SBIG STL-11000M und SBIG 2"Filtersatz für LRGB sowie H-Alpha-Filter von Astronomik (Bandbreite 13 nm). 20. August 2006, Skinakas Observatorium, Kreta, Griechenland L = 5 x 10 min (ohne Binning) H-alpha = 7 x 10 min (ohne Binning) RGB je 3 x 10 min (2-faches Binning). Autoren: Josef Pöpsel, Stefan Binnewies, Rainer Sparenberg
Abb. 3 (unten links und rechts): 105-mm-Refraktor f = 600 mm (Astro Physics) Much, Bergisches Land, 3.-5.09.2005. SBIG ST-10XME und Astronomic Typ II-Filter, L = 15 x 10 min (ohne Binning), H-alpha = 15 x 10 min (ohne Binning), RGB je 5 x 10 min (2-faches Binning). Autor: Stefan Binnewies (allein).
Abb. 4: M 27, aufgenommen von Thomas Maurer/Österreich mit einem Refraktor Takahashi FS-128 und einer CCD-Kamera SBIG ST-10 XE sowie Filterrad CFW 8 am 30. Juni 2003. Belichtungszeiten: L 5 x 600 s, RGB 2 x 600 s, H-alpha 10 x 1800 s, binning mode 1 x 1.
VdS-Journal Nr. 24
Abb. 5: Diese Aufnahme von Ralf Mündlein entstand im Sommer über drei Nächte (15.7, 16.7 und 19.7. 2006). Die Belichtungszeit betrug 18 x 10 min für den Luminanzkanal ohne Binning. Die drei Farbkanäle wurden jeweils im 2 x 2-Binningmodus aufgenommen. Dabei wurden der Rot- und Grünkanal 5 x 5 min belichtet, der Blaukanal 7x 5 min. Bei der Bildbearbeitung wurde das Bild soweit im Kontrast angehoben, dass der Halo um M 27 erkennbar wird.
Vom Urknall bis zum dunklen Ende
Brian May · Patrick Moore · Chris Lintott BANG! 192 Seiten, ca. 200 Farbfotos und -illustrationen /D 29,90; /A 30,80; sFr 53,- ISBN 978-3-440-11125-3 BANG! ist das Werk dreier außergewöhnlicher Autoren: Queen-Gitarrist Brian May, die britische TV-Legende Sir Patrick Moore und der junge Wissenschaftler Chris Lintott haben zusammen in mehr als zweijähriger Arbeit die dramatische Chronik des Kosmos verfasst. BANG! erzählt die ganze Geschichte des Universums - vom Urknall über die Entstehung der Sterne bis zum finalen Ende in ewiger Finsternis. Q Topaktuell Q Mit faszinierenden Fotos und brillanten Illustrationen Q Mit eigener (englischsprachiger) Homepage: www.banguniverse.com
www.kosmos.de
62 G E S C H I C H T E
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
Die Vorbereitungen für die 4. Tagung laufen nach Plan. Sie findet vom 20. - 21. Oktober 2007 in Heidelberg statt. Tagungsort ist die Landessternwarte auf dem Königstuhl. Das Programm ist weitgehend komplett (siehe dazu http/geschichte. fg-vds.de). Den Hauptvortrag wird Prof. Dieter B. Herrmann halten, der im letzten Jahr leider verhindert war. Ein Teil ist auch wieder dem Standort gewidmet. So wird es eine umfangreiche Führung durch die von Max Wolf gegründete Sternwarte geben. Am Sonntag ist eine Besuch des
Technikmuseums in Mannheim geplant, wo es viele Exponate aus der Zeit der alten Mannheimer Sternwarte zu sehen gibt. Die Führung wird Herr Budde übernehmen, der auch das Museum leitet. Selbstverständlich wird es auch wieder eine Vor- und Nachsitzung am Freitag bzw. Samstag abend (in Heidelberg) geben.
In diesem Heft lesen Sie vier Beiträge. Zwei sind biografischer Natur. So geht es bei Olaf Fritz um den bekannten Amerikaner Edwin P. Hubble und Horst
Schmidt widmet sich dem Babelsberger Astronomen Prof. Dr. Paul Guthnick. Vom 2.9.-18.11.2007 findet inWolfenbüttel eine Ausstellung über die Physiker J. Elstner und H. Geitel statt. Beide haben die lichtelektrische Zelle erfunden, mit der Guthnick die ersten Sterne photometriert hat. Schießlich entführt uns Volker Witt zum Meridian in Catania. Ich wünsche Ihnen viel Spass beim Lesen. Vielleicht sehen wir uns ja in Heidelberg?
Ihr Wolfgang Steinicke
Edwin P. Hubble - eine biografische Notiz
von Olaf Fritz
Der amerikanische Astronom Edwin P. Hubble (1889-1953) gehört ohne Zweifel zu den einflussreichsten Astronomen des vergangenen 20. Jahrhunderts (Abb. 1). Dies zeigt sich nicht nur darin, dass das Hubble-Weltraumteleskop seinen Namen trägt, sondern vielmehr auch darin, dass eine Reihe von astronomischen Begriffen mit seinem Namen eng verknüpft sind, wie zum Beispiel der Hubble-Effekt, die Hubble-Konstante, das Hubble-Diagramm, das Hubble-Gesetz oder auch das Hubble Deep Field.
Im Rahmen dieses Beitrags soll der Frage nachgegangen werden, wer Edwin P. Hubble gewesen ist, wie sein Werdegang verlief und welchen besonderen Beitrag er für die Astronomie des 20. Jahrhunderts leistete. Dabei wird weder eine vollständige, geschweige denn erschöpfende biografische Betrachtung angestrebt, sondern vielmehr eine knappe biografische Skizze [vgl. ausführlicher 1-5].
Edwin Powell Hubble wurde am 20. November 1889 in den kleinen Städtchen Marshfield/Missouri geboren. Er wuchs in der Umgebung von Chicago/Illinois auf. Nach seinem High School Abschluss (1906) studierte Hubble mit einem Stipendium Astronomie, Mathematik und Physik an der Universität von Chicago. 1910 beendete Hubble dort sein Studium mit dem Bachelor of Science (BS) in Astronomie und Mathematik. Im Herbst des gleichen Jahres ging er als Rhodes-Stipendiat für drei Jahre nach England an die renom-
Abb. 1: Edwin Powell Hubble (1889-1953)
mierte Universität von Oxford, um dort Rechtswissenschaften zu studieren. Im Jahr 1913 kehrte Hubble aus England zurück und lies sich in Louisville/Kentucky nieder, wo seine Familie inzwischen lebte. Aus der Juristerei wurde jedoch nichts. Zu groß war die Leidenschaft für die Sterne. Bereits 1914 kehrte Hubble an die Universität von Chicago zurück, um dort sein astronomisches Studium fortzusetzen.
Zwischen 1914 und 1917 forschte Hubble für seine Doktorarbeit am Yerkes Observatorium der Universität von Chicago in Williams Bay/Wisconsin. In dieser wissenschaftlichen Arbeit beschäftigte sich Hubble mit der ,,Fotografischen
Untersuchung lichtschwacher Nebel" [6]. Im Jahr 1917 verlieh ihm die Universität von Chicago für diese Arbeit den Grad eines Doktors der Philosophie (Ph.D.) im Fach Astronomie.
Sein wissenschaftlicher Werdegang wurde zunächst gestoppt mit dem Eintritt der Vereinigten Staaten von Amerika in den ersten Weltkrieg am 6. April 1917. Hubble meldete sich freiwillig zum Dienst an der Waffe und erlebte die letzten Kriegstage als Soldat der US-Armee in Frankreich. Nach seiner Rückkehr aus Europa im Herbst 1919 nahm Hubble seine wissenschaftliche Arbeit wieder auf. Er wurde Mitarbeiter im Stab von George Ellery Hale am Mount Wilson Observatorium, eine Einrichtung der Carnegie-Stiftung, in der Nähe von Pasadena/Kalifornien. Hier führte Hubble seine früheren astronomischen Beobachtungen fort.
Am Mount Wilson Observatorium fand Hubble ausgezeichnete Arbeitsbedingungen vor. Mit Hilfe des 100-inch ,,Hooker"-Reflektors, das vermutlich leistungsfähigste Teleskop jener Zeit mit einem 2,5 m-Spiegel, sollte Hubble bahnbrechende Entdeckungen gelingen. Ferner fand er hier in Milton Lasell Humason (18911972) einen ausgezeichneten Assistenten, der ihn tatkräftig bei der Beobachtung lichtschwacher Objekte (Spiralnebel) unterstütze [7].
Etwa 1923/24 gelang Hubble bei der Untersuchung des Andromeda-Nebels
VdS-Journal Nr. 24
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(M 31) zweierlei: 1. Die Auflösung einzelner Sterne im Andromeda-Nebel. 2. Die Bestimmung der Entfernung des Andromeda-Nebels zu unserer eigenen Position im All. Dies gelang Hubble, weil ihm auf Fotoaufnahmen dieser Himmelsregion ein Veränderlicher Stern (Stichwort: Cepheiden [8]) aufgefallen war. Bei dieser besonderen Art von Stern variiert die wahrnehmbare Helligkeit in regelmäßigen Abständen. Durch dieses, vereinfacht ausgedrückt, kosmische Positionslicht konnte Hubble die Entfernung des Andromeda-Nebels berechnen (Stichwort: Perioden-Helligkeits-Beziehung [8]). Hubble erbrachte damit den Beweis, dass es sich beim Andromeda-Nebel um eine eigenständige Galaxie (Sternensystem) außerhalb unserer eigenen Milchstraße handelt. Damit gelang es erstmalig, die Existenz einer fremden Galaxie, fernab unserer Milchstraße, nachzuweisen. Damit entkräftete Hubble die bis zu diesem Zeitpunkt geläufigen Annahme unter den Astronomen, dass unsere Milchstraße einzigartig im All sei. Vielmehr stellte sich nun heraus, dass sie bloß eine unter vielen Galaxien war.
Im Jahr 1929 fand Hubble bei der Analyse von Lichtspektren ferner Galaxien heraus, dass eine Farbverschiebung zu beobachten war, nämlich in Richtung ,,rot". Eine solche Farbverschiebung des Lichtspektrums tritt dann auf, wenn der Abstand zwischen dem Beobachter und dem Beobachtungsobjekt (Lichtquelle) stetig wächst. Hubble zog daraus zunächst den Schluss, dass sich die Galaxien voneinander entfernten. In diesem Zusammenhang stellte er weiterhin fest, dass eine Beziehung zwischen der Geschwindigkeit und Entfernung der Galaxien bestand. Er fand heraus, dass die Geschwindigkeit (Fluchtbewegung) der Galaxien gleichmäßig zunahm, desto größer die Distanz zwischen den Galaxien wurde (Stichworte: Doppler-Effekt sowie Hubble-Effekt [8]). Hubble entdeckte somit die ständige Expansion des Alls und widerlegte die bis zu diesem Zeitpunkt gängige Annahme, dass das Universum statisch sei. Für seine wissenschaftlichen Leistungen wurde Hubble wiederholt ausgezeichnet, wie z.B. mit der Goldmedaille der britischen Royal Astronomical Society im Jahre 1940.
Mit der Kriegserklärung des deutschen Reichs am 11. Dezember 1941 wurde Hubbles akademische Laufbahn erneut unterbrochen. Er meldete sich erneut
freiwillig zum Militärdienst in der USArmee. Nach der Beendigung des zweiten Weltkrieges kehrte Hubble zunächst ans Mount Wilson Observatorium zurück um seine astronomischen Beobachtungen fortzusetzen. Ab 1948 führte er diese am Mount Palomar Observatorium, ca. 80 Kilometer nordöstlich von San Diego/ Kalifornien, fort. Am 28. September 1953 starb Edwin P. Hubble unerwartet an sei nem Wohnort in San Marino/Kalifornien, im Alter von 63 Jahren.
Fassen wir zusammen: In den 20er Jahren des vergangenen Jahrhunderts bewies der amerikanische Astronom Edwin P. Hubble als erster, dass die vermeintlichen ,,Spiralnebel", wie z.B. der AndromedaNebel (M 31), gar nicht zu unserer Galaxie (Milchstraße) gehören, sondern vielmehr eigene Galaxien in den Weiten des Alls darstellen. Weiterhin entdeckte Hubble die allgemeine Fluchtbewegung der Galaxien und die hiermit verknüpfte Expansion des Alls. Womit er schließlich zum Pionier der modernen Astronomie und Astrophysik des 20. Jahrhunderts wurde.
Literatur: [1] T. Bührke, 2001: Sternstunden der
Astronomie. Von Kopernikus bis Oppenheimer. München, S. 158-190
[2] A. Weigert , H. Zimmermann, 1971: Eintrag ,,Edwin Hubble". In: ABC der Astronomie. 3., überarb. Aufl., Hanau/ Main, S. 131-132
[3] Wikipedia, die freie Enzyklopädie, 2007: Eintrag ,,Edwin Hubble". (Web-Seite, Stand: 22.01.2007). http://en.wikipedia. og/wiki/Edwin_Hubble (Zugriff am:
30.01.2007) [4] M. Holl, 2007: Edwin Powell Hubble
(1889-1953). (Web-Seite, Stand: 21.01.2007). http://www.manfredholl.de/hubble.htm (Zugriff am: 24.01.2007) [5] A. Sandage, 1989: Edwin Hubble 18891953, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 83, No. 6, Dezember 1989. (Web-Seite, Stand: Dezember 1989). http://antwrp.gsfc. nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html (Zugriff am: 30.01.2007) [6] E. P. Hubble, 1920: Photographic Investigations of Faint Nebulae. Dissertation, University of Chicago Press, Chicago/Illinois (USA) [7] R. Kippenhahn, 2006: Wer kennt Milton Humason?. Astronomie heute, 10/2006, S. 44-45 [8] J. Hermann, 2005: dtv-Atlas der Astronomie. 15., durchges. u. akt. Aufl., München [9] Brockhaus. Die Enzyklopädie in 24 Bänden. 20., überarb. u. akt. Aufl., Leipzig/Mannheim 1997 [10] Meyers Grosses Taschenlexikon in 24 Bänden. 6., neu bearb. Aufl., Mannheim u.a. 1998 [11] Meyers Grosses Handlexikon. 18., neu bearb. Aufl., Mannheim u.a. 1996 [12] Microsoft Encarta ,99 Enzyklopädie, 1998 (CD-ROM)
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64 G E S C H I C H T E
Prof. Dr. Paul Guthnick - ein Pionier der lichtelektrischen Sternphotometrie
von Heinz Schmidt
Bei einem Rundgang durch die astronomische Abteilung des Deutschen Museums in München stößt man auf große Glasvitrinen, in denen zwei lichtelektrische Photometer der Sternwarte Berlin-Babelsberg (heute ist es das Astrophysikalische Institut Potsdam-Babelsberg) ausgestellt sind. Im Einsatz waren sie am großen Refraktor der Babelsberger Sternwarte in den Jahren ab 1913 und in zweiter Ausführung seit 1924.
Vermutlich angeregt durch Vorversuche von W. H. S. Monck im Jahre 1892 mit Selenzellen in Dublin (Irland) und Veröffentlichungen von Physikern wie Heinrich Hertz und Wilhelm Hallwachs in den Annalen für Physik und Chemie um die Jahrhundertwende des 19./20. Jahrhunderts, setzte sich Paul Guthnick (Abb. 1) mit J. Elster und H. Geitel aus Göttingen in Verbindung, da diese eine nach dem äußeren lichtelektrischen Effekt arbeitende Photozelle hergestellt hatten. In Zusammenarbeit mit der Firma Günther und Tegetmeyer in Braunschweig wurde ein brauchbares Photometer hergestellt und von Paul Guthnick etwa ab dem Jahre 1910 eingesetzt.
Das Photometer erlaubte eine Messgenauigkeit von 0,05 mag. Es bedeutete eine große Steigerung gegenüber der bisher in der Photometrie eingesetzten Geräte. Über die Arbeitsweise des Photometers sind Angaben im Rundbrief der BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V.), 41. Jahrgang, Heft 2, Seite 72ff und auch in der Zeitschrift für Instrumentenkunde, XLIV. Jahrgang, Juli 1924, Seite 303ff nachzulesen. Die Photozelle, das Herzstück des Geräts, war damals schon so gut in seiner Konstruktion ausgebildet, dass in ihrem Grundprinzip für viele Jahre nichts geändert werden musste.
Paul Guthnick, der seine astronomische Laufbahn an der Sternwarte in Babelsberg begann, und auch den Umzug von Berlin aus in den damals dunklen Schlosspark von Babelsberg im Jahre 1906 (also vor gut 100 Jahren) veranlasste, blieb dieser Sternwarte sein Leben lang, spä-
VdS-Journal Nr. 24
Abb. 1: Paul Guthnik (1879-1947)
Abb. 2: Guthniks lichtelektrische Photometer
ter auch als Direktor, treu. Die lichtelektrische Photometrie von Sternen und die Beobachtung und Erforschung von Veränderlichen Sternen mittels des neuen Photometers (Abb. 2) waren, neben den Aufgaben als Direktor der Sternwarte, der Schwerpunkt seiner astronomischen Arbeit. Sein Hauptaugenmerk galt der photoelek- t rischen Photometrie von Veränderlichen Sternen wie Mira Ceti, Zeta Aurigae, Beta Lyrae und vielen anderen Objekten des Himmels. Seine Veröffentlichungen in astronomischen Periodika und seiner Sternwarte geben ein ausführliches Bild seines Schaffens.
Außer den Fachbeiträgen widmete sich Paul Guthnick auch der populären und volkstümlichen Astronomie. Zum Beispiel in ,,Die Wunder des Himmels - eine gemeinverständliche Darstellung des Weltalls", Ausgabe 1910 (Josef Johann von Littrow 1910) oder auch in der Amateurzeitschrit Die Sterne: 20 Jahre lichtelektrische
Photometrie, 13. Jahrgang, 1933, Heft 1 und 2. Eine ausführliche Liste seiner Veröffentlichungen ist im Internet unter http://stabikat.ssb.sbk. berlin.de (Staatsbibliothek Berlin) zu erhalten.
Paul Guthnick, 1879 in Hitdorf am Rhein geboren, studierte in Bonn bei Küstner und Deichmüller Astronomie und ging schon 1906 als Observator nach Berlin. Nach Verlegung der Sternwarte nach Babelsberg siedelte er dorthin über und wurde 1921 nach Struves Tod Direktor der Sternwarte PotsdamBabelsberg, die er dann bis zum Jahr 1946 leitete. Paul Guthnick verstarb 1947.
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Ein Meridian in Catania und zwei Wissenschaftler aus Göttingen
von Volker Witt
Das Urlaubsland Italien ist auch das Land der Meridiane, die man in zahlreichen größeren Kirchen antrifft. Der Meridian in Catania hat eine besondere Beziehung zu zwei Gelehrten aus Göttingen.
Die Insel Sizilien begann in der Geschichte der Astronomie eine Rolle zu spielen, seitdem im Jahre 1790 Giuseppe Piazzi (1746-1826) in Palermo auf dem normannischen Königspalast eine Sternwarte errichtet hatte, die vor allem durch die Entdeckung des ersten Zwergplaneten (1) Ceres im Jahre 1801 weithin Berühmtheit erlangte. Neben seinen Leistungen in der beobachtenden Astronomie, zu denen die Veröffentlichung zweier hochgenauer Sternkataloge zählte, ist Piazzi auch die Anlage einer Meridianlinie im Dom von Palermo zu verdanken, die heute noch den Besucher durch ihre kunstfertig in Marmor ausgeführten Tierkreissymbole beeindruckt.
Niccolò Cacciatore (1780-1841) wurde Piazzis Nachfolger an der Sternwarte von Palermo. Er hatte in Catania in der Abteikirche der Benediktiner San Nicolo´ l´Arena (Abb. 1) mit der Anlage eines Meridians begonnen, der den Meridian in Palermo an Größe übertreffen sollte, dessen Ausführung aber unvollendet blieb. Da fügte es sich gut, als aus dem Ausland zwei Wissenschaftler eintrafen, die eigentlich die Erforschung des Vulkans Ätna im Sinn hatten, aber auch das mathematische Rüstzeug besaßen, um die für die Anlage des Meridians benötigten Rechnungen anzustellen.
Zwei Wissenschaftler aus Göttingen berechnen die Meridianlinie Wolfgang Freiherr Sartorius von Waltershausen (1809-1876) wuchs als Sohn eines Historikers in Göttingen im Umkreis berühmter Gelehrter wie Gauß und Weber auf, und Johann Wolfgang von Goethe war sein Pate (Abb. 2). Nach dem Studium der Mineralogie und Geologie fand Sartorius seine wissenschaftliche Zielsetzung in der Erforschung der Vulkane Italiens. Im Jahre 1834 brach er zu einer dreijährigen Italienreise auf, die ihn hauptsächlich nach Sizilien führte, wo er sich eingehend mit
Abb. 1: Die Fassade der zu einem Benediktinerkloster gehörenden Basilika San Nicolo´l´Arena, in der sich die Meridianlinie befindet.
Abb. 2: Freiherr Sartorius von Waltershausen nach einer Zeichnung von August Kestner (Rom, 1843)
der Erkundung des Ätna befasste. In seine Heimatstadt Göttingen zurückgekehrt verfasste er seine ersten Publikationen zu den Vulkanen Italiens, wozu vor allem ein prachtvoller topographischer Atlas des Ätna zählte.
Hier in Göttingen findet Sartorius Kontakt zu dem etwas jüngeren Christian Heinrich Friedrich Peters (1813-1890), der aus dem damals zu Dänemark gehörenden Schleswig stammte (Abb. 3). Er hatte bei Encke in Berlin Mathematik und Astronomie studiert und später seine Studien bei Gauß in Göttingen fortgesetzt. In Peters sah Sartorius offenbar den geeigneten Partner, der nicht nur eine ähnliche Vorliebe für Italien, sondern als Schüler von Gauß auch das akribische Denken besaß, um mit ihm im Jahre 1838 eine neuerliche wissenschaftliche Exkursion nach Sizilien zu unternehmen. Während das Hauptinteresse der beiden Wissenschaftler natürlich der Erforschung des Ätna galt, hatten sie auch genügend Zeit und Muße,
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66 G E S C H I C H T E
Abb. 4: Das Gnomonloch befindet sich in 23,92 m Höhe in einer Seitenkapelle.
um nun in Catania an der Fertigstellung des von Cacciatore begonnenen Meridians zu arbeiten.
Die Ausführung des Meridians In der Kapelle S. Benedetto ließen sie in 23,92 m Höhe die Öffnung des Gnomons anbringen (Abb. 4), die Meridianlinie verlegten sie in Gestalt von Marmorplatten auf einer Länge von 40,92 m in Nord-SüdRichtung quer durch das Hauptschiff dieser größten Kirche Siziliens. Die Linie ist in 365 Abschnitte geteilt und mit den einzelnen Tagen des Jahres indiziert, so dass für jeden Tag die Lage des Sonnenbildes eindeutig zugeordnet werden kann. Damit erfüllt der Meridian auch die Funktion eines Kalenders. Zu beiden Seiten der Linie findet man eine Reihe wissenswerter Informationen. Dazu zählen beispielswei-
Abb. 5: Auf einer Länge von 40,92 m verläuft die Meridianlinie quer durch das Hauptschiff der Basilika.
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Abb. 3: Christian Heinrich Friedrich Peters (1813-1890) war ein versierter Sonnenbeobacher und entdeckte 48 Kleinplaneten.
se die Höhe des Ätna, der Zahlenwert der Gravitationskonstante, die Schiefe der Ekliptik, die Abplattung der Pole oder der Erdradius (Abb. 5). Der Abstand zwischen den beiden Solstitien beträgt 37,07 m, am Tag der Wintersonnenwende
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Abb. 6: Die Meridianlinie an der Stelle des Sommersolstitiums mit dem
Tierkreiszeichen ,,Krebs".
hat die große Achse des Sonnenbildes eine Länge von 93,8 cm, zur Zeit der Sommersonnenwende, wenn die Sonne ihren höchsten Stand erreicht, beträgt diese Länge nur mehr 22,8 cm. Das Sonnenbild überquert dann die Meridianlinie bei der Markierung ,,21. Juni", wo auch das Tierkreiszeichen ,,Krebs" als Symbol für den Sommerbeginn angebracht ist (Abb. 6). Ein lokaler Bildhauer, Carlo Calì, fertigte die Tierkreissymbole aus roter und schwarzer Lava (Abb. 7). Im Jahre 1841 war der Meridian schließlich vollendet. Wegen der großen Höhe der Gnomonöffnung über dem Kirchenboden konnte der Zeitpunkt des lokalen Mittags mit einer Genauigkeit von zwei Sekunden bestimmt werden.
Während Sartorius 1843 nach Deutschland zurückkehrte und in der Folgezeit in Göttingen eine Laufbahn als Professor der Geologie einschlug, errichtete Peters im Dom von Acireale (nördlich von Catania) zusammen mit Calì einen weiteren Meridian, der nach dem Vorbild in Catania ausgeführt wurde, aber bei einer Höhe von lediglich 9,1 m viel kleiner dimensioniert war.
Die Erfolge des Astronomen Peters Christian Heinrich Friedrich Peters verweilte vorerst weiterhin in Italien, arbeitete für die trigonometrische Landesvermessung und sollte sich dem Aufbau eines astronomischen Observatoriums in Sizilien widmen. Er fand in diesem Vorhaben aber keine Unterstützung durch die herrschende Bourbonen-Regierung. So wurde er regelmäßiger Beobachter am Observatorium auf dem Capodimonte bei Neapel, wo er sich mit der Untersuchung von Sonnenflecken befasste. Am 26. Juni 1846 entdeckte er dort einen schwachen Kometen (1846 IV), der erst 1982 mit dem 122-cm-SchmidtSpiegel in Siding Spring (Australien) wiederentdeckt wurde. Wegen politischer Unruhen musste Peters 1849 nach Frankreich fliehen und gelangte von dort nach Konstantinopel (das heutige Istanbul), wo er auf Grund seiner hervorragenden Sprachkenntnisse zum wissenschaftlichen Berater eines türkischen Großwesirs avancierte. Durch Vermittlung des amerikanischen Botschafters in der Türkei kam Peters 1854 in die USA und berichtete auf
Abb. 7: Die Tierkreissymbole (hier ,,Schütze") wurden aus roter und schwarzer Lava gestaltet.
einem Astronomentreffen auf Rhode Island über seine Sonnenbeobachtungen. Als Angestellter am Dudley-Observatorium in Albany, New York, gelang Peters im Juli 1857 eine weitere Kometenentdeckung. In der Fachwelt bekannt wurde Peters aber vor allem durch die Entdeckung von 48 Kleinplaneten in den Jahren von 1861 bis 1889. Diese Erfolge wurden ihm durch den großen 13,5-Zoll-Refraktor ermöglicht, der ihm am Observatorium des Hamilton College in Clinton, New York, zur Verfügung stand. Peters hatte dort seit 1859 die Stelle eines Professors
für Astronomie inne, konnte jedoch wegen der schlechten Bezahlung damit nur mühsam seinen Lebensunterhalt bestreiten. Zu seinen Lebzeiten aber war er neben dem Wiener Astronomen Johann Palisa (1848 - 1925) der erfolgreichste Entdecker von Kleinplaneten.
Literatur: J.L.Heilbron, The Sun in the Church-
Cathedrals as Solar Observatories, Harvard University Press, Cambridge, Massachusetts, 1999. http://quadrantisolari.uai.it/articoli/art2.htm
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Kleinplaneten-Astrometrie bei einem halben Meter Brennweite
von Wolfgang Vollmann
Abb: 1: Kleinplanet (16) Psyche am 12. Apr. 2007, von 20h 50min - 20h 53min UT belichtet.
20070412 A97 20070412 A97 20070412 A97
0.0 0.10.0 0.10.1+ 0.1-
Tab. 1: (16) Psyche am 12. Apr. 2007 (11,2 mag)
20070417 A97 0.1 +0.220070417 A97 0.1- 0.320070417 A97 0.1+ 0.120070417 A97 0.3+ 0.2Tab. 2: (28) Bellona am 17. Apr. 2007 (10,7 mag)
Abb: 2: Kleinplanet (28) Bellona am 17. Apr. 2007, von 22h 02min -22h 06min UT belichtet.
VdS-Journal Nr. 24
Meine CCD-Kamera, eine SBIG ST237A, hat nur einen sehr kleinen Chip von 4,7 mm x 3,6 mm Größe. Damit erhalte ich ein Gesichtsfeld von nur 16´ x 12´ im Fokus meines Refraktors 130/1040 mm. Für viele Zwecke ist das zu klein und so verwende ich einen einfachen 0,5x Fokalreduzierer. Er braucht kein großes Feld auszuleuchten, um astrometrische Aufnahmen bei einer Brennweite von 480 mm und einem Öffnungsverhältnis von 1:4 zu machen. Der Vorteil ist das größere Bildfeld von 34´ x 26´. Der Vollmond passt fast ganz hinein! Allerdings misst dann ein 7,4 Mikrometer großes Pixel der Kamera schon 3,2 Bogensekunden am Himmel. Ist da noch genaue Astrometrie möglich?
Bei einer Grenzgröße von 15 - 16 mag sind nur wenige Kleinplaneten sinnvoll beobachtbar. Das ,,Hierarchical Observing Protocol for Asteroids" [1], kurz HOP, von Bruce Koehn von der Lowell Sternwarte in Flagstaff/USA [2] listet mögliche Ziele nach Priorität und Möglichkeiten auf. Im April suchte ich mir damit vier Kleinplaneten aus. Sie haben auch sehr gut bekannte Bahnen, so dass ich meine Genauigkeit auch gut testen konnte. Es waren (16) Psyche, (28) Bellona, (348) May und (747) Winchester. Die Bilder sind die Mittelwerte von 12 Aufnahmen, die je 10 Sekunden belichtet wurden. Alle Aufnahmen sind mit einem Dunkelbild kalibriert. Norden ist immer oben.
Interessant ist die mit dem Programm Astrometrica von Herbert Raab [3] und dem UCAC2 Referenzsternkatalog erreichte Messgenauigkeit. Sie beträgt nur wenige Zehntel Bogensekunden, die Messungen sind also normalerweise auf 1/10 Pixel genau! Mit dem Ephemeridengenerator MPES [4] lassen sich auch die astrometrischen Residuen, also die Restfehler, der eigenen Beobachtungen ausgeben: Bei mir ist der Stationscode A97 Stammersdorf. Die Tabellen geben in der ersten Spalte das Beobachtungsdatum, in der zweiten den Stationscode, in der dritten den Restfehler in Rektaszension sowie in der vierten den Restfehler in Deklination in Bogensekunden an. Jede Tabellenzeile beschreibt eine eingesandte Position.
K L E I N E P L A N E T E N 69
Die Ergebnisse sind also trotz der geringen Brennweite von nur einem halben Meter gut und geben mir Vertrauen in meine gemessenen Positionen von Kometen und Kleinplaneten! Astrometrie geht also auch mit einer einfachen ,,kleinen" CCDKamera! Die Beobachtungen liste ich auf meiner Kleinplaneten- und Kometenseite [5] auf.
Literatur/Links [1] HOP: http://asteroid.lowell.edu/cgi-bin/
koehn/hop [2] Lowell Observatory: http://www.lowell.edu/ [3] Astrometrica: http://www.astrometrica.at/ [4] MPES: http://cfa-www.harvard.edu/iau/
MPEph/MPEph.html [5] Homepage: http://home.pages.at/vollmann/
kpk.htm
20070417 A97 20070417 A97 20070417 A97
1.2+ 0.3+ 0.1+ 0.40.4+ 0.0
Tab. 3: (348) May am 17. Apr. 2007 (13,8 mag)
Abb:3: Kleinplanet (348) May am 17. Apr. 2007, von 22h 14min - 22h 17min UT belichtet.
20070417 A97 20070417 A97 20070417 A97 20070417 A97
0.4- 0.40.3- 0.0 0.1- 0.30.1- 0.2-
Tab. 4: (747) Winchester am 17. Apr. 2007 (13,4 mag)
Abb: 4: Kleinplanet (747) Winchester am 17. Apr. 2007, von 21h 52min - 21h 56min
UT belichtet.
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70 K L E I N E P L A N E T E N
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.
Das Bild für diese Ausgabe hat Stefan Binnewies vom Capella-Team zur Verfügung gestellt [1]. Es zeigt die Galaxiengruppe Hickson 44 [2], bestehend aus den Mitgliedern NGC 3185 / 3187 / 3190 und 3193 im Sternbild Löwe. Die Galaxien NGC 3190 und NGC 3193 sind auch als ARP 316 bekannt.
NGC 3185 ist die untere Galaxie im Bild. Sie ist eine 12,9 mag helle Balkenspirale. NGC 3187 ist die rechte, S-förmige Balkenspirale und mit 13,6 mag das lichtschwächste Mitglied der Gruppe. NGC 3190 ist eine 12,0 mag helle Sa-Galaxie, die uns mit einer Kantenneigung von 8 Grad ein dunkles Staubband präsentiert. Bei der Erstellung des New General Catalogue (NGC) lies sich Dreyer wahrscheinlich durch das Staubband von NGC 3190 täuschen, denn er verzeichnete an fast der gleichen Stelle die Nummer 3189. NGC
Abb. 1: NGC 3185/3187/3190/3193 und der Kleinplanet (1123) Shapleya, aufgenommen von Stefan Binnewies mit einem 105 mm-Refraktor bei f/8 und einer ST10 XME.
Datum/Uhrzeit
Kleinplanet
mag
Objekt
04.10.2007/22:00 08.10.2007/24:00 16.10.2007/24:00 06.11.2007/24:00 06.11.2007/24:00 11.11.2007/24:00 12.11.2007/24:00 16.11.2007/24:00 03.12.2007/22:00 06.12.2007/24:00 11.12.2007/24:00 13.12.2007/24:00 01.01.2008/24:00 04.01.2008/22:00 05.01.2008/24:00 13.01.2008/24:00
(336) Lacadiera (368) Haidea (5183) Robyn (1138) Attica (4292) Aoba (1723) Klemola (23880) Tongil (3233) Krisbarons (248) Lameia (845) Naema (3080) Moisseiev (4088) Baggesen / (5074) Goetzoertel) (2009) Voloshina 3133) Sendai (4716) Urey (1210) Morosovia
12,8 13,7 15,8 15,6 16 14,6 15,8 15,3 13,8 13,9 14,9 15,9/15,6 14,4 15,4 15,8 14,7
M 74 M 74 M 33 NGC 925 M 74 M 77 NGC 1055 M 74 M 1 IC 405 NGC 11514 M 37 IC 443 M 36 NGC 2683 NGC 2903
Abkürzungen: Gx = Galaxie; OC = Offener Sternhaufen; N = Diffuser Nebel; SNR = Supernovarest
VdS-Journal Nr. 24
Art
mag Distanz
Gx
9,8
9 ´
Gx
9,8 17 ´
Gx
6,2 10 ´
Gx
10,6
2 ´
Gx
9,8
4 ´
Gx
9,7
9 ´
Gx
11,4
8 ´
Gx
9,8
3 ´
SNR
8,4
4 ´
N
10 12 ´
PN
10 13 ´
OC
5,6
9 ´
N
12
5 ´
OC
6
5 ´
Gx
10,5
3 ´
Gx
9,6
3 ´
K L E I N E P L A N E T E N 71
3193 ist eine fast kugelförmige Ellipse und mit 11,6 mag das hellste Mitglied der Gruppe. Am 25. Februar 2006, der Nacht der Aufnahme, durchquerte auch der Kleinplanet (1123) Shapleya das Gesichtsfeld von Hickson 44. Er hatte zum Aufnahmezeitpunkt eine Helligkeit von 14,7 mag. Shapleya wurde am 21. September 1928 vom russischen Astronom G. N. Neuimin am Simeis Observatorium auf der Krim entdeckt. Das Licht der Galaxien war über 60 Millionen Jahre unterwegs, um auf den Chip von Stefans Kamera zu fallen, während das Licht von Shapleya etwas über 11 Minuten dazu brauchte.
Kosmische Begegnungen finden täglich statt und lassen sich mit einer Planetariumssoftware gezielt suchen. Die Tabelle auf Seite 70 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten. Damit soll ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Ich möchte Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, ihre 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.capella-obser-
vatory.com/ImageHTMLs/Galaxies/ NGC3190at840mm.htm [2]: Hickson 44: http://deepsky.astronomie. info/Leo/hcg44/index.de.php
Entdeckungsbestätigungen von Kometen und erdnahen Objekten
von Andre Knöfel
Fast jede Nacht werden von den automatischen NEO-Surveys einige Asteroiden entdeckt, die auf erdnahen Bahnen laufen bzw. tauchen immer wieder auch einmal neue kometarische Objekte auf. Allerdings können meist nur wenige Positionsbeobachtungen einer Nacht für eine vorläufige Bahnberechnung verwendet werden. Um diese Objekte nicht zu verlieren, betreibt das Minor Planet Center (MPC) der Internationalen Astronomischen Union (IAU) eine Webseite [1] unter dem Namen ,,NEO Confirmation Page" - kurz NEOCP genannt - die diese neuen mutmaßlichen Entdeckungen auflistet und an Hand der ersten Positionen Ephemeriden für andere Beobachter berechnet, die durch ihre Beobachtungen die Richtigkeit der Entdeckung bestätigen und die Bahndaten weiter verbessern sollen. Im Folgenden soll an einem realen Beispiel gezeigt werden, wie eine solche Bestätigungsbeobachtung funktioniert.
Fallbeispiel Objekt 94J001 Am Mittag des 19. April 2007 tauchte auf der NEOCP neben anderen ein Objekt mit der Bezeichnung 94J001 auf, das am Morgen dieses Tages am LowellObservatorium in Flagstaff (Arizona) im Rahmen des LONEOS-Surveys von Brian A. Skiff auf einer Aufnahme von 06:09 UT entdeckt wurde. Zu diesem Zeitpunkt befand ich mich im ,,Astro-Urlaub" an
Abb. 1: Objekt 94J001 von der NEOCP am 19. April 2007. Aufgenommen mit dem 50 cm-Spiegel und einer Apogee AP7p-CCDKamera.
der Sternwarte in Drebach im Erzgebirge [2] und bereitete mich auf die folgende Beobachtungsnacht am 50 cm-Spiegel vor. Zu dieser Vorbereitung gehörte auch der Besuch der NEOCP. Das Objekt 94J001 war wegen seiner relativ großen Helligkeit von rund 18 mag und seiner doch recht schnellen Eigenbewegung von 3"/min interessant, so dass es zu den wichtigsten Objekten der Nacht gehörte. Gegen 20:41 UT war meine erste zweiminütige Aufnahme abgespeichert und es zeigte sich an der Position ein unscharfes Fleckchen. Erst durch das Addieren zweier Aufnahmen in Bewegungsrichtung
und Geschwindigkeit des Objektes 94J001 ergab sich eine brauchbare ausmessbare Position. Doch hier zeigte sich allerdings schon, dass dieses Objekt kein gewöhnlicher Asteroid zu sein schien. An der rechten Seite war eine Art ,,Schwänzchen" zu erahnen. Die Addition aller sechs Aufnahmen der Serie zeigte dann, dass es sich hier um einen Kometen handeln musste (Abb. 1). Beim Einsenden der Positionen an das Minor Planet Center wurde daher die Meldung um eine Kommentar-Zeile ergänzt: ,,short tail visible".
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Aus 94J001 wird der Komet C/2007 H2 (SKIFF) Auch andere Beobachter weltweit beteiligten sich an der Bestätigung von 94J001, darunter auch Josef Müller aus Irmtraut [3], Mitglied der VdS Fachgruppe Kleine Planeten. Nun begann das Warten. Erst wenn genügend genaue Positionen vorliegen und damit eine vorläufige Bahnberechnung Sinn macht und wenn es sich tatsächlich um einen neuen Erdbahnkreuzer oder Kometen handelt, veröffentlicht das Minor Planet Center ein MPEC (Minor Planet Electronic Circular). Im Fall eines Kometen bringt dann die Internationale Astronomische Union zusätzlich noch ein IAU-Circular heraus.
Am nächsten Tag gegen 19:00 UT erschien dann das IAU-Circular No. 8831, das die Entdeckung des Kometen C/2007 H2 (SKIFF) offiziell bestätigte. Alle Beobachter, die zu der Bestätigung der Entdeckung beigetragen und den kometarischen Charakter des Objektes bestätigt hatten, wurden dort namentlich erwähnt (Abb. 2).
Dieses kleine Beispiel zeigt, wie man auch als Amateur durch exakte Beobachtungen und der Interpretation von Aufnahmen wissenschaftliche Arbeit leisten kann. Solche Objekte finden sich (fast) täglich auf der NEOCP und warten auf ihre Bestätigung durch engagierte Beobachter...
Literatur/Links [1] NEOCP:
http://cfa-www.harvard.edu/ iau/NEO/ToConfirm.html [2] Sternwarte Drebach: http://www.sternwarte-drebach.de/ [3] Sternwarte Irmtraut: http://www.westerwald-astro.de/
Abb. 2: IAU-Circular No. 8831 zum Kometen C/2007 H2 (SKIFF).
Der Große Komet 2007: C/2006 P1 (McNaught)
von Andreas Kammerer
Am 7. August 2006 fand R.H. McNaught im Rahmen des Siding Spring Survey einen 17,0 mag hellen Kometen im Sternbild Schlangenträger - nahe der Grenze zum Skorpion -, der trotz Mondlicht eine 20´´ große Koma präsentierte. Eine erste Bahnrechnung ergab eine Perihelpassage des Kometen C/2006 P1 (McNaught) in einer Sonnendistanz von etwa 1,5 AE im Sommer 2007 mit einer Maximalhelligkeit von 10-11 mag (IAUC 8737). Weitere astrometrische Beobachtungen zeigten dann jedoch, dass der Komet der Sonne Mitte Januar 2007 extrem nahe kommen würde, wobei eine Maximalhelligkeit von bis zu 2 mag prognostiziert wurde. Allerdings würde er von Mitteleuropa aus nur bis Mitte Oktober (dann wohl nur 14 mag hell) aufgefunden werden können.
Michael Jäger fand den Kometen auf einer Aufnahme vom 13./14. September 2006 - nur 15 Grad hoch - überraschend als
VdS-Journal Nr. 24
13,5 mag helles Objekt mit einer schwachen, 2,5´großen Koma. Damit präsentierte er sich zum Aufnahmezeitpunkt 2,5 mag heller als prognostiziert! Bis Anfang November 2006 entwickelte sich der Komet weiter prächtig und war gemäß Beobachtungen von Michael Jäger am 7. November (r = 1,66 AE) bereits 9,5 mag hell, mit einer großen, deutlich verdichteten Koma. Würde er seine Helligkeit weiter so stark steigern, wie es die wenigen Beobachtungen zum damaligen Zeitpunkt andeuteten, so würde er in seinem sehr sonnennahen Perihel eine große Helligkeit erreichen!
Doch praktisch alle Experten (mich eingeschlossen) trauten dem Kometen McNaught dies nicht zu, sondern erwarteten vielmehr, dass er auf dem Weg zum Perihel einen deutlichen Helligkeitsbruch - ähnlich dem Kometen C/2002 V1 (NEAT), der diesen in der Sonnendistanz r = 1,3 AE aufwies
- erleiden und damit im Perihel nur sehr kurzfristig etwa 0 mag erreichen, oder sich sogar ganz auflösen würde.
Doch der Komet überraschte alle und entwickelte sich im Januar 2007 zum hellsten und spektakulärsten Schweifstern seit Ikeya-Seki im Jahr 1965, so dass ihm das Prädikat Großer Komet des Jahres 2007 zuerkannt werden konnte. Zur Ehrenrettung der Experten kann lediglich vorgebracht werden, dass der Komet C/2006 P1 (McNaught) während seiner Annäherung nur äußerst schlecht zu beobachten war. So konnte er ab Mitte Oktober praktisch nur noch in der Dämmerung gesichtet werden. Aus diesem Grund gelangen nur wenigen Beobachtern Sichtungen bzw. Aufnahmen. Einer davon war Michael Jäger, der diesen Kometen unermüdlich jagte und immer wieder erwischte. Er war einer der ganz wenigen Experten, die dem Kometen schon viele Wochen vor dem
K O M E T E N 73
Abb. 2: Visuell beobachtete Schweiflängen von C/2006 P1 (McNaught).
Abb. 1: Helligkeit und Komadurchmesser von C/2006 P1 (McNaught) nach visuellen Beobachtungen.
Perihel Großes zutrauten. Trotz der von Michael Jäger kontinuierlich dokumentierten positiven Entwicklung des Kometen blieb die Skepsis zunächst groß. Erst als in den letzten Dezembertagen Berichte eintrafen, dass der Komet mittlerweile 4 mag hell sei, horchte die Kometengemeinde auf. In den nächsten Tagen überschlugen sich dann die Ereignisse. Am 3. Januar wurde die Helligkeit bereits zu 2 mag bestimmt und am 5. Januar zu 1 mag. Problematisch waren aber zu dieser Zeit die sehr schlechten Sichtbedingungen, mit dem Kometen in der recht hellen Dämmerung nur wenige Grad über dem morgendlichen bzw. abendlichen Horizont.
Die besten Bedingungen hatten in jenen Tagen die Beobachter in hohen nördlichen Breiten, von wo auch die ersten Fotos eintrafen, die den Kometen trotz deutlicher Dämmerung mit einem erstaunlich auffälligen Schweif zeigten. In der Nacht vom 6. auf den 7. Januar wurde die 0. Größenklasse erreicht. Dabei muss aber
betont werden, dass es bei den geringen Höhen und dem schlechten Wetter schon ein Erfolg an sich war, den Kometen überhaupt zu sichten. In den folgenden Tagen stieg die Helligkeit weiter rapide an, so dass der Komet ab dem 10. Januar - dann -2 mag hell - selbst in der bürgerlichen Dämmerung und einer Höhe von 1 Grad im Fernglas neben der hellen inneren Koma einen kurzen Schweifansatz zeigte. Nunmehr stand er am Abendhimmel höher und konnte unter guten Bedingungen mit dem bloßen Auge ausgemacht werden. Dabei muss eingeschränkt festgestellt werden, dass der Komet zwar mit dem bloßen Auge ganz gut erkennbar war (Michael Jäger gelangen sogar freisichtige Schweifsichtungen), er aber dennoch eher blass am noch hellen Dämmerungshimmel stand.
Am 11. Januar gelang dann dem gerade eben in Betrieb genommenen Satelliten STEREO-B die erste wirklich gute Aufnahme des Kometen, die einen mindestens
7 Grad langen Staubschweif mit zahlreichen Staubstreifen (Striae) zeigte. Die mitteleuropäische Dämmerungssichtbarkeit endete am 13. Januar mit dem Kometen nun -5 mag hell. Danach aber ging es weiter, denn der Komet konnte - nur 6 Grad von der Sonne entfernt - mit dem Fernglas bzw. (am besten einem computergestützten) Teleskop am Taghimmel gesichtet werden! Dies wurde nicht zuletzt dadurch ermöglicht, dass die Geometrie Komet-Erde-Sonne eine deutliche Vorwärtsstreuung begünstigte, die von J. N. Marcus vorausgesagt wurde, der eine daraus resultierende kurzfristige Helligkeitssteigerung von 2,3 mag prognostizierte (IAUC 8793). Im Teleskop konnte - je nach Himmelstransparenz - der helle false nucleus mit einer schwachen Koma sowie ein Schweifansatz beobachtet werden.
Damit, so nahmen alle mitteleuropäischen Beobachter an, war für sie das Kapitel McNaught endgültig abgeschlossen. Doch ein weiteres Mal überraschte der Komet.
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Abb. 3: Die Bahn von C/2006 P1 (McNaught) im inneren Sonnensystem. Dargestellt sind die Positionen der Himmelskörper zum Zeitpunkt des Perihels am 12. Januar 2007. Grafik erstellt mit EasySky.
Aufgrund der extremen Krümmung des sehr langen und breiten Staubschweifs konnten noch bis zum 21. Januar die nördlichsten Staubstreifen über dem westlichen Horizont schwach ausgemacht werden, die kurzfristig bis zur südlichen Kante des Pegasusvierecks reichten! Eventuell wären diese noch wenige Tage länger sichtbar gewesen, doch verhinderte der nunmehr auftauchende Mond weitere Sichtungen.
Für die Beobachter der Südhalbkugel begann das Spektakel am 18. Januar, als der Komet erstmals vor einem ausreichend dunklen Himmel beobachtet werden konnte. Bis zur beginnenden Mondstörung um den 23. Januar bot sich den Beobachtern ein grandioser Anblick. Vom extrem hellen Kopf ging ein beeindruckend heller und reich strukturierter Staubschweif aus, der zudem extrem gekrümmt war, so dass seine Gesamtausdehnung erst durch die Kombination mit den von der Nordhalbkugel gemachten Aufnahmen ermittelt werden konnte. Die Auswertungen sind noch nicht abgeschlossen, doch scheint der Schweif eine fotografische Gesamtlänge von 60 Grad oder mehr erreicht zu haben! Visuell konnten davon nach aktuellem Stand bis zu etwa 35 Grad erkannt werden. Und auch die Breite des Schweifs war mit etwa 20 Grad enorm. Die Schweifstrukturen
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waren visuell, vor allem aber fotografisch, gut bis sehr gut erkennbar und erinnerten an den Kometen des Jahres 1744.
Nicht minder interessant präsentierte sich die Koma, von der nicht nur ein bis zu 60 Grad breiter Schweiffächer ausging, sondern die auch über mehrere Tage hinweg ein seltsam ,,schiefes" Segment aufwies, das in schrägem Winkel über die Sonnenseite hinausragte. Kernnahe Beobachtungen mit Großteleskopen zeigten am 29. Januar einen breiten Materiefächer, der in Sonnenrichtung bis zu 13.000 km vom Kern reichte. Des weiteren konnten spiralförmige Jets bis zu 32.000 km Länge in den Positionswinkeln 70 Grad , 120 Grad , 210 Grad und 330 Grad festgestellt werden. Spektralbeobachtungen zeigten eine helle Na-Emission auf der gesamten sonnenabgewandten Seite der Koma, was sehr wahrscheinlich auf einen Natrium-Schweif hindeutet, wie er beim Kometen Hale-Bopp erstmals beobachtet wurde (CBET 832). Als der Mond in der zweiten Februarwoche nicht länger störte, war von dem phantastischen Anblick allerdings nicht mehr viel übrig geblieben. Der Komet war nur noch 4 mag hell und der Schweif wies nur noch eine recht geringe Flächenhelligkeit auf, in dem selbst fotografisch kaum noch Strukturen ausgemacht werden konnten.
Die äußersten Schweifbereiche konnten allerdings fotografisch immer noch bis auf eine Länge von etwa 20 Grad nachgewiesen werden. Anfang April lag die Helligkeit dann nur noch bei etwa 8 mag.
Die nachfolgende Auswertung muss - mit Ausnahme der Helligkeit - als vorläufig betrachtet werden, da anzunehmen ist, dass die Zahl der Beobachtungen noch ansteigen wird. Die nachfolgende Auswertung stützt sich auf 9 visuelle Beobachtungen von 5 FGK-Beobachtern sowie 285 internationale Beobachtungen (bis Ende März 2007). Diese zeigen, dass sich die Helligkeit vor und nach dem Perihel überraschend stetig entwickelte, wie die nachfolgenden Formeln ausweisen. Die maximale Helligkeit von -5,5 mag wurde am 14. Januar erreicht - 2 Tage nach dem Periheldurchgang -, was durch die zu diesem Zeitpunkt optimalen Bedingungen für die Vorwärtsstreuung bedingt gewesen sein dürfte, die die Helligkeit nochmals um 1,0-1,5 mag steigerte.
t < -2d: m = 6,0m + 5xlog D + 12,0xlog r
t > +2d: m = 3,9m + 5xlog D + 10,5xlog r
Über den Komadurchmesser können erst ein paar grobe Angaben gemacht wer-
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Abb. 4: C/2006 P1 (McNaught) am 20. Januar 2007, 10:38 UT. Aufnahme mit 135 mm-Objektiv, Blende 2.0 und Canon 5D, 120 Sekunden belichtet bei ISO 200. Mit freundlicher Genehmigung von Robert McNaught, Siding Spring Observatory, Australien.
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Abb. 5: C/2006 P1 (McNaught) am 20. Januar 2007, 10:46 UT. Aufnahme mit 50 mm-Objektiv, Blende 2.0 und Canon 5D, 50 Sekunden belichtet bei ISO 640. Mit freundlicher Genehmigung von Robert McNaught, Siding Spring Observatory, Australien.
den, da diese Größe bei den Beobachtern eine untergeordnete Rolle spielte. Zudem machen die über längere Zeit hinweg schlechten Sichtbedingungen alle Angaben bis etwa zum 18.1. unsicher. Ende September 2006 lag der scheinbare Komadurchmesser bei 1´,5, was auch noch für die Tage gleich nach dem spektakulären Auftauchen am Südhimmel galt. Die Schätzungen ab Mitte Februar 2007 sind uneinheitlich: ein Teil der Beobachter meldete eine stetige Vergrößerung bis auf 9´ um den 20. März, der andere Teil schätzte diesen noch immer nur auf 2´. Der absolute Komadurchmesser lag bis zum Auftauchen des Kometen am Südhimmel bei etwa 250.000 km. Gemäß dem einen Teil der Beobachter dehnte er sich ab Mitte Februar dann bis auf 800.000 km um den 20. März aus, während er nach dem anderen Teil der Beobachter in etwa konstant blieb, wobei eine gewisse Ausdehnung nach dem Perihel plausibel ist.
Die Koma war zu Sichtbarkeitsbeginn sehr diffus (DC 1), hatte sich bis Mitte Oktober aber leicht verdichtet (DC 2-3). In den letzten Dezembertagen zeigte sich die Koma
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bereits hochverdichtet (DC 8), wobei der Koma-Kondensationsgrad bis um den 20. Januar noch bis auf knapp DC 9 anstieg. Danach ging er fast stetig zurück und lag um den 20. März bei nur noch DC 4.
Die Entwicklung des Schweifs kann ebenfalls erst grob dargestellt werden. Erste Schweifsichtungen erfolgten kurz vor dem Jahreswechsel. Bis zum Erscheinen des Kometen auf der Südhalbkugel lagen die Schätzungen bei maximal 4-5 Grad , wobei dabei zu berücksichtigen ist, dass der Komet nur in der Dämmerung beobachtet werden konnte. Die aktuelle Auswertung zeigt maximale Schweiflängen von etwas über 30 Grad um den 25. Januar. Berücksichtigt man die Fotografien, so ist allerdings damit zu rechnen, dass noch größere Schweiflängen einige Tage vorher publiziert werden. Zudem ist bei dem extrem gebogenen Schweif auch zu fragen, ob die Festlegung der Länge mittels der Positionen von Kopf und Schweifende sinnvoll ist. Im Grunde müsste man die Länge des Bogens bestimmen, was die maximale Schweiflänge um etwa 10 Grad vergrößern würde. Anfang März lagen die Schätzungen mehrheitlich um
die 2 Grad , doch liegen auch Schätzungen um 10 Grad vor. Genaueres werden erst weitere Beobachtungen zeigen. Auch die Entwicklung der absoluten Schweiflänge ist daher erst mit großer Unschärfe darstellbar. Die maximale absolute Schweiflänge lag bei etwa 80 Mill. km. Der Schweif war bis kurz vor dem Perihel nach Norden orientiert, drehte dann rasch auf Südost um danach bis zum 10. Februar fast nach Süden zu drehen. Bis Mitte März hatte er sich wieder nach Südost zurückbewegt. Nach den aktuellsten astrometrischen Daten scheint es sich bei dem Kometen um einen dynamisch ,,neuen" Kometen zu handeln, d.h. er passierte die Sonne erstmals (IAUC 8801).
Komet McNaught - der Sundowner
von Ulrich Lehmann
Abb. 1: Komet C/2006 (McNaught) am 17.1.2007 um 19:37 UT, aufgenommen mit Digitalkamera Canon EOS 300D mit Einstellung ISO 100, Objektiv 1:5,6/200mm, Belichtung 2 s, ohne Nachführung, Beobachtungsort Windhoek, Bildautor Ulrich Lehmann, Bildbearbeitung W. E. Celnik.
Knapp vier Wochen Deutschlandaufenthalt lagen hinter mir. Der Nachtflug mit Air Namibia zurück nach Windhoek war angenehm, ein guter Platz im Flugzeug, keine Turbulenzen und strahlende Sonne beim Landeanflug auf den Hosea Kutako Airport.
Zu Hause angekommen ging es ans Auspacken und einrichten. Dann eine Meldung in den Nachrichten der NBC (Namibia Broadcasting Corporation): Ab Montag wäre ein seltenes Schauspiel am Abendhimmel zu beobachten, ein ziemlich heller Komet würde ab diesem Zeitpunkt auf der Südhalbkugel zu sehen sein. Ungläubiges Staunen, denn selbst wenn wir in Deutschland ohne Internet unterwegs waren und auch höchst unregelmäßig Nachrichten gesehen bzw. gehört hatten - kein Mensch aus unserer Umgebung hatte etwas von einem Kometen erwähnt!
Am Abend des 15.1.2007 fuhr ich dann mit ein paar Freunden zum obligatorischen Sundowner auf die kleine Windhoek, einen schönen Aussichtsberg im Zentrum Windhoeks mit 360o
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Abb. 2: Komet C/2006 (McNaught) am 19.1.2007 um 19:42 UT, aufgenommen mit Digitalkamera Canon EOS 300D mit Einstellung ISO 100, Objektiv 1:5,6/200mm, Belichtung 1,6 s, ohne Nachführung, Beobachtungsort Windhoek, Bildautor Ulrich Lehmann, Bildbearbeitung W.E. Celnik.
Abb. 3: Komet C/2006 (McNaught) am 20.1.2007 um 19:56 UT, aufgenommen mit Digitalkamera Canon EOS 300D mit Einstellung ISO 100, Objektiv 1:5,6/112mm, Kombination zweier Belichtungen mit 20 und 30 s, mit Nachführung, Beobachtungsort Windhoek, Bildautor Ulrich Lehmann, Bildbearbeitung W.E. Celnik.
Rundumsicht. Auf alle Fälle hatte ich den 10x70 Feldstecher dabei, leider aber noch keine Umgebungskarte oder irgendwelche Ephemeriden, denn mein Computer befand sich aus Sicherheitsgründen noch im Tresor der Schule, wo ich unterrichte. Kurz nach Sonnenuntergang wurde der Himmel abgesucht - und siehe da, in
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der hellen Abenddämmerung wurde der Komet sichtbar. Großes Erstaunen aller Anwesenden, da der Komet sehr schnell schon mit bloßem Auge sichtbar wurde. Klar, dass für den nächsten Abend sofort eine weitere Beobachtung geplant wurde, diesmal aber mit Teleskop und Kamera - und natürlich raus aus dem
lichtverschmutzten Windhoek. Auf dem Kupferbergpass an der Straße nach Westen zum Gamsberg hofften wir auf gute Bedingungen. Leider war es nicht so einfach, einen guten Platz zu finden, da die Farmer mittlerweile alle Farmtore mit Schlössern sichern. An der Einfahrt zur Amani Lodge fanden wir einen halbwegs brauchbaren Platz. Fernrohraufbau, grobe Justierung, Kameramontage, erster Test - das Fernrohr lief nicht! Siedend heiß fiel mir ein, dass die kleine 6,5 Ah Batterie schon im letzten Jahr schwach war und ich leider nicht daran gedacht hatte, sie wieder aufzuladen. Wieland, der Hausmeister unserer Schule, baute sofort die zweite Batterie aus dem VW-Bus aus, und so war wenigstens die Nachführung gerettet. Die Dämmerung kam, der Komet erschien, weit prächtiger als am vorigen Abend, und alle waren begeistert. Eine Reihe von Fotos entstanden. Wieder zu Hause wurde der Computer bemüht, aber - o großer Schreck - alles unscharf! Die Kamera war bei den Aufnahmen defokussiert, und auf dem kleinen Display fiel das in der Dunkelheit nicht auf. Also hieß es Zähne zusammenbeißen und am nächsten Tag einen neuen Anlauf nehmen.
Diesmal beobachtete ich vom Dach der Deutschen Höheren Privatschule und sah den Kometen direkt hinter dem KaiserWilhelm-Berg im Westen untergehen (Abb. 1). Endlich gelangen auch die ersten halbwegs brauchbaren Aufnahmen. Danach war jeder Abend dem Kometen gewidmet, und jeden Tag wurde der Eindruck stärker, weil sich seine Untergangszeit nach hinten verschob und seine Sichtbarkeit in der Dunkelheit immer besser wurde. Der Schweif schien auch nach Untergang des Kopfes wie ein Scheinwerfer den Himmel zu erleuchten (Abb. 2).
Das schönste Beobachtungserlebnis gab es am Samstag, dem 20.1.2007. Wir steuerten einen erhöhten Platz im Stadtteil Eros an und bauten schon ziemlich zeitig Teleskop und Kamera auf. Langsam füllte sich der Platz mit Menschen, die alle kamen, um den Kometen zu sehen. Zusätzlich erfolgte an diesem Tag noch die Venusbedeckung durch den Mond. Wunderbar anzuschauen, wie sich das gleißend helle Venusscheibchen der aschfahlen Seite des Mondes immer mehr annäherte und erlosch.
Unser Komet zeigte sich diesmal von der allerbesten Seite. Die Helligkeit war
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etwas schwächer als Venus, etwa -2 bis -1 mag. Seine Schweiflänge betrug selbst bei unvollständiger Dunkelheit mindestens 40 Grad . Zudem war die Auffächerung des Staubes in einzelne Kompartimente selbst in Windhoek deutlich zu erkennen (Abb. 3). An die 100 Menschen hatten sich mittlerweile versammelt, um das Naturschauspiel zu erleben. Ich habe mir sagen lassen, dass es an anderen Aussichtspunkten der Stadt ebenso war, so dass die Öffentlichkeit hier in einer Weise interessiert war, wie ich es in
Deutschland nur bei der Sonnenfinsternis 1999 erlebt habe.
Der Samstag war auch gleichzeitig der letzte gute Beobachtungstag, denn danach beherrschten wieder Wolken den Himmel - schließlich war zu der Zeit Regenzeit und das Land kann jeden Tropfen gut gebrauchen. 10 Tage später gab es wieder ein paar Wolkenlücken, so dass meine Frau, die zwischenzeitlich auch aus Deutschland heimgekehrt war, noch einen Blick auf
den Kometen erhaschen konnte, der allerdings nur noch zwischen dritter und vierter Größe hell war.
Anschrift des Autors:
Ulrich Lehmann c/o DHPS P.O. Box 5020 Windhoek Namibia E-Mail: lehmann@iway.na
McNaught - Schweif ohne Komet
von Stefan Binnewies
Was war das für eine Pleite - der hellste Komet seit 42 Jahren - und ich habe ihn nicht gesehen. Vier mal hatte ich in den ersten beiden Januarwochen vergeblich jede Wolkenlücke mit dem Feldstecher abgesucht, doch McNaught blieb ein Phantom. Dann am 14. Januar die letzte Change - strahlender Sonnenschein und wieder kein Komet. Was woanders mit dem bloßen Auge gelang, eine Tagbeobachtung der Kometenkoma, hat bei mir selbst unter zu Hilfenahme des Feldstechers nicht geklappt. Enttäuscht hatte ich McNaught schon aufgegeben als sich noch größeres Unheil abzeichnete. Der Orkan Cyrill sollte über Deutschland fegen. Das tat er dann auch und in seiner Folge kam es endlich wieder einmal zu einem wolkenfreien Nachthimmel bei uns.
Der Komet war längst auf die Südhalbkugel entschwunden, wurde nun erst richtig zum Schweifstern, zum "Superstar" des Abendhimmels, eben zu dem, was einen wirklich großartigen Kometen ausmacht. Die Idee, hinterher zu jetten konnte mich aber nicht mehr elektrisieren. Dann kamen die erste Bilder aus Italien, einen Tag später sogar aus der Heide südlich von Hamburg, die wieder etwas von McNaught zeigten. Inzwischen reichten Teile seines Staubschweifs bis auf die Nordhalbkugel, ließen sich also auch von uns aus beobachten. So könnte McNaught doch noch zu "MyNaught" werden. Diese letzte, wirklich allerletzte Change zur Beobachtung musste ich nutzen und diesmal spielte das Wetter dank der nach Cyrill neu gemischten Karten auch mit.
Von der Nordsee erstreckte sich am Nachmittag und Abend des 22. Januar
Abb. 1: Schweifstrahlen des Kometen C/2006 P1 McNaught, belichtet am 22.01.2007 zwischen 17:38 und 18:09 UT auf Kodak E 200-Rollfilm durch ein 55 mm-Objektiv (1:5,6). Aufnahmeort: Börger am Hümmling im Emsland. Bildautor: Stefan Binnewies. Ausschnitt aus einem kontrastverstärkten digitalen 4-fach Komposit. Mit im Feld die gleißend helle, überstrahlte Mondsichel und Uranus.
eine große, komplett wolkenfreie Zone bis in das Münsterland. Da konnte nichts mehr schief gehen. Nur der Mond machte mir Sorgen, bereits vier Tage alt stand er eben da, wo auch der Kometenschweif stehen sollte. Nordöstlich von Lathen im Emsland fand ich dann, was ich lange nicht mehr gesehen hatte, einen stahlblauen Himmel, 360 Grad Horizontsicht und einen an Namibia erinnernden Sonnenuntergang. So perfekte Beobachtungsbedingungen im Moor hatte ich wirklich nicht erwartet! Noch vor dem Venusuntergang klickten
die Kameraverschlüsse und insgesamt 11 Belichtungen mit zwei parallel montierten 6x7-Kameras entstanden in der nächsten Stunde. Dazwischen versuchte ich mit dem Feldstecher etwas von dem Schweif zu erhaschen. Das blieb allerdings ohne Erfolg. Die Fotografie und anschließende Bildbearbeitung mussten es richten. Das Ergebnis zeigt die angefügte Abbildung - Schweif ohne Komet, aber "MyNaught".
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Ein Kurztrip nach Namibia - und ein Komet, sonst nichts, oder?
von Werner E. Celnik und Otto Guthier
Abb. 1: Aufbau der Instrumente in der namibischen Steppe am 27.1.2007, ca. 300 km südwestlich von Windhoek,
,,Du spinnst ..!" So die erste Reaktion in der Familie, als die Idee kundgetan wurde. ,,Für drei Tage! So weit! Und die Kosten!" ,,Aber der Komet ist bald weg, und jetzt sehen wir ihn vielleicht noch in (fast) voller Größe! Und sooo teuer ist's nun auch wieder nicht, mit dem richtigen Flug..." Egal, es klappte jedenfalls. Manchmal muss man auch etwas Verrücktes tun. Die Idee entstand auf dem schweizerischen Gornergrat, als der in der letzten Ausgabe unseres Journals [1] erschienene Beitrag noch nicht ganz fertig war. Noch ganz im Banne der Tagesbeobachtungen am Kometen C/2006 P1 (McNaught) stand unser Aufenthalt im höchst gelegenen Hotel Europas kurz vor seinem Ende, als Otto ganz beiläufig meinte, der Komet sei ja nun ganz ,,dicke" ..., aber leider nur auf der Südhalbkugel ..., und es gäbe einen furchtbar günstigen Flug ..., Freitag hin und Dienstag zurück... ,,Das ist verrückt!" war meine erste Reaktion (s.o.). Aber am nächsten Wochenende ging's dann doch, mit nur zwei Tagen Urlaub. Jetzt musste alles ganz schnell gehen. Am Sonntag Abend waren wir vom Gornergrat zurück. Am Montag grünes Licht von der Firma erhalten. Am Dienstag Buchen der Flüge für Freitag. Kontaktaufnahme zu Ottos Freund Ulrich, der mit seiner Frau in Windhoek lebt und an einer Schule unterrichtet. Ulrich ist natürlich Amateurastronom und hatte den Kometen schon mehrfach beobachtet (ein Bericht
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Abb. 2: Mit Schraubzwingen befestigtes 60mm-Leitrohr und die beiden Fotokameras: Hasselblad 2000 FCW und Canon EOS 300D, auf einer Takahashi EM10 Montierung.
von ihm ist in dieser Ausgabe auf Seite 77 zu lesen [2]). Super, alles klar: Wir können in seinem Haus wohnen, sein Auto bekommen und seine Montierung nebst Säule. So ersparen wir uns Hotel und Mietwagen. Wahnsinn! Danke, Uli! Am Samstag Morgen, dem 27. Januar kommen wir am Flughafen von Windhoek an, passieren den Zoll schnell durch den Diplomatenschalter und werden aufs herzlichste von unseren Gastgebern begrüßt. Im Gepäck neben der Fotoausrüstung Werners 36 Jahre alten 60mm-Refraktor, der als Leitfernrohr dienen soll, die InstrumentenAnschlussplatte von Werners Takahashi EM200-Montierung, die mit nur zwei zusätzlichen Bohrungen an die kleinere Takahashi EM10 von Uli passt. Den
Refraktor passen wir noch vor Mittag mit Distanzplatten, zwei Schrauben und zwei Schraubzwingen auf die Platte, Zwei Kameras montieren wir links und rechts daneben. Dazu noch Okulare, Werkzeug, Nachführ-Batterie und Steuerung. Den Kompass nicht vergessen. Halt, wie groß ist die Missweisung??? Auf der Straßenkarte (die kommt auch von Uli) ist der Wert tatsächlich eingetragen. Nun können wir die Pol-Ausrichtung näherungsweise am Taghimmel vornehmen. Der Kombi ist vollgetankt. Am frühen Nachmittag fängt es an zu regnen. Gewitter! Ausgerechnet jetzt... Aber es ist eben Regenzeit. Uli hat natürlich den Wetterbericht verfolgt und empfiehlt von Windhoek aus die Richtung Südwest.
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Möglichst weit in die Namib hinein Oder zumindest in die Richtung Naukluft Park. Während es sich einregnet wechselt der Asphaltbelag der Straße in festgefahrenen Schotter. Die C26 führt uns durch gebirgige Landschaft, am berühmten Gamsberg vorbei, die Astro-Farm Hakos lassen wir rechts liegen. Die Piste querende Wasserströme und unbefestigte enge Kurven an Abgründen entlang zwingen zur Vorsicht. Als wir das Gebirge hinter uns haben, wird das Wetter besser, viel besser sogar! Wir wechseln auf die C14 in Richtung Westen, d.h. Richtung Küste. Mit jedem Kilometer mehr wächst der Anteil blauen Himmels. Die Sonne neigt sich dem Horizont zu und ganz in der Nähe tauchen Springböcke, Gnus, Strauße auf, die sich kaum von uns stören lassen. Bei 15 Grad 18' ö.L. und 23 Grad 13' s.Br. halten wir an und bauen schnell die Montierung auf (Abb. 2). Die Polhöhe schätzen wir. Die Südrichtung bestimmen wir mit dem Kompass. Im Westen über der Küste hal-
Abb. 4: Komet C/2006 (McNaught) am 27.1.2007, Komposit von 4 Einzelbildern von 18:50-18:59 UT, Aufnahmen mit Objektiv 1:2,8/50mm auf Farbdiafilm Ektachrome 200 (6x6), Belichtung mit Nachführung 45 s bis 8 min.
Abb. 3: Wolken in der Abenddämmerung sorgen zwar für Farbenpracht, behindern jedoch die freie Sicht auf den Kometenschweif.
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Abb. 5: Komet C/2006 (McNaught) am 27.1.2007, Komposit von 4 Einzelbildern von 19:0719:12 UT, Aufnahmen mit Objektiv 1:2,0/110mm auf Farbdiafilm Ektachrome 200 (6x6), Belichtung ohne Nachführung 30 s bis 2 min. Montage mit einer TierAufnahme vom frühen Abend desselben Tages in derselben Richtung.
ten sich hartnäckig Wolken, obwohl laut Wetterbericht gerade dort der Himmel klar werden sollte! Kurz vor Sonnenuntergang wird im Osten ein Regenbogen über der Steppe sichtbar (Abb. 1). Es wird auch nicht dunkel, denn der hoch im Nordosten stehende Mond ist zu 70 % beleuchtet und erhellt den mit Wolken durchsprenkelten Himmel und die weite Landschaft. Das fantastische Farbenspiel der Wolken in der Abenddämmerung trägt zu einem Eindruck bei, der auch ohne Komet unvergesslich bleibt (Abb. 3). Endlich hat die Himmelshelligkeit doch so weit abgenommen, dass der helle Kometenkopf zwischen den von Nord nach Süd ziehenden Wolken sichtbar wird. So wie der Komet sich dem Horizont nähert, erreicht er wolkenärmere Himmelsregionen und ein wachsender Anteil des Schweifes wird erkennbar. Ein toller Anblick! Der Komet ist seit unseren GornergratBeobachtungen vom 14.1. merklich
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schwächer geworden, ist aber immer noch heller als der Komet Halley 1986! Wir schätzen die Helligkeit des Kometenkopfes auf +2,0 mag, durch Vergleich mit dem unweit südlich in gleicher Horizonthöhe stehenden Stern Pavonis (+1,9 mag). Von dem superlangen gebogenen Schweif des Kometen ist leider nichts zu sehen, denn die Wolken versperren jede Sicht in die betreffende Himmelsgegend! Der Kometenschweif ist jedoch in den ersten 5-6 Grad hinter dem Kopf immer noch hell und breit aufgefächert. Wir machen einige Weitwinkel-Aufnahmen mit 45 s bis 8 min Belichtungszeit (Abb. 4) und lassen die Montierung dabei blind laufen. Parallel dazu Strichspuraufnahmen ohne Nachführung vom Stativ aus, mit einem lichtstarken Teleobjektiv und 30 s bis 3 min Belichtung (Abb. 5). Noch in der Nacht geht es zurück nach Windhoek. Am nächsten Vormittag brechen wir erneut auf, diesmal nach Swakopmund,
wo wir am Abend ca. 10 km vor der Stadt unweit der Straße die Montierung erneut aufstellen. Diesmal jedoch vergeblich. Die Himmelsgegend des Kometen ist die einzige am ganzen Himmel, die völlig wolkenverhangen ist. Nur einen kurzen Augenblick lang ist der Komet durch eine dünnere Wolkenschicht mit dem Feldstecher erkennbar. So bleibt es wieder bei einer schönen Abenddämmerung mit Untergang von Merkur und Venus direkt am Horizont und wir verabschieden uns von C/2006 (McNaught). 48 Stunden später sind wir wieder zu Hause. (Alle Aufnahmen von den Autoren)
Literaturhinweise: [1] W.E. Celnik, O. Guthier, 2007: VdS-
Journal für Astronomie 23, 112 [2] U. Lehmann, 2007: VdS-Journal für
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Komet Mc Naught
von David Wemhöner
Aufgenommen: am 15.02.2007 um 21.40 Uhr in Masterton, Neuseeland. Kamera: Canon 350 D mit einem Tamron 18-200 mm Objektiv Belichtungszeit: 25 sek. bei ISO 800 Nachführung: keine, als Stativ diente das Autodach
Erfolgreich Sternbedeckungen
aufgezeichnet
von Hans-J. Bode
Wieder hat sich anlässlich einer internationalen Beobachtungskampagne gezeigt, dass die beobachtete Bedeckungszone für eine Sternbedeckung durch Pluto nicht mit der astrometrischen Vorhersage übereinstimmt. Eine Verschiebung um etwa 0.08 Bogensekunden nach Norden hatte zur Folge, dass ein Teil der chilenischen, brasilianischen und afrikanischen Sternwarten ausserhalb der Bedeckungszone lagen. Es bleibt weiterhin unklar, wodurch dieser Fehler zu erklären ist: So gibt es eigentlich nur die beiden Möglichkeiten, dass entweder die DE413-Ephemeride die Plutobahn nicht korrekt wiedergibt oder dass ein Fehler im Nullpunkt des UCAC Sternkatalogs verantwortlich ist, letzteres ist nach neuesten Kenntnissen eher unwahrscheinlich. Doch die für diese Bedeckungen aktiven Sternwarten, Berufsastronomen und Mitglieder der Fachgruppe Sternbedeckungen haben trotzdem anlässlich zweier Bedeckungen innerhalb von wenigen Tagen (9.6. und 13.6.) Messdaten sammeln können. Die Fachgruppenmitglieder waren mit CCDKameras (IOC) ausgestattet, die teilweise sogar in zwei Farbbereichen simultan das verschwindende und wiederkehrende Sternlicht aufzeichneten. Sie arbeiteten am 4 m SOAR Teleskop (SOuthern Astrophysical Research) in Chile und dem 0.5 m Cassegrain der IAS auf Hakos in Namibia, sowie mit einem C14 bei Windhoek (hier leider keine Resultate).
Erst die Zusammenfassung aller Beobachtungsergebnisse, weitere Beobachtungen wurden von Wissenschaftlern am Laboratorio Nacional de Astrofisica (Brasilien, 1.6m und 0.6m) und der
durch Pluto
ESO (Paranal, 3 VLT`s) sowie weiteren Amateursternwarten durchgeführt, wird Aussagen zu einer möglichen Veränderung der Plutoatmosphäre erlauben.
VdS-Journal Nr. 24
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Uranus als fotografisches Zielobjekt
von Bernd Gährken
Das Bild des Planeten Uranus hat sich in den letzten Jahren entscheidend gewandelt. Während wir zum Zeitpunkt des Besuches der Voyager-Sonde noch auf den Pol schauten, können wir nun auf den Äquator blicken. Zurzeit gibt es auf Uranus größere Temperaturschwankungen und dadurch ein komplexeres Wetter. Mit moderner Technik könnte sich der Planet in den nächsten Jahren zu einem interessanten Beobachtungsobjekt entwickeln. Frühere Aufzeichnungen sprechen von Bändern ähnlich wie bei Jupiter. Auch gelegentlich auftretende helle Wolken und dunkle Flecken wie bei Neptun könnten sichtbar sein. Uranus hat leider nur 3,7´´ Durchmesser. Die winzigen Strukturen sind deshalb selbst unter den allerbesten Bedingungen außerordentlich schwer zu fotografieren.
Etwas leichter hat es der Beobachter mit den Uranusmonden. Die beiden hellsten Monde Titania und Oberon sind mit 13,6 mag schon mit mittleren Teleskopen zu erreichen. Ariel und Umbriel sind deutlich schwerer zu sehen. Dies liegt nicht nur an ihrer 1 mag geringeren Helligkeit, sondern auch an ihrem geringeren Planetenabstand. Schließlich beträgt der Helligkeitsunterschied zwischen Planet und Monden etwa 1:1.000.
Im Jahre 2007 kommt es zu zahlreichen gegenseitigen Mondbedeckungen und Verfinsterungen. Leider sind die meisten für den Amateur unbeobachtbar. Das interessanteste Ereignis ist am 30.11.2007 um 19:44 UT die Verfinsterung von Oberon durch Titania in etwa 15 Planetenradien Abstand von Uranus. Der hat zu dieser Zeit in Deutschland eine Horizonthöhe von etwa 30 Grad . Je nach Himmelsqualität sollte der Helligkeitsabfall von 0,7 mag schon mit Geräten von 12 bis 16 Zoll Öffnung beobachtbar sein. Besitzer geeigneter Video- und CCD-Kameras haben auch schon mit deutlich kleineren Optiken eine gute Chance. Visuelle Beobachter und Fotografen sollten sich gut vorbereiten. Es gibt in den nächsten Jahrzehnten keine zweite derartige Gelegenheit!
Es lohnt sich im Vorfeld einmal die Uranusmonde aufgesucht zu haben, um das Equipment zu testen. Hilfreich ist
VdS-Journal Nr. 24
Abb. 1: Sammlung der besten Uranusaufnahmen mit dem 80-cm-Teleskop der Volkssternwarte München. Alle Bilder entstanden bei 8 m Brennweite mit einem Rotfilter und einer auf S/W umgebauten ToUCam740.
eine gute Karte. Alle gängigen Sternkartenprogramme zeigen heute die Positionen der Uranusmonde an. Wer bislang über keine geeignete Software verfügt, kann sich unter http://www.hnsky. org/software.htm die Freeware ,,Hello Northern Sky" herunterladen. Dieses einfach zu bedienende Planetariumsprogramm zeigt die Planeten- und Mondpositionen mit ausreichender Genauigkeit.
Im Gegensatz zu den Monden sind Oberflächendetails auf Uranus mit kleineren Optiken kaum abzubilden. Das 3,7´´ messende Scheibchen stellt hohe Ansprüche an Instrumentarium und Seeing. Die Seeingprobleme haben sich durch die steigende Deklination in den letzten Jahren etwas verringert. Mittlerweile sind -5 Grad erreicht, das entspricht etwa dem Horizontabstand des Orionnebels. Durch die Webcam- und Videorevolution kann per Massenbildverarbeitung das Seeing weitgehend ausgeschaltet werden. Beugungsbegrenzte Aufnahmen werden so ermöglicht.
Zur Opposition 2006 wurde der Uranus mit dem 80-cm-Spiegelteleskop der Volkssternwarte München in jeder klaren Nacht aufgenommen. Das Gerät hat ein Öffnungsverhältnis von 1:10. Um zu prüfen, ob mit der verwendeten Webcam bei 8 m Brennweite überhaupt Details erkannt werden können, gab es einen Testlauf mit einer 10-mal kleineren Optik bei einer 10-mal kleineren Brennweite am 10-mal größeren Scheibchen des Planeten Jupiter. Während der Testaufnahme lief der Planet durch die Rauchfahne eines Schornsteins, so dass auch von einem etwa 10-mal schlechteren Seeing ausgegangen werden kann. Um die Testbedingungen weiter an Uranus anzugleichen, wurde Jupiters Licht mit einem doppelten Polfilter auf die zu Uranus passende Helligkeit gedimmt. Das so gewonnene Bild zeigt noch knapp die beiden Jupiterstreifen. Sollte es auf dem Uranus ähnliche Strukturen geben, so wären sie mit dem 80-cm-Spiegel sicher zu identifizieren.
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Abb. 2: Uranusaufnahmen vom 9.9.2006 im Vergleich mit einem HST-Bild von 2007. Die helle Südpolarregion kann eindeutig identifiziert werden.
Die Volkssternwarte München steht mitten in der Millionenstadt. Durch Öffnung und Umfeld ist eine starke Seeinganfälligkeit gegeben. Um dies zu kompensieren, wurde Uranus stets mit großer Bildzahl und kleiner Sortierrate aufgenommen. Uranusserien können recht lang werden. Während Jupiter etwa 2 min ohne Rotationsunschärfe belichtet werden kann, sind dies bei Uranus durch die 10-mal kleinere Scheibe schon 20 min. Da Uranus nur etwa halb so schnell rotiert, kann die Zeit noch einmal verdoppelt werden. 30 bis 40 min sind ein guter Richtwert.
Dennoch ist in etwa einem Drittel der Nächte das Seeing so schlecht, dass nichts zu erkennen ist. In einem weiteren Drittel sind die Strukturen so schwach, dass sie nicht als sicher gewertet werden können. Nur jeder dritte Versuch endet mit einem halbwegs brauchbaren Resultat. Im Sommer und Herbst 2006 wurden etwa 20 klare Nächte in Uranus investiert. Nur in 2 bis 3 Nächten gab es Top-Seeing.
Ein erster Versuch am 1.7.2006 verdeutlichte, dass bei Uranus auf eine Korrektur der atmosphärischen Refraktion größter Wert gelegt werden muss. Bei dem 40´´ großen Jupiter mag ein Farbrand von 2´´ kaum auffallen, doch beim 4´´ großen Uranus ist dies schon der halbe Planetendurchmesser. Daher ist auch bei linsenlosen Spiegeloptiken mit der Webcam ein IR-Sperrfilter zu empfehlen, da sonst die einzelnen Farbkanäle zusätzlich noch einen IR-Saum erhalten, der nur
schwierig ,,herauszutricksen" ist. Nach der Korrektur der Farbränder zeigte sich der Planet als ein strukturloses blaues Scheibchen. Das Seeing war an diesem Tag noch nicht ausreichend genug. Erst am 31.8. gelang es bei extrem gutem Seeing erstmals Uranusstrukturen sicher abzubilden! Die Details waren schon ohne viel Bildbearbeitung zu erkennen und lagen signifikant über der Rausch- und Artefaktgrenze. Der Kontrast ist geringer als bei den Strukturen des Merkurs, und eher mit der Venus im IR vergleichbar. Bei der Bearbeitung der unterschiedlichen Farbkanäle fiel auf, dass der Kontrast im Roten deutlich besser war. Auf dem blauen Kanal war gar nichts zu sehen! Dies deckt sich mit den Erfahrungen, die auch schon von anderen Amateuren gemacht wurden.
Abb. 3: Uranusaufnahme von Cyril Cavadore mit dem 1-m-Teleskop vom Pic du Midi im nahen Infrarot (Süden oben). Am 17.07.2004 wurde 28 x 2 s belichtet.
Abb. 4: Zeitgleiche Aufnahmen des Autors mit 80 cm Öffnung (links, Mittel aus 3% von 28891 Webcam-Bildern) und von Ralf Vandebergh mit 25-cm-Newton und Rotfilter RG 610 (rechts) am 9.9.2006.
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Bei späteren Aufnahmen wurde deshalb stets ein Rotfilter verwendet.
Da die Philips-Webcams ein farbiges Signal liefern und mit einem Rotfilter nur ein Viertel der Pixel angesprochen wird, wurde der Farbchip ausgebaut und durch einen Schwarzweißchip ersetzt. Experimente mit einem IR-Sperrfilter zeigten, dass der Refraktionsunterschied zwischen IR und Rot so gering ist, dass bei Einsatz des Rotfilters auf einen IRSperrfilter verzichtet werden kann. Durch den zusätzlichen IR-Anteil wurde die Helligkeit deutlich erhöht.
Durch die Winzigkeit des Uranusscheibchens ist der Planet sehr anfällig gegen Schärfungsartefakte. Auffällige Verdunklungen und Aufhellungen exakt in der Scheibenmitte sind selten real. Es lohnt sich parallel, ein mit identischen Parametern aufgenommenes Jupiter- oder Saturnbild zu bearbeiten, um Artefakte besser ausschließen zu können. Bei der Bildverarbeitung sollte im Zweifelsfall lieber nur schwach geschärft werden. Besser ist es, mit den Kontrastreglern zu arbeiten.
Abb. 1 zeigt die besten Uranusaufnahmen nach moderater Schärfung und starker Kontrastanpassung. Beim Ergebnis darf man sich durch Vergleichsbilder des HST nicht zu sehr beeindrucken lassen. Das HST arbeitet mit speziellen engen Linienfiltern. Die Strukturen können zum Rot/IR sehr unterschiedlich sein. Im Süden der Uranusscheibe gibt es eine auffällige Aufhellung. Es handelt sich um die Südpolarregion (SPR). Die SPR ist auch auf den Fotos des HST gut zu erkennen (Abb. 2).
Interessant ist der Vergleich mit einer Profi-Aufnahme vom Pic du Midi (Abb. 3). Bildautor ist Cyril Cavadore, der bei der ESO Projektleiter für die Entwicklung von IR-Kamerasystemen gewesen ist. Die Instrumentierung ist ähnlich wie an der Volkssternwarte München. Der Spiegeldurchmesser ist lediglich 25% größer.
Dass auch mit kleineren Optiken gelegentlich Uranusdetails aufgenommen werden können, zeigt eine Aufnahme von
Ralf Vandebergh aus den Niederlanden. Ralf Vandebergh arbeitet lediglich mit einem 10-Zoll-Teleskop. Am 9.9.2006 gab es an beiden Standorten extrem gute Bedingungen. In der Helligkeitsverteilung sind bei den zeitgleich entstandenen Aufnahmen Ähnlichkeiten zu erkennen (Abb. 4). Kleinere Unterschiede sollten nicht überbewertet werden. Letztlich ist der Nachweis von Uranusstrukturen ein grenzwertiges Geschäft.
Ob eine Struktur real ist, lässt sich auch aus der Lage relativ zum Uranusäquator ableiten. Da die Uranusachse um fast 90 Grad gekippt ist, verlaufen während des Meridiandurchgangs mögliche Bandstrukturen vertikal zum irdischen Horizont. Die SPR befindet sich aus irdischer Perspektive am Westrand der Planetenscheibe. Bei Aufhellungen an der Ober- und Unterkante ist Vorsicht angebracht. In den meisten Fällen handelt es sich um Refraktion der Erdatmosphäre. Die Refraktion kann bei gutem Seeing auch visuell Strukturen vortäuschen.
Neues aus der Fachgruppe Sonne
von Martin Hörenz
Vom 17. bis 19. Mai fand die Jubiläumstagung ,,30 Jahre SONNE" statt. Die Tagung fand dieses Mal an der Fachhochschule in Rosenheim statt und wurde v. a. von Prof. Elmar Junker und Dr. Klaus Reinsch organisiert. Auch in diesem Jahr wurden wieder verschiedene Beiträge rund um die Sonnenbeobachtung vorgestellt und Workshops zur Beobachtungspraxis durchgeführt. Höhepunkt der Tagung war sicherlich ein öffentlicher Vortrag von Prof. Harald Lesch mit insgesamt 750 (!) Zuhörern. Gegenüber 2006 hatte sich die Teilnehmerzahl auf über 50 fast verdoppelt. Als Grund ist hier zu sehen, dass die Tagung auch als Lehrfortbildungsveranstaltung anerkannt wurde. Ein detaillierter Tagungsbericht konnte vor Redaktionsschluss nicht fertig gestellt werden und erscheint deshalb im nächsten Heft. Leider hat der Spektrum-Verlag den Vertrieb für das Fachgruppen-Buch ,,Die Sonne beobachten" eingestellt. Die Restexemplare wurden jedoch aufgekauft und sind ab sofort für einen Preis von 12,50
Eur (zzgl. Versand) bei Wolfgang Lille (Kirchweg 43, 21726 Heinbockel, LilleSonne@gmx.de) erhältlich. Neben diesen Neuigkeiten aus der Fachgruppe kommt auch die Sonne noch nicht ganz zur Ruhe. Auch wenn die fleckenfreien Tage doch mittlerweile recht häufig geworden sind, können hin und wieder auch größere Fleckengruppen beobach-
tet werden. Manfred Holl hielt die aktive Region (AR) 10953 fotografisch fest und berichtet im Anschluss von seinen Beobachtungen. Noch spannender bleibt es im H-Alpha-Licht. Wolfgang Lille berichtet in diesem Heft von den Möglichkeiten zur Beobachtung und Fotografie in diesem Wellenlängenbereich. Auch er konnte u. a. AR 10953 auf dem Chip festhalten.
Klaus Reinsch, Rainer Beck, Heinz Hilbrecht, Peter Völker (Hrsg.)
Die Sonne beobachten
Ab sofort für 12,50 Eur (zzgl. Versand) erhältlich bei:
Wolfgang Lille Kirchweg 43 21726 Heinbockel E-Mail: Lille-Sonne@gmx.de
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Die provisorischen Relativzahlen des Sonne-Netzes, 1. Halbjahr 2007
von Andreas Bulling
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Mittel-
wert 19,6 11,8
4,8
3,6
12,7 13,4
Abbildung: Der große diffuse Gasnebel NGC 6188 im Sternbild Ara, daneben der kleine Planetarische Nebel NGC 6164-5 im Sternbild Norma, aufgenommen von Otto Guthier mit einer Schmidt-Kamera 1:1,7/300mm auf Farbdiafilm Ektachrome 200, die Belichtungszeit betrug 13 Minuten am 13.5.2004 um 23:20 UT.
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Sonnenbeobachtung im H-Alpha-Licht - wie und womit
von Wolfgang Lille
Für die Sonnenbeobachtung im H-AlphaLicht benutzte man jahrzehntelang die amerikanischen DayStar H-Alpha-Filter. Diese mussten geheizt werden und das Fernrohr (Refraktor oder auch ,,SC") musste mit einem Objektivrotfilter auf ein Öffnungsverhältnis von 1:30 abgeblendet werden. Ein Nachteil war somit der benötigte Stromanschluss, die Wartezeit bis die Arbeitstemperatur erreicht war und die Nicht-Nutzbarkeit in den Wintermonaten, da die Heizleistung dazu nicht ausreichte. Aber das unangenehmste für den Anwender war die nicht unbegrenzte Haltbarkeit. Nach ca. 5 bis 10 Jahren war Schluss mit der Beobachtung!
Vor ca. 10 Jahren sind neue H-AlphaFilter (Etalons) der Firma Coronado (heute Meade) auf den Markt gekommen. Diese brauchen keine Heizung und mittels einer ,,hard coating"-Beschichtung sind diese Filter unbegrenzt haltbar. Auch muss das Fernrohr nicht auf 1:30 abgeblendet werden. So ist es möglich, dass das Etalon zusammen mit dem Rotfilter IR/AR vor dem Fernrohrobjektiv montiert wird. Damit das außerdem benötigte Blockfiltersystem nicht den vollen EtalonDurchmesser haben muss, wird es am Okularauszug montiert und benötigt daher nur einen kleineren Durchmesser.
Das Etalon besteht aus zwei parallelen Quarzscheiben mit Luftabstand und extrem hoher Oberflächengenauigkeit. Diese shiften erst bei 300 Grad C Temperaturdifferenz um 1 Angström. Daher können diese Systeme auch bei Minustemperaturen angewendet werden.
Aus England kommen nun ähnliche HAlpha-Systeme von der Firma Solarscope. Diese haben keine Mittelabschattung (Airspacer). Eine Kippmechanik für das Etalon ist in der Fassung integriert. Auch
Abb. 1: 24.08.2005, Chromat 120/2000 mm, 3fach Telezentrik, Lille 50/50 H-Alpha-System mit 0,7 Angström HWB, (Aufnahme: J. Barth/W. Lille)
Abb. 2: 03.05.2007, Chromat 120/1300 mm, 4fach Telezentrik, Lille 30/30 H-AlphaSystem mit 0,7 Angström HWB, (Aufnahme: J. Barth/W. Lille)
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diese H-Alpha-Filter werden mit dem Rotfilter IR/AR vor das Fernrohrobjektiv montiert und das Blockfiltersystem am Okularauszug.
Diese Etalon-Filtersysteme können an Kundenfernrohre angepasst werden. Es gibt aber auch Komplettfernrohre mit eingebautem H-alpha-System.
Das kleinste Komplettfernrohr, das Coronado/Meade P.S.T., ist ab ca. 700 Euro zu haben. Größere Filtersysteme von 90 bis 140 mm Durchmesser sind jedoch leider sehr teuer, diese können leicht 7.000 Euro bis 20.000 Euro kosten.
Darum habe ich die alte ,,Day Star"Montageart wieder aufgegriffen, eine sogenannte Hintermontage. Vor dem Objektiv montiere ich nur noch das Objektivrotfilter
(70 bis 150 mm Durchmesser). Dieses Rotfilter muss eine IR/AR Beschichtung haben. Das eigentliche H-Alpha-Filter (Etalon) montiere ich, genauso wie das entsprechende Blockfiltersystem okularseitig. Somit kann das Etalon trotz großer Fernrohröffnung relativ klein bleiben. Damit das Fernrohr nicht auf 1:30 abgeblendet werden muss, wird vor das Etalon ein Vergrößerungssystem (Telezentrik) montiert und somit das geforderte 1:30 Öffnungsverhältnis erzeugt.
Aus meiner ca. 40-jährigen Erfahrung mit der Sonnenbeobachtung im H-Alpha-Licht (angefangen mit den von mir entwickelten Kegelblendengeräten) sind erst die langen Äquivalentbrennweiten von 3 bis 6 m Brennweite in der Lage, die volle Objektivleistung auszunutzen. Wenn man aber trotzdem die Gesamtsonne sehen will,
kann man auch schwächer vergrößernde Telezentriken nutzen. Zusammen mit einer reduzierten Objektivöffnung (mit einer Lochblende oder einer Irisblende) wird wieder ein Öffnungsverhältnis von 1:30 erzeugt. Durch die geringere Gesamtvergrößerung und der reduzierten Objektivöffnung ist dann das System weniger Seeing-anfällig und auch das Sonnenbild wirkt etwas kontrastreicher.
Aber bei gutem Seeing ist die Detailauflösung bei 3 bis 6 m Äquivalentbrennweite und voller Fernrohröffnung unschlagbar und der Bildkontrast lässt sich noch steigern, wenn man statt mehrlinsigen Objektiven asphärisch geschliffenen Chromate verwendet, die auch sphärisch auf die H-Alpha-Wellenlänge maximiert sind.
AR 10953 im Visier eines 9 cm Refraktors
von Manfred Holl
Es war die bis dahin längste fleckenfreie Periode im laufenden Minimum, die am 25. April 2007 mit dem Auftauchen der Aktiven Region (AR) 10953 zu Ende ging. Und diese Gruppe war nicht etwa nur ein kleiner A-Fleck, der sich der Gefahr gegenüber sehen musste, bei unaufmerksameren Beobachtern nicht beachtet zu werden.
Vorbemerkungen Seit einigen Jahren befindet sich ein 90/1000-Refraktor in meinem Besitz und nach einigen Versuchen in der Videoastronomie fristete er ein eher unwürdiges Dasein, denn kurz nachdem ich ihn erhalten habe, konnte ich verstärkt an der Max-Beyer-Sternwarte der GvA in Hamburg-Bergedorf beobachten und zumeist das dortige orangefarbene C8 verwenden. Nachdem die GvA 2006 auch diese Sternwarte ,,verloren" hat, musste ich zunächst alle astrofotografischen Aktivitäten einstellen. Die GvA konnte zumindest für ihre Workshops im Kirchenzentrum Feste-Burg in NeuAllermöhe, ebenfalls im Bezirk Bergedorf Räume anmieten, die zwar für Treffen optimal geeignet sind, aber eben keine Sternwarte. Zwei Ereignisse waren es, die meine persönliche Situation deutlich veränderten: Der Kauf der Canon EOS 350D und eine
völlig überraschende Baum-Fäll-Aktion direkt vor meinem Haus. Nun präsentierte sich ein freier Himmel, wie ich ihn hier noch nie vorgefunden habe und der mir bislang ungeahnte Möglichkeiten eröffnete - so die Wiederinbetriebnahme meines 90/1000er Refraktors. Erst einmal konzentrierte ich mich auf Mondaufnahmen mit der Webcam und der Canon EOS 350D. Mit der jahreszeitlichen Vergrößerung des Tagesbogens der Sonne und dem Übergang zur Sommerzeit Ende März rückte ein Tätigkeitsfeld in den Mittelpunkt meiner astrofotografischen Interessen, für die der Refraktor bestens geeignet ist: die Sonnenfotografie im Weißlicht. Trotz der insgesamt sehr positiven Veränderungen gibt es ein Problem: Das Fernrohr steht in der Küche und guckt aus dem Fenster heraus. Alles andere hätte bedeutet, mitten auf einem Fußweg stehen zu müssen, was in einer Großstadt beileibe nicht immer von übergroßem Vorteil ist. Nun heize ich in der Küche so gut wie gar nicht und der Austausch der Außen- mit der Innenluft ist eher ein vernachlässigbarer Faktor.
Die Aufnahmetechnik Die Lichtdämpfung für den Refraktor wird durch ein Stück Baader-Filterfolie hergestellt, die in einer selbst gebastelten Pappfassung steckt, die auf die Taukappe
Abb. 1: Der 90/1000er Refraktor in der ,,Kitchen-Observatory Solar Station"
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des Refraktors aufgeklebt ist. Die Kamera ist über einen Fotoansatz am Okularauszug angehängt und seit ein paar Wochen nutze ich für meine Astroaufnahmen auch eine 2x vergrößernde Sucherlupe mit 45 Grad Einblickswinkel. Letzteres ist für eine bequeme Körperhaltung einerseits und eine bessere Definition der Fokuslage andererseits äußerst hilfreich und sehr zu empfehlen. Natürlich muss diese erst einmal bei Tageslicht kalibriert werden. Die Canon EOS 350D weist bekanntermaßen einige für Astroamateure interessante Eigenschaften auf. So kann der Spiegel vor dem Auslösen hochgeklappt werden (Individualfunktionen - Spiegelverriegelung). Das ist auch bei der Sonnenfotografie mit ihren vergleichsweise kurzen Belichtungszeiten von großem Vorteil, vor allem wenn man mit einer etwas erschütterungsempfindlichen Montierung arbeitet. Meine Aufnahmeserien von der Sonne beginnen in der Regel mit Übersichtsbildern bei 1 m Brennweite. Dabei wähle ich zunächst bei ISO 100 eine Belichtungszeit von etwa 1/100 s, mache ein paar Probebelichtungen und prüfe diese dann im dunkleren Wohnzimmer am Laptop auf Schärfe und Helligkeit. Ist alles okay, werden noch ein paar Aufnahmen gemacht, sonst noch ein wenig mit den Belichtungszeiten experimentiert. Dann wird die Brennweite mit einer 2x Barlowlinse auf 2 m vergrößert und das Spiel beginnt von vorne. Sind
alle Aufnahmen auf der Speicherkarte und schließlich auf dem Rechner, gibt es mit Photoshop eine Tonwertkorrektur und es wird eine unscharfe Maske gezogen. Danach wirkt das Bild relativ rauschig, doch das kann mit Fitswork und dem darin enthaltenen Rauschfilter reduziert werden, wobei aber die Bildschärfe wieder etwas abnimmt. Man muss also etwas vorsichtiger operieren. Ist alles zur Zufriedenheit erledigt, bleibt nur noch die Veröffentlichung der Bilder auf meiner Website www.manfredholl.de und das Warten auf den nächsten Tag.
AR 10953 - meine erste ,,große" Fleckengruppe Am 25. April 2007 war es endlich soweit: Als meine erste große Fleckengruppe stand die AR 10953 noch dicht am Ostrand der Sonne und offenbarte nur wenig von ihrer Struktur. Nur eines war sicher. Da würde eine größere Fleckengruppe herumkommen, deren Erscheinen schon am 24. April aufgrund eines deutlichen Anstiegs des Radioflusses bei 10,7 cm Wellenlänge zu erahnen war. Sie wies eine längliche Struktur mit einer zweigeteilt aussehenden Penumbra auf, die bei kleineren Instrumenten nicht immer leicht zu erkennen war, nur dass sie eine unregelmäßige Form mit der Tendenz zum Wilson-Effekt aufwies. Am nächsten Tag war alles schon viel einfacher. Ich ordnete die Region als H-
Abb. 2: Sonnenfleckengruppe AR 10953, 25.04.2007, 14:37 UT, ISO 100, 1/400 s, f = 2000 mm
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Gruppe nach dem Waldmeierschen Klassifikationsverfahren ein. Die Vergleichsdaten der NOAA wiesen für diesen Tag Hsx gemäß McInstosh-Klassifikation aus. Die Form der Penumbra erschien ziemlich regelmäßig, nichts spektakuläres, aber immerhin wieder eine Fleckengruppe zu sehen und die erste große, die ich mit der oben beschriebenen Konfiguration ablichten konnte.
Am 27. April sah die Geschichte schon ein wenig anders aus: Eine kleine Lichtbrücke hatte sich in der Penumbra entwickelt (Klasse l nach Hilbrecht), die Umbra war nach Westen verschoben und außerhalb
Abb. 3: 28.04.2007, 13:37 UT, ISO 100, 1/400 s, f = 1000 mm
dieses Komplexes eine weitere Penumbra entstanden. Insgesamt sah es weiter nach einer H-Gruppe aus. Die NOAA machte daraus jedoch eine D-Gruppe, was für mich nicht nachvollziehbar war, denn dazu fehlten die Bipolarität und eine zweite Umbra. Wenn schon mit viel Fantasie eine bipolare Gruppe, dann aber wenigstens eine
Abb. 4: 28.04.2007, 13:18 UT, ISO 100, 1/50 s, f = 2000 mm
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Abb. 5: 29.04.2007, 14:30 UT, ISO 100, 1/500 s, f = 1000 mm
C und keine D. Hier hat sich die NOAA m. E. eindeutig vertan. Das wirft grundsätzlich die Frage auf, wie sicher eigentlich die Referenzbeobachtungen sind, auf die sich weltweit viele Sonnenbeobachter beziehen. Man muss dazu wissen: Die Ermittlung der Sonnenfleckenrelativzahl ist an wissenschaftlichen Instituten bestenfalls Beiwerk, das es hier (notgedrungen) zu erfüllen gilt. Professionelle Beobachter, die sich dieser Aufgabe widmen (müssen), sind rar. Institute unterliegen allgemeinem Sparzwang und vielleicht liegt gerade hier das Problem: mangelnde Ausbildung und Einarbeitung aufgrund von Einsparvorgaben.
Abb. 7: Der "Smiley": 01.05.2007, 14:29 UT,
ISO 100, 1/500 s, f = 1000 mm
Abb. 6: 29.04.2007, 14:37 UT, ISO 400, 1/250 s, f = 2000 mm
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Abb. 8: 06.05.2007, 14:38 UT, ISO 100, 1/500 s, f = 1000 mm
Bis zum 28. hatte sich die Fleckengruppe nur minimal verändert. Eine neue Lichtbrücke war an fast genau derselben Stelle entstanden wie die am Vortag, zudem gab es einen Einbruch in die Penumbra von Südosten her.
Größere Veränderungen dann am 29. April: Die zweite penumbrale Struktur hatte sich vollkommen aufgelöst, dafür begann sich im Osten ein Teil der Penumbra abzulösen und drei Lichtbrücken in der Umbra wirksam zu werden (Typen j nach Hilbrecht). Einige Lichtbrücken griffen auch von der Granulation auf die Penumbra über (Typ a und b). Für mich weiterhin eine H-Gruppe, sah die NOAA darin weiter eine D-Gruppe und das, obwohl nun eindeutig keine zweipolige Ausrichtung mehr zu erkennen war.
Am 30. April hatte sich insbesondere die Umbra wieder deutlich verändert und bekam allmählich ein ,,Smiley"-Gesicht mit zwei runden Augen und einer breiten Nase. Auf der ,,Stirn" wirkten ein paar Lichtbrücken; die Penumbra hatte einen Ohrlappen" ausgebildet und die Abtrennung ihres östlichen Teils noch nicht ganz abgeschlossen.
1. Mai 2007: Ein Tag voller Sonnenschein und immer noch ein richtiger Smiley als Sonnenfleck. Das Ohr war aber nun verschwunden, dafür gab es ein Loch über dem östlichen linken Auge (von vorn betrachtet).
Einen Tag später wurde aus dem Smiley eine l-förmige Struktur, die von zwei Lichtbrücken vom Typ m unterbrochen wurde. Von der umgebenden Photosphäre kommend fransten wieder ein paar kleinere Lichtbrücken die Penumbra aus. Außerhalb davon standen noch einige wenige Einzelflecke in der Gegen herum.
Der 3. Mai brachte kaum Veränderungen. Die l-Struktur war geblieben, und die Zahl der Lichtbrücken hatte abgenommen.
Abb. 9: 06.05.2007, 14:46 UT, ISO 100, 1/80 s, f = 2000 mm
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Einen Tag vor der ATT war die Fleckengruppe schon deutlich an den westlichen Sonnenrand gerückt und hatte ihr Aussehen wieder radikal verändert. Aus dem l der Penumbra war ein kurzer Bogen geworden, die nur eine Lichtbrücke zeigte, die (Typ l) nur in einen Teil der Umbra hineingriff. Dafür gab es mehrere Lichtbrücken des Typ a, die am Fleckenrand zu sehen waren.
Am 5. Mai war ich auf der ATT in Essen, daher gab es an diesem Tag keine Aufnahmen der Fleckengruppe. Auf der Hinfahrt aber konnte ich in einer kurzen Pause auf einem Rastplatz mit meinem 80/400er Refraktor einen kurzen Blick auf die
Sonne werfen: Eine Lichtbrücke von Typ l ging von der Penumbra zu Umbra hinüber und außerhalb der Penumbra stehende Einzelflecke waren verschwunden. Der 6. Mai sollte den großen Wetterumschwung bringen. Nach vielen Wochen Sonnenschein, einer ununterbrochenen Beobachtungsfolge seit dem 24. März 2007 und vielen Sonnenfotos zeigte schon das Seeing, dass sich etwas am Himmel tun würde. Die Luft stand kaum still, ein Fokus war nur sehr schwer zu finden. Dennoch gelangen quasi unmittelbar vor dem Aufziehen der Schlechtwetterfront noch ein paar Aufnahmen. Der WilsonEffekt war sichtbar, jene scheinbare Verschiebung des Umbra-Zentrums zur
Sonnenscheibenmitte hin; Lichtbrücken waren keine mehr zu sehen.
Fazit: Selbst in den Monaten des Fleckenminimums muss die Beobachtung von Sonnenflecken nicht langweilig sein, wie die AR 10953 bewies. Und wenn man Glück hat und das Wetter mitspielt, kann man auch in dieser Phase des Sonnenfleckenzyklus Detailuntersuchungen an einzelnen Fleckengruppen vornehmen.
Über die Doppler-Verschiebung solarer Absorptionslinien
von Dieter Goretzki
Die Bestimmung genauer Wellenlängen bereitet auf der Erde meist keine Schwierigkeiten, da die zu bestimmende Wellenlänge und die Vergleichswellenlänge im selben Bezugssystem gemessen werden. Bewegen sich aber beide Quellen gegeneinander, kommt es zu einer Verschiebung der Wellenlänge durch den Dopplereffekt: = 0(v/c) mit 0 die Ruhewellenlänge,
v die Relativgeschwindigkeit und c die Lichtgeschwindigkeit. Da die zu erwartenden Geschwindigkeiten im System Sonne-Erde klein gegenüber der Lichtgeschwindigkeit sind, werden relativistische Effekte nicht berücksichtigt [1]. Bei der Bestimmung der Wellenlänge solarer Absorptionslinien sind mehrere Effekte bezüglich der Bewegung des Beobachters
relativ zur Sonnenscheibe zu berücksichtigen. Die Rotationsgeschwindigkeit am Sonnenäquator beträgt ca. 2 km/s. Dies bewirkt eine Verschiebung von 42 mÅ bei 6300 Å. Weitere Doppler-Verschiebungen entstehen durch die Bewegung der Erde relativ zur Sonne sowie durch die Rotation der Erde. Diese können eine Größenordnung von +-1 km/s ( = +-21 mÅ) erreichen. Alle
Abb. 1: Feinstruktur der Hg-Linie bei 579,1 nm.
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96 S P E K T R O S K O P I E
Abb. 2: Spektralbereich von 6290 bis 6310 Å. Einige ausgewählte Linien sind benannt.
diese Verschiebungen überlagern sich und müssen bei der Auswertung berücksichtigt werden. Zur Bestimmung dieser geringen Wellenlängenunterschiede ist - neben einem entsprechend leistungsfähigen Spektrografen - die Nutzung mehrerer fester Referenzwellenlängen erforderlich, die an den Bewegungen nicht teilnehmen. Mit Hilfe dieser Linien kann dann das solare Spektrum kalibriert werden.
Aufnahmeapparatur Mit Hilfe eines 4''-SC (f/10) wird das Bild der Sonne auf einen Schirm projiziert, der mit dem Teleskop fest verbunden ist. Die Brennweite des Fernrohrs wird mit Hilfe einer Barlow-Linse so verlängert,
dass das Sonnenbild einen Durchmesser von ca. 60 mm hat. Die Projektionsfläche hat in der optischen Achse ein Loch von 0,5 mm, hinter dem sich ein Ende des Lichtwellenleiters (LWL) befindet. Dieser hat einen Kerndurchmesser von 0,2 mm und eine Länge von 15 m. Der Spektrograf ist ein Cherney-TurnerAufbau. Das Licht gelangt via LWL auf den Spalt, der eine feste Breite von 10 m und eine Höhe von 3 mm aufweist. Kollimator- und Kameraspiegel haben jeweils ca. 1 m Brennweite und einen Durchmesser von 50 mm. Das drehbar gelagerte holografische Gitter hat eine Größe von 50 x 50 mm2 mit 2400 Linien/mm. Der Arbeitsbereich beträgt
370 - 700 nm. Als Detektor wird eine CCD-Kamera Platinum USB mit Kodak KAF402ME verwendet. Das Auflösungsvermögen des Spektrografen wurde mit Hilfe einer Hg-Linie (Abb. 1) zu etwa 80.000 ermittelt. Der Abbildungsbereich auf dem Chip ist abhängig vom Wellenlängenintervall und beträgt bei 6300 Å ca. 20 Å. Die Lineardispersion beträgt hier etwa 20 mÅ/Pixel.
Vorüberlegungen Ausgehend von der Dispersion sollte versucht werden, bei der Bestimmung der Wellenlänge eine Genauigkeit von etwa +- 1 mÅ zu erreichen. Dies entspricht einer Geschwindigkeit von +- 0,05 km/s. Da die
Abb. 3: Beispiel eines extrahierten und normierten Spektrums.
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zu erwartenden Geschwindigkeiten bei +- 1 km/s liegen, ist diese Genauigkeit ausreichend. Die Bestimmung auf SubpixelGenauigkeit wird über eine SplineInterpolation durch das Softwarepaket MIDAS [2] der ESO ermöglicht. Die Rotationsgeschwindigkeit am Sonnenäquator beträgt ca. 2 km/sec. Die in der Literatur angegebenen Werte differieren je nach verwendeter Methode, da positionsstabile Punkte auf der Oberfläche fehlen. Die Rotationsgeschwindigkeit ist jedoch nicht über alle Breiten konstant, sondern nimmt zu den Polen hin ab (differentielle Rotation). Mit der verwendeten Apparatur ist es nicht mit hinreichender Genauigkeit möglich, einen durch Höhe und Breite genau definierten beliebigen Punkt zu spektroskopieren. Deshalb wurden die Spektren zunächst auf der Mitte der projizierten Sonnenscheibe gewonnen. Diese ist hinreichend positionierbar. Die systematische Abweichung durch die jahreszeitliche ,,Nickbewegung" der Sonnenrotationsachse ist kleiner als die Positionsgenauigkeit des LWL und ist vernachlässigbar. Die Entfernung Erde-Sonne ist zeitlich nicht konstant. Hinzu kommen noch Störungen durch die größeren Planeten und den Mond. Dieser sog. Orbitalbewegung ist die Bewegung des Beobachtungsortes auf der Erde bezüglich der Sonne überlagert. Durch die Erdrotation bewegt sich der Beobachter am frühen Morgen auf die Sonne zu, am Nachmittag entfernt er sich. Um diese komplexen Bewegungsabläufe auf eine Geschwindigkeit zu reduzieren, wurde folgendes zweistufiges Verfahren gewählt. Zunächst wird die Rektaszension und Deklination der Sonne für den jeweiligen Beobachtungszeitpunkt nach Montenbuck [3] berechnet (ohne Korrektur der Refraktion und der Lichtlaufzeit, berechnete Koordinaten beziehen sich auf die Sonnenmitte). Aus diesen Angaben wird mit MIDAS [2] die genaue heliozentrische Geschwindigkeit bezüglich des Beobachtungsortes berechnet. Der in MIDAS implementierte Algorithmus geht auf [4] und [5] zurück. Der maximale Fehler wird zu 42 cm/s angegeben.
Abb. 4: Wellenlängenverschiebung in Abhängigkeit von der Relativgeschwindigkeit der Fe I - Linie bei 6302 Å. Bei verschwindender Relativgeschwindigkeit ist ein Offset in sichtbar.
Abb. 5: Wellenlängenverschiebungen bei Relativgeschwindigkeit Null aller untersuchten Linien. Neon als Referenz. Rote Linie: Gravitative Rotverscheibung.
Abb. 6: Wellenlängenverschiebung aus
Messungen am Sonnen-Pol.
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Üblicherweise werden zur Kalibration eines Spektrums definierte Linien von Spektrallampen genutzt, die zeitgleich mit dem Spektrum aufgenommen werden. Infolge der hohen Auflösung des Spektrografen in Verbindung mit der limitierenden Größe der Detektorfläche ist es nicht möglich, mit einer handelsüblichen Ne-Lampe genügend Kalibrierlinen (> 2) auf dem Chip abzubilden. Andere Spektrallampen wie Ar/Th können ebenso wenig genutzt werden, da auch hier die Linien zu weit auseinander liegen. Als Alternative wurde deshalb ein Spektralbereich gewählt, in dem zahlreiche terrestrische Sauerstofflinien vorhanden sind, die durch die Absorption des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre entstehen. Nach Balthasar et al. [6] sind diese Linien zur Kalibration für die erwähnten Genauigkeitsansprüche verwendbar. Das spektrale Fenster ist so zu wählen, dass einerseits die O2-Linien nicht zu stark und andererseits genügend solare Linien dazwischen liegen. Im Intervall 6290 bis 6310 Å können zehn gleichmäßig verteilte O2-Linien abgebildet werden. Überdies kann hier auch eine Neonlinie bei 6305 Å zeitgleich aufgenommen werden, um die Kalibration zu verifizieren. Diese Ne-Linie wird gleichzeitig mit dem Sonnenlicht in den LWL eingespiegelt. Die Ne-Linie wurde nicht zur Kalibration herangezogen, sondern diente nur als interne Referenz. Abb. 2 zeigt den gewählten Spektralbereich. Neben den scharf abgebildeten terrestrischen Linien und der NeLinie (in Emission) sind auch einige solare Linien bezeichnet.
Die Auswahl der solaren Linien im vorgegebenen Spektralbereich erfolgte nach den folgenden Kriterien: - nicht zu schwach, - innerhalb des Rasters der O2-Linien, - möglichst frei von Blends, - unterschiedliche Anregungsniveaus und - möglichst verschiedene Elemente.
Die gewählten Linien sind in Tab. 1 verzeichnet. Die Beschaffung der Ruhewellenlänge in Luft für die ausgewählten Linien gestaltete sich schwierig. In der Literatur werden häufig die Angaben nicht besser als +- 1 mÅ angegeben. Auch fehlt meist, ob sich diese Werte auf Luft, Vakuum oder direkt auf die Sonne beziehen. Deshalb wurde der folgende Weg beschritten: In den Tabellen von Kurucz [7] sind für die ausgewählten Linien die Wellenzahlen
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der beteiligten Energieniveaus angegeben. Daraus wurden die Wellenlängen des jeweiligen Übergangs für das Vakuum berechnet. Diese Wellenlänge muss nun auf Luft umgerechnet werden. Dazu wird eine Formel von Labs & Neckel [8] verwendet, nach der eine Abweichung von weniger als 1 mÅ zu erwarten ist. Für die Untersuchungen ist die Kenntnis der Referenzwellenlängen möglichst genauer als 1 mÅ notwendig. Neon-Linie: Die Wellenlänge der Neonlinie wurde der NIST-Datenbank [9] entnommen. Die Angabe bezieht sich auf Luft: air = 6304,7893 Å. Terrestrische O2-Linien: In Babcock [10] sind die Wellenzahlen der Bande 2-0 des Sauerstoff-Moleküls sehr genau vermessen worden. Genau genommen ist die Wellenlänge einer Linie in Luft vom Brechungsindex abhängig. Dieser wiederum ist u.a. eine Funktion der Wellenlänge selbst, der Temperatur, des Drucks und des Wassergehalts in der Luft. Diese Messwerte wurden bei der Beobachtung nicht erfasst, sondern ausschließlich die in [8] angegebene Approximation benutzt.
Reduktion der Spektren Da nicht zu erwarten war, dass die Wellenlängenbestimmung bei einer einzigen Aufnahme mit der notwendigen Genauigkeit durchzuführen sei, wurden mehrere Spektren zu verschiedenen Jahreszeiten gewonnen und mit Hilfe einer Ausgleichsrechnung ausgewertet. Bedingt durch die begrenzte Beobachtungszeit war die Wahl der Relativbewegung Erde-Sonne nicht frei möglich. Dennoch wurde versucht, die sich mehr oder weniger zufällig ergebenden Geschwindigkeiten gleichmäßig über den Beobachtungszeitraum zu verteilen. In der Zeit von Januar bis September 2006 wurden insgesamt 45 Spektren aufgenommen und davon je nach Linie und Ausreißerbereinigung 31 - 41 Datensätze ausgewertet. In der Regel wurden 5 Spektren unmittelbar nacheinander aufgenommen. Die Belichtungszeit jedes Einzelspektrums betrug 20 - 40 Sekunden. Als Beobachtungszeitpunkt wurde die mittlereAufnahme genommen. Unmittelbar danach wurden die Flat-Field- und Dark-Spektren gewonnen. Mit MIDAS erfolgte die Reduktion der Spektren nach folgendem Schema: - Ausschneiden des Spektrums (Höhe 3
mm), - Dark- und Flat-Field-Korrektur, - Ausrichtung des Spektrums anhand der
terr. O2-Linien mittels MIDAS-Befehl ,,rectify/long" und - Mittelung aller Serienspektren und Überführung in 1D-Spektrum mit ,,average/row".
Das Resultat ist exemplarisch in Abb. 3 gezeigt. Nun erfolgt die Anwendung der SplineFunktion. Mit ,,rebin/spline" wird eine konstante Schrittweite von 0,001 Å erzwungen. Anschießend muss das Spektrum allerdings nochmals kalibriert werden, da durch die Anwendung der Spline-Funktion die erste Kalibration zerstört wird. Die Kalibration wird dabei ausschließlich mit den terr. Sauerstoff-Linien durchgeführt, indem ein Polynom 2-ten Grades zur Anwendung kommt. Dies ist hinreichend, da die rückgerechneten Residuen kleiner als 1 mÅ sind. Die Prozedur wird durch ein Skript, das in großen Teilen auf ,,OPA" von G. Gebhard [12] basiert und an die Besonderheiten von Spaltspektren angepasst wurde, automatisch erledigt.
Ergebnisse und Diskussion In Abb. 4 ist die über den Beobachtungszeitraum gemessene Wellenlänge der solaren Eisenlinie Fe I bei air = 6302,4944 Å relativ zur ,,Ruhewellenlänge" dargestellt. Die Abbildung zeigt auf der Ordinate die Abweichung der gemessenen Wellenlänge bzgl. der Ruhewellenlänge und auf der Abszisse die Relativgeschwindigkeit des Beobachters relativ zur Sonne. Es wird die Voraussage bestätigt, dass eine Einzelmessung nicht mit der notwendigen Genauigkeit zu erhalten ist. Dennoch ist aus der Vielzahl der Messungen ein linearer Zusammenhang zwischen und der Relativgeschwindigkeit gut erkennbar. Weiter ist ersichtlich, dass bei einer interpolierten Relativgeschwindigkeit von 0,0 km/s eine Abweichung von etwa +5 mÅ verbleibt. Trägt man bei Relativgeschwindigkeit Null für alle untersuchten solaren Linien auf, erhält man Abb. 5. Hier sind die Messwerte mit ihren jeweiligen Fehlerbalken (+- entspricht Standardabweichung) dargestellt. Neon zeigt den Wert der zeitgleich mit den solaren Linien aufgenommenen Neon-Linie. Der Fehler beträgt rund 1 mÅ und die Abweichung zur Referenzwellenlänge ist von gleicher Größe. Daraus kann gefolgert werden, dass die beiden Kalibiersysteme zur Bestimmung der Neonlinie und der Sauerstoff-Linien auf +-1 mÅ übereinstimmen. Ferner ist mit der verwendeten
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Messkette eine Präzession von +-1 mÅ belegt. Betrachtet man nun die Fehlerbalken der solaren Linien in der Abb. 5, so fällt auf, dass diese deutlich größer als die der Neon-Linie sind. Bei den stärkeren solaren Linien betragen diese etwa 1,5 mÅ und steigen bei den schwächsten Linien bis auf 3 mÅ an. Die Szintillation der Erdatmosphäre beträfe neben den solaren Linien auch die O2Linien. Die bei der Kalibration erhaltenen Residuen liegen aber unter 1 mÅ, so dass dieser Einfluss ausgeschlossen wird. Das Verhalten kann nicht durch die Messapparatur hervorgerufen sein, sondern muss eine Eigenschaft der solaren Linien sein. Eine mögliche Erklärung ist die Granulation der Sonnenphotosphäre. Diese bewirkt, dass die Linien nicht so scharf ausgeprägt sind wie die Neonlinie. Ein weiterer Aspekt ist die beobachtete Rot- bzw. Blauverschiebung gegenüber der Ruhewellenlänge. Diese Abweichungen von der ,,Null-Linie" sind signifikant, wie die Fehlerbalken zeigen. Alle solaren Linien sollten eine gravitative RotVerschiebung [11] zeigen. Diese beträgt / = 2,12x10-6, somit im beobachteten Spektralbereich bei 6300 Å etwa +13 mÅ. Die Messdaten sollten sich um die in Abb. 5 eingezeichnete rote Linie gruppieren. Das ist aber nicht der Fall. Dies kann daran liegen, dass die verwendeten Daten zur Bestimmung der Ruhewellenlänge der solaren Linen mit Fehlern behaftet sind. Andererseits kann eine Blauverschiebung durch die turbulenten Bewegungen in der Photosphäre erzeugt werden. Um dies genauer zu verifizieren, müssen Spektren am Sonnenrand aufgenommen werden. Hier schaut man schräg auf die Photosphäre. Der Einfluss der Vertikalkomponente der Gasmassenbewegung nimmt ab. Solche Aufnahmen sind allerdings, wie eingangs erwähnt, mit dem vorhandenen Equipment nicht ohne erhebliche Korrekturen möglich. Allerdings stand im Juni 2006 die Rotationsachse der Sonne fast ,,senkrecht", so dass zu diesem Zeitpunkt Spektren definiert vom Sonnen-Pol gewonnen werden konnten. Dieser Punkt hat den Vorteil, dass hier - wie auf der Sonnenmitte - die Eigenrotation der Sonne keine wesentliche Rolle spielt und man zudem auf den Sonnenrand schaut. Leider konnten vom 15.-17.07.2006 nur 6 Spektren gewonnen werden, so dass die
statistische Aussagekraft im Vergleich zu den Ergebnissen von der Sonnenmitte nicht so hoch ist. Die Spektren wurden soweit wie möglich am Sonnenrand gewonnen. Der Austrittswinkel wurde auf cos 0,15 geschätzt. Dennoch ist erkennbar, dass sich die Rotverschiebung dem gravitativen Limit annähert. Auffällig ist die Sc II-Linie, die nach wie vor eine deutliche Blauverschiebung zeigt. Möglicherweise ist dies durch einen nicht aufgelösten Blend mit anderen solaren bzw. terr. Linien verursacht. In der professionellen Astronomie werden für gleichartige Untersuchungen Spektrografen mit Auflösungen >500.000 verwendet und zudem nur Linien, deren Äquivalentbreiten >10 mÅ sind. Die Sc II-Linie hat aber eine Äquivalentbreite von nur 6 mÅ.
Fazit Die vorliegende Arbeit zeigt, wie mit einem selbstgebauten Spektrografen solare Absorptionslinien vermessen werden. Eine Genauigkeit von +-2 mÅ wurde erreicht. Effekte, die die Linienlage beeinflussen, wurden diskutiert und Besonderheiten aufgezeigt.
Linie
Fe I V I Fe I Si I Sc II Fe I Fe I Fe I Ti I
vac [Å]
6295,6648 6298,2287 6299,5344 6301,3410 6302,4402 6303,2427 6304,2369 6305,2052 6305,4990
Linie [Nr.]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
vac [Å] 6293,9023 6294,7117 6296,9199 6297,7027 6300,1988 6300,9721 6303,7430 6304,5072 6307,5541 6308,3109
Tab. 1
air [Å]
6293,9246 6296,4877 6297,7931 6299,5992 6300,6982 6301,5004 6302,4944 6303,4568 6303,7569
air [Å] 6292,1625 6292,9598 6295,1793 6295,9619 6298,4573 6299,2304 6302,0005 6302,7646 6305,8106 6306,5672
Literatur [1] F. Hase, Bau eines Spektrometers zur Beobachtung des Dopplereffektes, Rundbrief Nr. 19 der VdS-Fachgruppe Spektroskopie [2] www.eso.org/esomidas/ [3] O. Montenbuck, Astronomie mit dem Personal Computer, Springer, 2004 [4] P. Stumpff, Astron. Astrophys. 78, 229 (1979) [5] P. Stumpff, Astron. Astrophys. Suppl. 41, 1 (1980) [6] H. Balthasar, U. Thiele, H. Wöhl, Astron. Astrophys. 149, 357 (1985) [7] R. L. Kurucz, http://kurucz.harvard.edu/ [8] H. Neckel, D. Labs, Solar Phys. 90, 205 (1984) [9] http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/ lines_form.html
[10] H. D. Babcock, L. Herzberg, Astrophys. J. 108, 167 (1948)
[11] J. C. Lopresto et al., Solar Phys. 66, 245 (1980)
[12] G. Gebhard, http://www.spektros.de
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Strategic Workshop ,,Stellar Occultation Studies in 2007"
von Hans-Joachim Bode
Die persönliche Einladung des European Planetology Network an sechs Mitglieder der IOTA-ES, die auch Vertreter der Fachgruppe Sternbedeckungen sind, zum Europlanet N3 Strategic Workshop ,,Stellar Occultation Studies in 2007" wurde genutzt, um sich über den derzeitigen Stand international auszutauschen. Organisiert wurde diese Veranstaltung vom Observatoire de Paris mit dem Ziel, erdgebundene Bedeckungsbeobachtungen mit Projekten der ESA zu koordinieren und auf diese Art Messungen gegenseitig zu ergänzen bzw. zu überprüfen. 30 Teilnehmer aus Nord- und Südamerika, Asien, Australien und Europa diskutierten 2 1/2 Tage lang über Vorausberechnungen, Astrometrie, Messtechnik und Ergebnisse aus der ,,Occultation Astronomy" im Hinblick auf Sternbedeckungen der äußeren Planeten und ihrer Monde sowie der ,,Trans Neptunian Objects" (TNO). Die Durchführung des Workshops erfolgte weitgehend formlos, d.h. gehaltene Präsentationen durften beliebig unterbrochen werden, um Fragen zu stellen oder zu diskutieren. Im Vordergrund stand hierbei das Plutosystem mit den Bedeckungen vom 18. März, 12. Mai und 14. Juni dieses Jahres. So erwies sich die Beobachtung vom 18. März zwar als erfolgreich, doch entgegen der Vorausberechnung konnten einige Sternwarten keine Bedeckung registrieren: Wie sich zeigte, war entweder die Sternposition oder die Plutoephemeride ,,fehlerhaft". Ein unerfreuliches Ergebnis, denn mögliche Veränderungen der Plutoatmosphäre sollte bestimmt und nicht wertvolle Beobachtungszeit verplempert werden. So gilt es also möglichst schnell zu klären, wie dieser Positionsunterschied zu Stande gekommen ist: Am 14. Juni sind drei der vier VLT-Teleskope für die dritte Bedeckung reserviert - neben anderen Sternwarten in Südamerika und Südafrika unterstützt von Mitgliedern der Fachgruppe mit ihren IOCs (IOTAOccultation-Cameras). Doch nicht nur die aktuellen Ereignisse wurden betrachtet, auch potentielle zukünftige Untersuchungen wurden diskutiert. So galt insbesondere dem sich abzeichnenden Zoo transneptunischer Objekte das Interesse, wo
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doch die großen Körper eine Atmosphäre haben können, die im sonnennahen Bereich nicht ausgefroren zu sein braucht. Die astrometrischen Anforderungen sind enorm, eine Positionsgenauigkeit von 10 Millibogensekunden sollte bei der Vorhersage angestrebt werden. Die einzelnen Schwerpunktthemen befassten sich mit folgenden Punkten: - Bestimmung der Position von Sternen
und planetaren Körpern (Raoul Behrend, Obs. de Genève, Schweiz) - Berechnung von Sternbedeckungen durch Asteroiden (Steve Preston, USA) - Bestimmung der Position von Sternen und planetaren Körpern (Macelo Assafin, Obs. de Valongo, Rio de Janeiro, Brasilien) Hieran schloss sich eine intensive Diskussion bzgl. der Präzision der Voraussagen, Unsicherheiten der Positionsbestimmungen und der Sternkataloge und der Ephemeriden an. Der folgende Block setzte sich mit Messgeräten auseinander: - Generelle Betrachtung von Bedeckungssystemkameras - Bedarf und Stand der Technik (Wolfgang Beisker, IOTA-ES, München) - Die NEUE Bedeckungskamera (Francois Colas, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) Die sich hier anschließende Diskussion ließ erkennen, dass wohl nur eine Eigenentwicklung, wie sie am Observatoire de Paris betrieben wird, eine preiswerte Alternative darstellt zu den wenigen Produkten, die am Markt zu haben sind. Im nächsten Abschnitt wurden Ergebnisse von Bedeckungen durch Planetoiden vorgetragen:
Abb. 1: Das Auditorium - die Teilnehmer des Workshops im Hörsaal.
- Das Netzwerk europäischer Asteroidenbedeckungsbeobachter und ihre Ergebnisse (Eric Frappa, Planetarium de St. Etienne, Frankreich)
- Voraussage und Analyse der Bedeckungen (David Herald, IOTA, Canberra, Australien)
Mittlerweile haben sich Sternbedeckungsbeobachtungen durch Kleinplaneten etabliert: Je mehr Beobachter, desto genauere Umrisse der Asteroiden werden festgestellt. Die Statistik lässt klar erkennen, dass zurzeit jede fünfte Voraussage von Erfolg gekrönt ist, wobei bei gut bekannten Bahnen und großem Durchmesser des Objektes die Trefferquote noch höher ausfällt. Die sich anschließende Diskussion setzte sich mit den langfristigen wissenschaftlichen Perspektiven auseinander, wie die Entdeckung von Mehrfachsystemen, Satelliten, etc. Dieses Thema führte fast automatisch zum letzten Block des ersten Tages, der Atmosphärenphysik der Planeten aus Beobachtungen von der Erde aus wie durch Raumsonden: - Die Physik der Atmosphäre bei
Sternbedeckungen (Bruno Sicardy, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) - Prüfung der Atmosphäre durch Stern- und Sonnenbedeckungen via VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer, Cassinisonde) (Aurelie Bellucci, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) Wie die Zusammensetzung derAtmosphäre, die Temperatur und der Druck bestimmt werden können wurde dargestellt, ebenso wie welche minimalen Drücke gemessen und in welchen Bereichen über der Oberfläche diese nachgewiesen wer-
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Abb. 2: Das Observatoire de Paris.
den können. Die Gegenüberstellung der Messdaten der Huygens-Sonde mit den Atmosphärendaten der Sternbedeckung durch Titan im November 2003 sprach für sich: exzellente Übereinstimmung. Beeindruckend war auch die Vorstellung der Bedeckungsdaten von Sternen und unserer Sonne, die von Cassini aufgezeichnet wurden. Der nächste Tag wurde fortgesetzt mit dem Komplex ,,Beobachtung und Wissenschaft: Pluto, Triton und TNOs": - Nützliche und zukünftige Messungen
von Triton, Pluto und seinen Satelliten (Bruno Sicardy) - Genereller Ansatz zur Beobachtung der größten bekannten TNOs (Alain Dorresoundiram, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) - Beobachtung der größten bekannten TNOs: Orcus, 2002TX300, Quaoar, Eris (Thomas Widemann, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) Handelt es sich bei den Atmosphärenmessungen von Triton und Pluto schon mehr um Routineprogramme, so stehen die TNOs im Blickpunkt des Interesses, ist doch nur wenig über sie bekannt. Ihre (so existent) meistens wohl ausgefrorenen Atmosphären könnten in Sonnennähe gasförmig und damit auch einfacher nachweisbar werden. Neben diesen Messungen würde man natürlich auch genauere Durchmesserwerte bekommen. In der Diskussionsrunde wurde schnell klar, dass bei den Vorausberechnungen jetzt umfangreichere Sternkataloge genommen werden müssen, um mehr Sterne für potentielle Bedeckungen zur Verfügung zu haben: Eris könnte einen Stern der Helligkeit 19,5
ten Blick erstaunliche Ansatz, theoretisch seit einigen Jahren diskutiert, konnte nun durch die vorgestellten Arbeiten bestätigt werden. Wie sich herausgestellt hat, ist dieses eine Vorgehensweise, bei welcher auch Teleskope ab 0,5 m eingesetzt werden können - vorzugsweise in südlicheren Breiten. Zum Abschluss des zweiten Tages stand das Thema ,,Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Profis" an: - Überblick zu spezifischen
Zusammenhängen beim Einbezug von Amateuren, Probleme kleiner Teleskope, spezielle logistische Probleme (Wolfgang Beisker). Die seit vielen Jahren existierende Zusammenarbeit einzelner Mitglieder der IOTAES zur Profi-Astronomie hat positive
Abb. 3: Ein Gruppenfoto der Tagungsteilnehmer.
mag bedecken - nur müssten Teleskop und Messgerät dieses Ereignis auch aufzeichnen können ... Eine weitere Möglichkeit TNOs zu entdecken, ergab sich im nächsten Themenblock ,,Beobachtungen - Zufallsentdeckungen kleiner TNOs": - Entdeckungen kleiner TNOs durch
Zufallsbedeckungen (Francoise Roques, Obs. de Paris, Paris, Frankreich) - Entdeckung von TNOs mit dem Siding Spring Schmidt Teleskop (George Georgevits, University of NSW, Australia) ,,Filmaufnahmen" im Bereich der Milchstraße, die sich über Stunden erstreckten, wurden ausgewertet, um Bedeckungen durch bislang unbekannte TNOs zu suchen - und zu finden! Anstelle der Vorausberechnung von Sternbedeckungen beobachtete man also einfach einen oder mehrere Sterne kontinuierlich, um darauf zu warten, dass er zufällig von einem Körper bedeckt wird. Dieser auf den ers-
Früchte getragen: Die Reputation der ,,Sternbedecker" steht außer Frage, sie sind in die aktuelle Forschung eingebunden. Dieses ist insoweit auch nachvollziehbar, da viele ihrer Mitglieder eine naturwissenschaftliche Ausbildung haben und teilweise auch in diesem Umfeld beruflich tätig sind. Des Weiteren haben Eigenentwicklungen (wie die IOC) Meilensteine gesetzt und entscheidend zu vielen positiven Messungen beigetragen. Zum Schluss sollte nicht unerwähnt bleiben, dass bei der letztjährigen Sternbedeckung durch Pluto ein C8 erfolgreich beteiligt war. Noch am Tag der Abreise setzten sich Teilnehmer aus Australien, Deutschland und den USA zusammen, um Probleme und Lösungen der Plutoephemeride zu diskutieren, denn 14 Tage später stand die nächste Bedeckung an. Mitglieder der Fachgruppe wollten dieses Ereignis in Marokko und Namibia nutzen, um Plutos Atmosphäre und den Begleiter Hydra zu vermessen.
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Titan
von Hans-Joachim Bode
Am 3. Juli 1989 verdeckte der Saturnmond Titan den Stern 28 Sgr, dessen zentrale Bedeckungslinie im ersten ,,Wurf" in Nordafrika lag. Weitere Berechnungen verschoben sie in den Mittelmeerraum. Tatsächlich fand die zentrale Bedeckung mit dem so genannten ,,Central Flash" über Nordrhein-Westfalen und Niedersachsen statt. Ein vergleichbares Ereignis wurde für den 14. November 2003 von verschiedenen Institutionen berechnet. Dieses Mal sollten sogar innerhalb von sieben Stunden zwei Sterne durch diesen Mond verdeckt werden, nämlich TYC 13431615-1 (V = 8,6) und TYC 1343-1865-1 (V = 10,7). Der 8,6 mag helle Stern würde von Namibia und Südafrika aus verdeckt zu ,,sehen" sein, wogegen der 10,7 mag Stern für Westeuropa bedeckt würde. Da die Video- und lichtelektrischen Messdaten der IOTA-ES bereits 1989 dem Observatoire de Paris zur weiteren gemeinsamen Bearbeitung [1] übergeben wurden, hat es die Mitglieder der Fachgruppe nicht weiter verwundert, als sie von ihnen wieder angesprochen wurden, sich an den anstehenden Messungen zu beteiligen. Eine erste gemeinsame Besprechung in Trebur während der ESOP-Tagung zeigte auf, dass das südafrikanische Ereignis hierfür in Frage kam, da dort der hellere Stern bedeckt würde und auf Grund der geringen Sternwartendichte in Namibia unsere Unterstützung erwünscht war - im westeuropäischen Umfeld gibt es genügend Sternwarten und Beobachter. Unsere langjährigen Kontakte zu Namibia machten sich bezahlt. Entsprechend der gewünschten Aufteilung über das Land wurden Farmen ausgesucht und mit größeren Teleskopen bestückt, soweit nicht bereits vorhanden (Cuno-Hoffmeister-MemorialObservatory, Hakos, Tivoli). Für Südafrika wurde die Beobachterkoordination durch die Kollegen vom Observatoire de Paris übernommen, so dass beidseitig der namibischen Südgrenze deutsche, französische und südafrikanische Amateure und Berufsastronomen sich verteilten. Sogar ein 12-Zoll-Teleskop wurde für das Ereignis aus Paris mitgenommen. Die Bedeutung und Wichtigkeit dieser geplanten Messungen kann man allein daran erkennen, dass die ESA darum gebeten hatte, ihnen die Ergebnisse rechtzeitig für ihre Huygensmission zur Verfügung zu stellen - und damit wurde auch EU-seitig
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Abb. 1: In verschiedenen Spektralbereichen aufgezeichnete Lichtkurven bei Cederberg.
Abb. 2: Aufgezeichnete Lichtkurve bei Windhoek.
Abb. 3: Auf den Titan projizierte Beobachtungssehnen entsprechend der Beobachtungsposition.
das geplante Vorhaben materiell unterstützt. Ziele der Messungen sollten sein: Sondieren der oberen Titanatmosphäre ab einer Höhe von ~600 km (~0,1 bar) bis ~250 km (250 bar) mit nicht vorgebbarer km-Auflösung, da die projizierten Sterndurchmesser in der Titanentfernung einen Durchmesser von 2,2 bzw. 0,84 km bzgl. beider Bedeckungen haben. Zu versuchen, den Central Flash von verschiedenen Stationen aufzuzeichnen, um so die 250-bar-Isobaren-Schicht zu lokalisieren (~250 km) und daraus das Windverhalten in dieser Höhe abzuleiten. Die Abschwächung des Lichts während der Bedeckung sollte gemessen werden, um so die optische Tiefe der Aerosole hieraus bei verschiedenen Wellenlängen (0,5 - 2,2 m) abzuleiten. Vergleichen der Daten mit den Werten, die 1989 gemessen wurden. Dieser Zeitraum entspricht fast einem halben Titanjahr, so dass eine saisonale Umkehrung an den Daten erkennbar werden kann. Ein Vergleich der erdgebundenen Daten mit denen der Huygenssonde bei Ihrer Landung sowie mit weiteren Messdaten der Cassinisonde in den Jahren 2004 - 2008. Um auszuschließen, dass wieder so extreme Verschiebungen wie 1989 auftreten, wurde für die Berechnungen auf die aktuellsten Daten zugegriffen, für TYC 13431615-1 die ICRS-Position des TychoKataloges. Titans ICRS-Position wurde auf Basis des DE405 für Saturn errechnet und die TASS-7.1-Theorie zur Ermittlung der Bewegung Titans genutzt. Mehrfache Messungen und Reduktionen führten zu fast gleichen Resultaten und so wurde der Central Flash für das nördliche Südafrika vorhergesagt. Dort konnte er dann auch gemessen werden. Die Abweichung vom vorhergesagten Titanzentrum und dem beobachteten Zentrum betrug nur ca. 50 km in Deklination und 400 km in Rektaszension. Ein großer Erfolg für die Astrometriker! Da sich der Fehler in Rektaszension fast nur auf die Zeit auswirkt, waren die Teleskope im nördlichen Südafrika genau richtig für den Central Flash aufgestellt. Leider gab es an einigen Beobachtungsstationen zur Beobachtungszeit schlechtes Wetter. Insgesamt konnten an neun Stationen Lichtkurven aufgenommen werden. Es würde an dieser Stelle zu weit führen,
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die umfangreichen und lang andauernden Auswertungsarbeiten darzustellen, sie können aber im Journal of Geophysical Research nachgelesen werden [2].
So ergaben sich nachfolgend aufgeführte Resultate zur Atmosphäre des Titans aus den diversen Messwerten einer kurzen Zusammenfassung: Die obere Atmosphäre des Titan wurde im Bereich von ~550 und 250 km (~1 - 250 bar) vermessen. Die Lichtkurven offenbaren eine scharfe Inversionsschicht im Bereich nahe 515 +/- 6 km Höhe (1,5-bar-Druckniveau), wo die Temperatur um 15 K im Bereich von nur 6 km ansteigt. Diese Schicht liegt nur wenige km entfernt bei einer Inversionsschicht, die 14 Monate später
durch das HASI-Messgerät der HuygensSonde während des Eintritts der Sonde in die Titanatmosphäre am 14. Januar 2005, festgestellt wurde. Die Auswertung der Beobachtungen des Central Flash lässt nur den Schluss zu, dass in einer Höhe von 250 km ein starker Nord-Jet (Windgeschwindigkeit ~200 m/s) auf ca. 55 Grad nördlicher Breite, im Äquatorbereich Windgeschwindigkeiten um ~150 m/s und schwächere Winde in den südlichen Breiten bestehen. Die Dunstverteilung in 250 km Höhe der südlichen Hemisphäre entspricht nahezu den von Rannou et al. (2004) prognostizierten Werten, aber eine Aufhellung nördlich 40 Grad nördlicher Breite bedarf der Klärung. Diese steht in Widerspruch zu dem Modell von Rannou et al. [3], welches
eine dicke Polardunstkappe für die nördlichen Polarregionen prognostiziert. Diese Ergebnisse haben zumindest ein kleines Stück dazu beitragen, dass die Huygenssonde sicher auf dem Titan gelandet ist.
Literatur: [1] Sicardy, B. et al. (1999): The structure of
Titan's atmosphere from the 28 Sgr occultation, Icarus, 142, 357-390 [2] Sicardy, B. et al. (2006): The two Titan stellar occultations of 14 November 2003, Journal of Geophysical Research, Vol.111, E11S91 [3] Rannou, P. F. Hourdin, C. P. McKay and D. Luz (2004): A coupled dynamicsmicrophysics model of Titan's atmosphere, Icarus, 170, 443-462
HYDRA
von Hans-Joachim Bode
Über die neu entdeckten Monde des Pluto ist bislang wenig bekannt. Im Zuge der Berechnung von Sternbedeckungen durch Pluto wurden auch die Monde Hydra und Nix in die Kalkulationen mit einbezogen. Hierbei zeigte es sich, dass am 12. Mai 2007 Pluto den UCAC2-Stern 25822467 (V = 13,3 mag) für Südafrika und Südamerika bedecken würde und parallel hierzu, nahezu zur selben Zeit, Hydra die zwei Bogensekunden entfernte inoffizielle B-Komponente dieses Sterns im Süden Marokkos verdecken würde. Im Norden und Süden Namibias war fast gleichzeitig ein Doppelereignis zu erwarten. Dieses Bedeckungsbündel führte dazu, dass IOTA-ES-seitig entsprechende Standorte für dieses Ereignis gesucht wurden, wobei ein Standortproblem nur für den Norden Afrikas bestand. Glücklicherweise fanden wir im Süden Marokkos das unter deutscher Leitung existierende SaharaSkyHotel, ausgestattet mit einem Meade-RC14" Teleskop sowie weiteren kleineren Teleskopen. Dieses war der Ort, der für die nördliche Position gewählt wurde. Leider gibt es im Norden Namibias im Grenzgebiet zu Angola (und auch dort) keine Sternwarte, die für Ereignisse dieser Art geeignet sind. Für Namibia wurde deshalb beschlossen, dass auf Hakos das 50-cm-Teleskop der IAS genutzt und das C14 der Cuno-HoffmeisterGedächtnissternwarte bei Windhoek zum Einsatz kommen sollte. Um es vorweg zu nehmen: Namibia ist ja mittlerweile
Abb. 1: Pluto und dessen Mond Hydra fast verschmolzen mit den beiden zu bedeckenden Sternen.
durch deutsche Amateurastronomen voll erschlossen und die Resultate waren auch danach. Auf Hakos wurde das Programm komplett abgewickelt - die Messergebnisse liegen hier zurzeit noch nicht vor (es gibt kein DSL in Namibia), und auf dem CHMO bei Windhoek regnete es ... Der Süden Marokkos wurde über Agadir angeflogen und nach einer ganztägigen Autofahrt über 500 km nach Osten, Richtung Sahara, wurde das Hotel erreicht. Wüstenfans sind fasziniert - für andere ist es nur eine Wüstenei, aber das Hotel bietet
alles, und somit waren wir in Gänze bestens versorgt. Auch der Himmel und die astronomischen Geräte waren für unsere Zwecke gut geeignet. Natürlich haben wir in der astronomischen ,,Freizeit" auch die Milchstraße und erreichbare Objekte des Südhimmels, wie Omega Centauri oder die Radioquelle Centaurus A angeschaut, während wir die Geräteeinstellungen überprüften und Positionierungen diverser Objekte verglichen. Die Messinstrumente hatten wir natürlich mitgebracht, die bewährte IOC und die SBIG ST10-XME, welche für
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Übersichtsaufnahmen des Plutoumfeldes vorgesehen war. Für die Messung von Sternbedeckungen gilt, dass drei entscheidende Parameter neben gesetzten Subparametern (Teleskop, Messinstrumente etc.) zutreffen müssen: Am richtigen Ort, zur richtigen Zeit, mit richtig klarem Himmel - denn es gibt leider keine Wiederholung am nächsten Tag. Wer nun glaubt, in der Sahara gibt es keine Wolken, der irrt - immer dann, wenn man gern darauf verzichten würde, treten sie auf. Während des berechneten Bedeckungszeitraumes, gegen 2:30 UT, bildeten sich Schäfchenwolken, so dass nur zwischen den Wolkenlücken die mögliche Bedeckung Hydras aufgezeichnet werden konnte, deren Datenreduktion nach unserer Rückkehr erfolgen sollte. Doch es kam anders! Gerade mal zwei Tage zu Haus, erhielten wir eine E-Mail, in welcher mitgeteilt wurde, dass die Plutoposition zum Zeitpunkt der Bedeckung in Südamerika bzgl. Ort und Zeit wiederum von der Ephemeride abgewichen war. Projiziert auf die Erde führt dieses zu einer Verschiebung um rund 1000 km nach Norden - und damit verschob sich die Bedeckungslinie der Hydra in den Mittelmeerraum. An eine Auswertung unserer Daten braucht man nun nicht mehr denken - höchstens zu Übungszwecken ...
Abb. 3: Das Team: Es blieb keine Zeit, um selbst zu fotografieren ...
Abb. 2: Grafik der Bedeckung: Das Plutosystem und die beiden Sterne.
Streifende Sternbedeckungen - mitunter sogar am verfinsterten Mond
von Alfons Gabel
Die meisten Beobachter machen ihre ersten Bedeckungserfahrungen beim überraschend schlagartigen Verschwinden oder Auftauchen eines Sterns am Mondrand. An den Grenzen von Bedeckungszonen ereignen sich streifende Bedeckungen, wobei ein Stern mitunter mehrmals hinter Bergen am Mondrand verschwinden und in Senken wieder auftauchen kann. Unter günstigen Bedingungen erlebt man ein regelrechtes ,,Feuerwerk".
Beobachtung streifender Sternbedeckungen - wozu? Die gewissenhafte Aufzeichnung von streifenden Sternbedeckungen liefert wertvolle Daten über die polnahen Randprofile des Mondes. Kein anderes Verfahren eignet sich zur so präzisen Vermessung wie die Beobachtung streifender Sternbedeckungen - bislang auch kein Raumfahrtprojekt.
Ohne hohen technischen Aufwand, auch visuell, sind durch langjährige Beobachtung immer bessere Profile für jede denkbare Libration ableitbar. Tatsächlich kommt der Kenntnis der polaren Randprofile des Mondes entscheidende Bedeutung bei der Untersuchung feinster Änderungen des Sonnendurchmessers zu. Dieser wird abgeleitet durch Beobachtung des Auftauchen und Verschwinden der Baily's Beads, den Lichtknoten des Perlschnurphänomens bei Sonnenfinsternissen (s. Artikel von Konrad Guhl). Der Mond fungiert dabei als eine Art Standardmaske. Noch größere Bedeutung als dem ,,Ertasten" der Bergspitzen kommt daher dem Ausloten von Talsenken im Profil zu.
Streifungshighlight am finsteren Mond Die Breitenlibration des Mondes hat bei Sonnenfinsternissen stets kleine Werte.
Folglich sind Mondrandprofile um diese Librationsstellung besonders wichtig. Bei Vollmond stehen einer geometrisch günstigen Situation jedoch schwierige Beobachtungsbedingungen entgegen - es sei denn, die Streifung findet während einer Mondfinsternis statt! Spektakulär wird ein solches, allerdings extrem seltenes Ereignis bei Beteiligung eines hellen Sterns. Während der totalen Mondfinsternis am 4. Mai 1985 wurde der 2,75 mag helle Stern alpha-2 Librae bedeckt. Zur Beobachtung als streifende Bedeckung reiste damals eine Beobachtergruppe um David Dunham in den Sudan und zeichnete ein Ereignis auf, das man nie zuvor mit bloßem Auge erlebt hatte.
... und Neuauflage nach 19 Jahren 19 tropische Jahre entsprechen fast exakt 235 Lunationen, d.h. Phasenwechsel oder
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synodischen Monaten. Da dieser Zeitraum auch 254 siderische Monate umfasst, tritt nach 19 Jahren etwa zum selben Kalenderdatum dieselbe Mondphase an derselben Himmelsposition auf. Der griechische Astronom Meton entdeckte diesen nach ihm benannten Zyklus im 5. vorchristlichen Jahrhundert. Und tatsächlich, unter ganz ähnlichen Bedingungen wurde derselbe Stern während der totalen Mondfinsternis am 4. Mai 2004 erneut vom Mondrand gestreift. Die Nordgrenze der Bedeckungszone überquerte nun den Süden Namibias und Südafrika. Fünf deutsche Beobachter rüsteten sich für dieses Ereignis. Ausgehend vom Standquartier bei Windhoek, der CunoHoffmeister-Gedächtnissternwarte und Sonja Itting-Enkes Gastfreundschaft, waren 700 Kilometer nach Süden zum Fish River Canyon zu bewältigen, wo fünf Beobachtungsstationen vorgesehen waren. Anfängliche Navigationsschwierigkeiten ließen sich nach Korrektur eines Programmfehlers überwinden. Richtig Sorge bereitete dagegen eine unerwartete Stratokumulus-Dichte, die glücklicherweise abends abnahm und der grandiosen Milchstraße des Südhimmels mit fortschreitender Verfinsterung eine Chance gab. Mitteleuropäische Wolken werden von unten angeleuchtet. Anders im wenig lichtverschmutzten Namibia, denn dort sieht man sie nicht. Bestenfalls fallen dunkle, sternleere Bereiche auf. Fünf Minuten vor der erwarteten Streifung verschluckte ein solches ,,schwarzes Loch" den total verfinsterten Mond. Gerade rechtzeitig drang
Abb. 1: Der vier Bogenminuten weite Doppelstern alpha Librae am Rand des total verfinsterten Mondes am 4. Mai 2004. Trotz erheblicher Beeinträchtigung durch Wolken war unmittelbar zuvor eine halbminütige Bedeckung der helleren Komponente alpha-2 beobachtbar. (Foto: A. Gabel)
er wieder schwach durch. Erst eine Analyse der Videoaufzeichnung konnte zeigen, dass das erste Verschwinden des Sterns nicht etwa durch die Wolke verursacht wurde, sondern tatsächlich durch den Mondrand. Zwei Stationen scheiterten an technischen Problemen, die übrigen drei zeichneten die Streifung erfolgreich auf. Drei einfa-
che Verfahren kamen zum Einsatz: Eine Mintron-Kamera bzw. ein Camcorder ohne Teleskop sowie eine Webcam an einem von einer bekannten Lebensmittelkette vertriebenen 70-mm-Refraktor.
Zukünftige Highlights Der Meton-Zyklus ist nur eine Näherung. Das Ereignis mit alpha Librae wird sich deshalb in 19 Jahren nicht wiederholen. Am 5. Mai 2023 verfehlt der Mond den Kernschatten knapp, und die Bedeckungszone wandert südlich an der Erde vorbei. Trotzdem braucht man diesem Ereignis nicht nachzutrauern, denn die Zukunft bietet dem Beobachter andere Streifungshighlights. Am 23. Mai 2007 streifte der Mondrand Regulus. Obwohl das Ereignis am hellen Mondrand und bei blauem Nachmittagshimmel stattfand, konnte das spektakuläre Ereignis im Südwesten Deutschlands beobachtet und erfolgreich aufgezeichnet werden. In diesem Jahr wird eine weitere Regulusstreifung am 7. Oktober um Sonnenaufgang Nord- und Ostdeutschland überqueren.
Abb. 2: Das fünfköpfige Beobachterteam zusammen mit dem Team des Canyon Road House im Beobachtungsgebiet am Fish River Canyon im Süden Namibias.
Was braucht man zur Beobachtung? Keineswegs sollte man sein Augenmerk nur auf besonders spektakuläre Ereignisse
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richten. Die wertvollsten Ergebnisse sind durch häufigere Beobachtung ganz ,,normaler" Streifungen zu gewinnen. IOTA/ES stellt daher ihren Mitgliedern individuelle Berechungen streifender Sternbedeckungen zur Verfügung. Im Umkreis von ein bis zwei Autostunden um den Wohnort können Beobachter jährlich mehrere Streifungen beobachten und dokumentieren und wichtige Daten liefern. Großer technischer Aufwand ist dazu nicht erforderlich: Man braucht ein mobiles Teleskop. Selbst ein Vierzöller genügt für etliche Bedeckungsereignisse. Desweiteren muss man den Beobachtungs-
ort kennen. Ein GPS-Empfänger ist zwar sehr hilfreich, jedoch nicht unbedingt erforderlich. Eine gute topographische Karte tut's auch. Heutzutage sind OnlineTools wie Google Earth oder Google Maps ausgezeichnete Hilfen. Man braucht eine präzise Zeitquelle. TimeInserter, die das DCF- oder GPS-Zeitsignal in Videoaufzeichnungen einbringen, sind wertvoll. Doch notfalls kann das DCFSignal hierzulande überall mit einem billigen Funkwecker empfangen werden. Schließlich braucht man ein Aufzeichnungsgerät. Dies kann eine Kamera sein. Bei visueller Beobachtung genügt ein beliebiges Tonaufzeichnungsgerät
zur Dokumentation von Zeitsignal und Ereignissen. Eine gewissenhaft ausgeführte und dokumentierte visuelle Beobachtung ist allemal wertvoller als eine noch so gute Videoaufzeichnung mit unpräzisen Zeitoder Ortsangaben. Viel Erfolg bei der Beobachtung!
Bericht der Fachgruppe Veränderliche (BAV) zum Jahr 2006
von Werner Braune
Da einige Aktivitäten unserer FG schon in Teilberichten im VdSJ gewesen sind, werden diese deshalb mit Verweisungen erwähnt und ich gehe mehr auf unbekannte Einzelheiten am Rande ein.
Das Jahr begann mit einer Arbeit für die VdS: Unter Federführung von zwei rührigen BAVern wollten wir ggf. die ersten sein mit einem Beitrag für eine CD der VdS, in der die Fachgruppen vorgestellt werden. Unsere Darstellung blieb aber bisher über ein Jahr eine CD für die eigene werbliche Nutzung, die FG-CD der VdS ist immer noch nicht veröffentlicht! Mit Sicht auf unser übliches Frühjahrstreffen in Hartha (s. VdSJ 22, S. 93) entstand daneben eine CD, die unsere BAV-Rundbriefe seit deren regelmäßigem Erscheinen ab 1952 gescannt vorlegte. Es ist ein Suchprogramm enthalten, mit dem man nach Sternen, Autoren und Stichworten vorgehen kann. So findet man leicht gute Aufsätze zum gesamten Beobachtungsumfeld Veränderlicher. Gleichzeitig wurden die zweijährigen Arbeiten an der Digitalisierung sämtlicher BAV-Lichtkurven beendet.
Das diesmal in Kirchheim im Juni veranstaltete Treffen der Fachgruppen-Redakteure wurde von mir besucht. Als Berliner konnte ich Wolfgang Meyer und Arnold Wohlfeil als Vertreter der Fachgruppe Planeten mit dem Auto mitnehmen. Einige Wochen später fand in Kirchheim unsere
BAV-Beobachtungswoche unter Leitung von Gerd-Uwe Flechsig statt, die nun zum dritten mal erfolgreich durchgeführt wurde (s. VdSJ 22, S. 95).
Auf der alle zwei Jahre stattfindenden BAV-Tagung in Heidelberg im September fanden sich zumeist Teilnehmer aus der Umgebung ein, die man sonst nicht so häufig trifft. Nach einem Fachvortrag von Dr. Stefan Jordan über ,,Veränderliche Weiße Zwerge" stellten BAVer spezielle Aspekte ihrer Veränderlichenarbeit vor. Auf der am folgenden Tag durchgeführten Mitgliederversammlung der BAV wurden diese Aspekte vertieft durch die Berichte unserer Sektionsleiter zum besonderen Geschehen bei einzelnen Sterntypen bzw. der CCD-Beobachtungstechnik. Der bisherige Vorstand wurde wieder gewählt. (traditionell dieser Bericht in SuW 2/2007, S. 90).
Interessant in diesem Zusammenhang war der Einsatz von im Internet bestehenden Datenbanken von CCD-Kameras wie Rotse und ASAS. Sie ermöglichen dem interessierten Amateur Veränderliche speziell zu untersuchen. Das ist der Zugang für Arbeiten am PC, die jedem ohne eigene Himmelsbeobachtung zur Verfügung stehen und viele auch einfache Auswertungen ermöglichen. Man kann sich dieser vorzüglichen Möglichkeiten bedienen, wenn man die allgemeinen Grundlagen des Veränderlichengeschehens kennt und
so diese Daten sinnvoll zu Ergebnissen zusammenfügen kann. Wer das gern machen möchte, wende sich an die BAV. Wir helfen auch hier gern ebenso weiter wie bei der Beobachtung am Himmel allein mit dem Auge oder dem kleinsten Instrument. Als allgemeine Anleitung zur Veränderlichenbeobachtung visuell oder mit CCD-Kamera ist soeben das Buch ,,BAV Einführung in die Beobachtung Veränderlicher Sterne" erschienen, das für 20 plus Versandkosten bei der BAV bezogen werden kann.
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KH 15D - ein Stern verschwindet
von Hans G. Diederich
Es gibt nur wenige Objekte, die mich dauerhaft so in ihren Bann gezogen haben, wie es KH 15D tat. Und dies liegt nicht nur an seinen besonderen Eigenschaften, sondern auch an der hier sehr einfachen Möglichkeit, in einem jungen Sternsystem einen dynamischen Vorgang ,,live" miterleben, dokumentieren und sich sogar an einer Vorhersage über dessen Zukunft versuchen zu können.
In verschiedenen Mailinglisten, auf der Bochumer Herbsttagung 2004 und im VdS-Journal [1] wurde mehrfach über dieses Objekt berichtet und wiederholt zu seiner Beobachtung aufgerufen. Erstaunlicherweise blieb die Resonanz schwach. Unter den wenigen Sternfreunden mit regelmäßiger Beteiligung ist es vor allem Wolfgang Quester von der BAV, dessen Aufnahmen die eigenen so ergänzten, dass sich schließlich ein interessanter Trend erkennen ließ.
Am 21.06.2002 berichtete die Rheinische Post erstmals über KH 15D. Die Ergebnisse einer Literaturrecherche wurden zeitnah auf den Mailinglisten der FG Veränderliche Sterne und der FG Deep-Sky gepostet. Seit Anfang an bestand das Ziel darin, die dramatische Entwicklung der Dauer des Minimums von KH 15D in eigenen Aufnahmen zu beobachten, in Montagen
und Animationen zu visualisieren und in Diagrammen nach einem Trend zu suchen, den es durch Folgebeobachtungen zu bestätigen oder aber zu widerlegen galt. Alles zusammen eine schöne runde Sache, zudem sehr einfach, da immer nur einer von zwei möglichen Zuständen festzustellen ist: ,,Stern sichtbar" oder ,,Stern nicht sichtbar".
In Abb. 2 liegt der Schwerpunkt allerdings darauf, KH 15D bereits im Minimum zu erkennen und seine Helligkeitsentwicklung in verschiedenen Wellenlängenbereichen zu dokumentieren. Da die Integrationszeit hierfür nicht ausreichte, musste bei der Bildbearbeitung bis ins Rauschen gestreckt werden.
Die zwei Zeilen zeigen das Auftauchen von KH 15D aus seinem Minimum. Dieser Anstieg setzt im Visuellen offenbar später ein und verläuft danach steiler als im Infraroten. Norden ist unten.
Die wesentlichen Eigenschaften von KH 15D in kurzer Zusammenfassung: KH 15D ist ein ,,weak-lined" T-Tauri-Stern (WTT). Sein Alter beträgt ca. 2 Millionen Jahre und seine Entfernung wird mit 760 pc angegeben. Entdeckt wurde er von Kearns und Herbst im Jahre 1998.
Abb. 1: Dauer des Minimums von KH 15D und seine zeitliche Entwicklung. Auf der xAchse ist die Zeit und auf der y-Achse die Zeit zwischen Mitte des Minimums und seinem Beginn bzw. seinem Ende aufgetragen.
KH 15D ist der 15. Stern im Feld D der Arbeit dieser Autoren. In Simbad ist die Bezeichnung ,,NGC2264 VVO D15" oder ,,V* V582 Mon" einzugeben. Rekt. (2000.0) = 06 41 10.18 Dekl. (2000.0) = +09 28 35.5 Sternbild Monoceros B = 17,4 mag V = 16,1 mag Der Unterschied zwischen Minimum und Maximum ist mit ca. 3,5 Magnituden recht groß. Die Elemente seines Lichtwechsels lauten: JD (mid-eclipse) = 2451626.86 + 48.34 * E Äußerer Radius der protoplanetaren Scheibe ~3 AE Große Halbachse der Umlaufbahn ~0,25 AE Dauerte das Minimum zu Beginn der Beobachtung durch die Fachastronomie noch 18 Tage, so beträgt dessen zeitliche Länge inzwischen 37 Tage. Wurde anfangs noch eine jährliche Verlängerung des Minimums von einem Tag festgestellt, liegt dieser Wert inzwischen bei mehr als zwei Tagen und nimmt immer schneller zu.
Mein Beobachtungsfenster für 2007 sieht wie folgt aus (beidseitig vom Mittelpunkt des Minimums aus gerechnet): +-16, +-17, +-18, +-19, +-20, +-21, +-22 Tage. Vielleicht sind die Zeitpunkte des Wechsels zum bzw. vom Minimum inzwischen aber noch weiter nach außen gerückt. Es soll jedenfalls immer so lange beobachtet werden, bis KH 15D eindeutig sichtbar wird bzw. eindeutig nicht mehr sichtbar ist. Weitere Angaben zum System sind auf der Website der Fachgruppe ,,Veränderliche Sterne" [2] zu finden, die über eine interne Suchmaschine verfügt. Dort einfach ,,KH 15D" eingeben und klicken.
KH 15D ist ein Doppelsternsystem, dessen beide Komponenten sich auf lang gestreckten Ellipsen umlaufen. Dieses System wird von einer dunklen, dichten Scheibe aus Staub (einer so genannten protoplanetaren Scheibe) umgeben, welche präzediert und durch diese Taumelbewegung immer größere Abschnitte der Bahnen beider Komponenten unseren Blicken entzieht. Konnten durch Fotometrie auf Archivaufnahmen noch beide Sterne nach-
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gewiesen werden, schaut schon seit längerem nur noch eine der beiden Komponenten gelegentlich hinter dem Rand dieser Scheibe hervor. Und die Zeiten, in denen dies geschieht, werden immer kürzer. Bald dürfte KH 15D überhaupt nicht mehr aus seinem Minimum heraus kommen. Und die Entwicklung auf diesen Zustand hin können wir JETZT beobachten und miterleben.
Als Beispiel für eine Beobachtung ist hier das Ergebnis aus dem November 2006 wieder gegeben, wobei die Beobachtung ,,extrem schwach zu sehen" nicht im Einzelbild sondern im Summenbild mit 200 s Integrationszeit erfolgte:
Die Dauer des Minimums nimmt monoton wachsend zu. War diese Zunahme zu Beginn der Beobachtungen noch annähernd linear, so erfuhr sie in den letzten Jahren eine deutliche Beschleunigung. Von einem linearen Trend kann daher nicht mehr gesprochen werden. Ein Ende dieser Beschleunigung ist vor dem vollkommenen Unsichtbarwerden von KH 15D nicht zu erwarten. Würde der letzte Abschnitt der Trendlinie linear fortgeschrieben, wäre KH 15D in ca. 500 Tagen dauerhaft verschwunden. Da aber die Geschwindigkeit weiter zunehmen dürfte, sollte dieser Zustand bereits früher eintreten. Vielleicht müssen wir bereits in einem Jahr damit rechnen.
Datum (MST)
04.11.06 15.11.06 16.11.06 17.11.06 18.11.06 19.11.06 20.11.06 21.11.06 22.11.06
Zeit (MST)
4:16 3:19 3:34 3:35 4:34 3:19 3:41 2:57
JD
2454043,86 2454054,97 2454055,93 2454056,94 2454057,94 2454058,98 2454059,93 2454060,95 2454061,91
23.11.06
3:38
2454062,94
Kommentar
Mittelpunkt Minimum nichts zu sehen nichts zu sehen extrem schwach zu sehen nichts zu sehen extrem schwach zu sehen extrem schwach zu sehen extrem schwach zu sehen schwaches Pünktchen in jedem Einzelbild deutlich zu sehen voll hell da!
Diese Daten wurden getrennt nach ,,nicht sichtbar", ,,schwach sichtbar" und ,,gut sichtbar" in drei Datenreihen sortiert und in einer Tabellenkalkulation als x-yPunktediagramm dargestellt. Die Abb. 1 zeigt das Ergebnis.
Und jetzt beginnt die eigentliche Auswertung, die Suche im Diagramm nach Regelmäßigkeiten, nach Trends, nach Auffälligkeiten. Und es fällt einiges auf. Insbesondere das Einzeichnen einer Linie (möglichst ohne Knicke und Wellen), welche alle positiven Sichtungen (grüne Datenpunkte) auf der einen und alle negativen Sichtungen (rote Datenpunkte) auf der anderen Seite dieser Linie lässt, führt zu den folgenden Aussagen:
All dies sind Gründe, KH 15D gerade in den nächsten Monaten zu beobachten. Es wird langsam richtig spannend!
Mit dieser Auswertung vor Augen können wir jetzt auch nach den Gründen fragen, warum die Dauer des Minimums immer schneller zunimmt. Könnte die protoplanetare Scheibe die Ursache für diese Beschleunigung sein?
Nach den Berechnungen von Matthew Holman [3] reicht die protoplanetare Scheibe bis zu 2,6 AE nach außen. Die beiden Komponenten von KH 15D bewegen sich dagegen innerhalb dieser Scheibe auf Bahnen, auf denen sie sich bis auf 0,07 AE nahe kommen, um danach bis auf 0,25 AE auseinander zu laufen. Die Scheibe präzediert mit einer Periode von ca. 1.000 Jahren. Ihr Außenrand scheidet daher als Ursache für die beobachtete Beschleunigung aus.
Aber vielleicht weist die Scheibe eine Verbiegung, einen so genannten ,,Warp" auf. Oder in ihr kreisen ,,Klumpen" dichteren Materials mit einer Periode von ca. vier Jahren. Vielleicht wäre dies eine denkbare Erklärung?
Mir scheint eine weitere Möglichkeit plausibler zu sein: Die beiden Komponenten von KH 15D umlaufen sich auf lang gestreckten Ellipsen. Und wie die Kometen unseres Sonnensystems sich in der Nähe der Sonne sehr schnell bewegen und sich weit entfernt von ihr viel mehr Zeit lassen, so tun dies auch die Komponenten von KH 15D. Damit hätte der Rand der gleichmäßig präzedierenden protoplanetaren Scheibe die Gelegenheit zum Aufholen und würde die jetzt noch sichtbare Komponente von KH 15D immer schneller überholen.
Mit dieser Vorstellung wäre die beobachtete Entwicklung der Minimumsdauer von KH 15D ohne zusätzliche Bedingungen einfach zu erklären. Mit etwas Mathematik ließen sich aus unseren Beobachtungen sogar Hinweise auf die Geometrie der Umlaufbahnen von KH 15D gewinnen.
Abb. 2: 18.11.06 und 22.11.06 (C14, 200 s), 23.11.06 (24-zoll-RC, 200 s) 21.11.06 und 22.02.06 (C14, 200 s), 23.11.06 (24-zoll-RC, 200 s)
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Und noch etwas könnten wir bei wirklich tiefen Aufnahmen tun, nämlich KH 15D mit Bessel-V- und Bessel-I-Filter aufnehmen, fotometrieren und den Farbindex V-I bestimmen und verfolgen. Dies findet auch in der Fachastronomie statt. Von dort [4] stammt der Hinweis, dass die Kante der protoplanetaren Scheibe in Projektion pro Tag um den halben Durchmesser der sichtbaren Komponente von KH 15D über diese hinweg gleitet. Mit Aufnahmen im Stundenabstand könnten wir also eine Auflösung von ca. 0,05 Sternradien und damit 0,5 Mikrobogensekunden erreichen. Bei einem Deep-Sky-Objekt der Amateurastronomie ein außergewöhnliches Erlebnis.
Damit ist die Geschichte von KH 15D (für dieses Heft) am Ende angekommen. Gezeigt wurde, was sich aus einfachen Beobachtungen herauslesen lässt. Wer KH 15D noch erleben möchte, bevor er für sehr lange Zeit dunkel bleibt, sollte sich also beeilen. Und der Sternfreund, welcher dieser Anregung folgt, möge bitte seine Aufnahmen und Beobachtungen mit genauem Zeitpunkt versehen an den Autor einsenden. Im Diagramm ist noch viel Platz für weitere farbige Datenpunkte ...
Die Beobachtungen erfolgten auf der Gästesternwarte New Mexico Skies in NM, USA.
Literaturangabe:
[1] Diederich, H. G., 2005.KH 15D und seine protoplanetare Scheibe, VdS-Journal 2/2005, 128-129
[2] http://www.bav-astro.de/ [3] Krome, T.,2004.Verstecken spielen, spek-
trum direkt, 02.03.2004 [gefunden über eine Suchmaschine] [4] Winn, Joshua N. et al., 2006.The Orbit and Occultations of KH15D, Vorabdruck 15.02.2006 astro-ph
Von Deep-Sky zu den Veränderlichen
von Thomas Zimmermann
In der Hobby-Astronomie gibt es viele Betätigungsfelder: von der rein visuellen Beobachtung bis zur aufwändigen CCDFotografie, vom Spiegelschleifen und Telekop-Selbstbau bis zur Analyse von Datenbanken. Jeder kann etwas für sich finden. Oder auch mal etwas Neues ausprobieren - so wie ich es in diesem Artikel beschreiben möchte.
An meinem früheren Wohnort war es relativ dunkel und ein Beobachtungsplatz mit durchschnittlich besser als 6 mag war nicht weit. Unter dieser Bedingung machte Deep-Sky mit meinem 8"-Newton Spaß. Also drehte sich alles um Messier-Objekte, Herschel- und Caldwell-Katalog, und die Auswahl der besten UHC- und OIII-Filter. Die Objekte habe ich visuell beobachtet und teilweise auch gezeichnet.
Aber diese Zeiten sind vorbei. Mittlerweile bin ich aus beruflichen Gründen an den nördlichen Rand des Ruhrgebietes gezogen. Und wie man sich vorstellen kann, sind die Bedingungen hier deutlich schlechter. Weiter nördlich im Münsterland gibt es zwar dunkle Plätze, da aber auch die verfügbare Freizeit weniger geworden ist, komme ich kaum noch zur OutdoorBeobachtung unter dunklem Himmel. Ich habe lediglich einen Süd-Balkon, der sogar noch nicht einmal direkt von Straßenlaternen beschienen wird. Und das ist schon besser als bei vielen in dieser Gegend. Die ersten Versuche, hier weiterhin die Deep-Sky-Objekte visuell zu beobachten,
sind kläglich gescheitert. Aber deswegen das Hobby ganz aufgeben?
Veränderlichen-Beobachtung eine neue Welt Auf der Suche nach einem neuen Betätigungsfeld bin ich irgendwie auf die Veränderlichenbeobachtung gestoßen. Und alles was ich zu diesem Thema im Internet gefunden habe, war eine völlig neue Welt: Angeblich sollte man Veränderliche selbst ohne High-Tech-Equipment beobachten können. Sogar gänzlich ohne Teleskop. Und vor allem ohne Kamera und PC. Qualität des Himmels - spielt fast keine Rolle. Der sonst so störende strahlende Vollmond - na und? Das musste erst einmal ,,verdaut" werden. Und ehrlich gesagt, bin ich noch dabei.
Es gibt viele Sterne, die in ihrer Helligkeit schwanken. Das können enge Doppelsterne sein, deren Rotationsachse so steht, dass sie sich regelmäßig gegenseitig bedecken (Bedeckungsveränderliche). Oder Sterne, die sich aufgrund interner Prozesse periodisch vergrößern. Dies kann dann sehr regelmäßig, aber auch mit stark schwankender Periode stattfinden. Und schließlich eruptive Systeme, deren Helligkeitsausbruch praktisch nicht vorhersehbar ist. Die Periodendauer reicht von einigen Stunden über Wochen bis zu Jahren. Und die Amplitude der Helligkeitsschwankung kann sich auf mehr als zwei Größenklassen erstrecken. In Einzelfällen sogar noch mehr.
Das Interessante an den Veränderlichen ist aber nur selten ihre Helligkeit. Vielmehr ist es die Periode, mit der sich ein Maximum oder Minimum wiederholt. Diese ist nämlich oft nicht so konstant, wie es auf den ersten Blick erscheinen mag. Es gibt kontinuierliche Verschiebungen, die eine Vorausberechnung (Ephemeriden) möglich machen. Aber auch völlig unvorhersehbare Sprünge treten auf.
Damit ergibt sich fast zwangsläufig eine spezielle Beobachtungsweise für die verschiedenen Typen. Denn es macht keinen Sinn, einen Stern, der sich im Jahresrhythmus verändert, minütlich zu beobachten. Oder einen Bedeckungsveränderlichen mit wenigen Stunden Periode nur einmal pro Nacht zu beobachten. Und während sich bei einigen der Zeitpunkt des Maximums gut erkennen lässt, ist es bei anderen Typen das Minimum, das sich deutlich hervorhebt.
Das wichtigste Prinzip bei der Messung (Kamera) oder Schätzung (visuell) ist der Vergleich mit Referenzsternen in der Umgebung. Und damit wird sofort deutlich, warum sich Veränderliche auch unter suboptimalen Bedingungen beobachten lassen: Die Referenzsterne leiden ja genauso darunter wie der Veränderliche. Sie liegen im gleichen aufgehellten Himmel und werden mit dem gleichen, mehr oder weniger guten Teleskop/Feldstecher/Auge beobachtet. Für die Messung der Helligkeit eines Sterns mit Kamera und PC gibt es diverse
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Abb. 1
Programme, bei denen man Referenzsterne bekannter Helligkeit im Bild aussucht. Dann wird die Helligkeit des Veränderlichen relativ zu diesen berechnet. Das führt zu einem Einzelmesswert, der zusammen mit anderen Beobachtungen den Helligkeitsverlauf des Sterns darstellt. Aus der Vielzahl der Beobachtungen kann man dann die Periode oder deren Veränderung errechnen. Auch für diese Analysen stehen zahlreiche Programme zur Verfügung.
Mich hat aber noch mehr die visuelle Schätzung der Sternhelligkeiten fasziniert. Natürlich kann man auch hierbei die Größenklasse anhand der umliegenden Referenzsterne schätzen. Es geht aber sogar gänzlich ohne das Wissen um die Helligkeiten der Referenzsterne. Denn es kommt ja nur auf den Zeitpunkt des Extremums an. Und dazu muss man ja nur erkennen, dass der Veränderliche zunächst heller und später dunkler als ein Nichtveränderlicher wird (oder umgekehrt für ein Minimum). Welche Größenklasse der Vergleichsstern hat, ist dabei völlig unerheblich!
Um diese vergleichende Schätzung auswertbar zu machen, bedient man sich oft der Argelanderschen Stufenschätzung. F. W. A. Argelander (1799 - 1875) hat eine Stufenskala definiert, die die Helligkeitsunterschiede zweier Sterne beschreiben. Die an dieser Stelle eines Artikels über Veränderliche normalerweise zitierte Definition lasse ich der Kürze halber aus. Sie ist vielfach nachzulesen.
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Entscheidend ist, dass für jeden Zeitpunkt notiert wird, wie sich die Helligkeiten von Veränderlichem und Vergleichsstern zueinander verhalten (gleich hell, kaum unterschiedlich, sofort deutlich sichtbar, ...). Dies wird meist in der Form ,,a 2 V 1 b" gemacht. In diesem Beispiel ist der Veränderliche deutlich schwächer als der hellere Vergleichsstern a und ein wenig heller als der schwächere Vergleichstern b. Mit einer Reihe solcher Schätzungen lassen sich Helligkeitsverläufe in so genannten Lichtkurven darstellen. Die Lage der Extrema ergibt sich dann durch grafische oder rechnerische Methoden.
Meine erste VeränderlichenBeobachtung Als Beispiel möchte ich im Folgenden meine erste ernsthafte Stufenschätzung präsentieren. Sie ist bei weitem nicht perfekt, zeigt aber gut, mit welch geringem Aufwand man Ergebnisse bei der Veränderlichen-Beobachtung erzielen kann. Wichtig ist zunächst - wie so oft - eine gute Vorbereitung. Denn es ist frustrierend, auf einen vermeintlichen Veränderlichen zu starren, der sich dann gar nicht verändert. Es gibt verschiedene Möglichkeiten, die interessanten Zeitpunkte vorherzusagen. Ich nutze derzeit die Ephemeriden der BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V.) unter http:// www.bavdata-astro.de/~tl/bav_kurzper. html. Dort werden die Minima-Zeitpunkte für Bedeckungsveränderliche und MaximaZeitpunkte für RR Lyra-Sterne für die jeweils nächsten Tage gezeigt.
Am 20. Februar 2007 sollte RR Leo um 23:30 Uhr im Maximum sein. RR Leo ist ein so genannter RR Lyr-Stern, ein pulsierender Riesenstern, dessen Helligkeit von 11,3 mag bis 9,9 mag schwankt. Eine Aufsuchkarte hatte ich schnell im Internet gefunden. Man kann sich aber auch eine Karte mit einem Planetariumsprogramm selber erstellen.
Mit der oben beschriebenen Stufenschätzmethode habe ich dann folgendes beobachtet:
Uhrzeit [MEZ] 22:49
22:57 23:01
23:05 23:10 23:15 23:20 23:25 23:30 23:35 23:40 23:45 23:50 23:55 0:00 0:05
Stufenschätzung c 2V (d. h. RR Leo ist deutlich schwächer als Vergleichsstern c) c 2V b2 V 2c (d. h. die Hellig keit liegt ,mittig` zwischen dem helleren Stern b und dem schwächeren c) b1 V 2c b1 V 2c a2 V 0b a2 V 1b a1 V 1b V 1a V 2a V 2a V 2a V 1a V 2a a0 V 2b V 1a
Dann kamen Wolken, so dass ich meine Beobachtung abbrechen musste.
Es zeigt sich schon an dieser einfachen Tabelle, wie RR Leo zunächst deutlich schwächer als der Vergleichsstern c ist, dann heller als dieser wird, aber schwächerals b bleibt. Um 23:15 Uhr wird er heller als b. Und schließlich (23:30 Uhr) sogar noch heller als der hellste Vergleichsstern a. Wenn ich es nicht mitgeschrieben hätte, hätte ich es nicht geglaubt. Es ist schon faszinierend zu sehen, dass ein Stern eben noch deutlich schwächer war, aber nach einiger Zeit sich die Helligkeitsverhältnisse im Okularanblick völlig verändert haben.
Die Auswertung der Aufzeichnungen ist sowohl mit Papier und Bleistift als auch mit Tabellenkalkulationsprogramm en möglich. Ich präsentiere hier nur das Ergebnis (Abb. 1). Auf der Abszisse ist die Zeit als Tagesbruchteil des Julianischen Datums aufgetragen. Die Ordinate zeigt
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eine Skalierung, die sich durch die Berechnung der Stufen ergibt und nicht als Größenklassen interpretiert werden darf.
Deutlich sieht man den Anstieg der Helligkeit! Leider haben die Wolken verhindert, dass ich bis zum erneuten Erreichen der 11,3 mag Helligkeit beobachten konnte. Daher ist die Bestimmung des Maximums nicht exakt möglich. Aber zumindest habe ich einen deutlichen Helligkeitsanstieg gesehen und aufgezeichnet! Das - und vor allem das positive Echo aus der BAV-Mailingliste - hat mir Mut für weitere Beobachtungen gemacht.
Mittlerweile habe ich weitere Erfahrungen gesammelt. Ich habe erfahren, wie wichtig es ist, sich am Himmel zurechtzufinden. Denn einmal habe ich vergeblich auf Veränderungen gewartet, nur um dann zu merken, dass ich den falschen Stern im
Visier hatte. Ein anderes Mal habe ich so lange für das Aufsuchen gebraucht, dass der entscheidende Zeitpunkt bereits vorüber war, als ich den Stern endlich gefunden hatte.
Parallel dazu versuche ich mehr über die verschiedenen Veränderlichentypen zu lernen. Mir hilft hierbei insbesondere die schon erwähnte BAV (www.bav-astro.de). Aber auch die amerikanische Organisation AAVSO (www.aavso.org) bietet hervorragendes Informationsmaterial. Dabei liegt das Hauptaugenmerk der AAVSO auf den langperiodisch Veränderlichen, während die BAV sich im Wesentlichen auf die Kurzperiodischen konzentriert.
Die eigenen Messwerte der ExtremaZeitpunkte (bzw. Einzelmessungen bei Langperiodischen) können übrigens auch an diese Organisationen geschickt wer-
den. Damit leistet man dann sogar einen wichtigen Beitrag für die Wissenschaft. Denn Forscher sind teilweise auf die Daten der Hobby-Astronomen angewiesen, da die Periodenbestimmung mit den Profiteleskopen viel zu viel wertvolle Beobachtungszeit kosten würde.
Es tut sich also ein enormes Gebiet der Astronomie auf, das es zu entdecken gilt. Da ich, wie gesagt, erst sehr wenig Veränderlichenerfahrung habe, kann ich noch nicht mit Detailkenntnissen aufwarten, die vielleicht manch Erfahrener hier vermisst hat. Ich hoffe aber trotzdem, einigen Hobby-Astronomen das spannende Gebiet der Veränderlichen-Beobachtung etwas näher gebracht zu haben.
Zwei neue Zwergnovae in der NSVS (ROTSE) Datenbank entdeckt
von Klaus Bernhard
Obwohl die Daten des ROTSE-I Projekts schon mehrere Jahren im Internet öffentlich zugänglich sind [1], verbergen sich dort noch manche ,,astronomische Schätze", da weitaus noch nicht alle Lichtkurven im Detail analysiert worden sind.
Aus diesem Grund beschäftige ich mich mit den Beobachtungsdaten dieses Projekts, das eigentlich ursprünglich zur Suche nach optischen Gegenstücken von Gamma Ray-Bursts als Gemeinschaftsprojekt der Universität von Kalifornien und der
National Nuclear Security Administration gegründet wurde. Dabei wurden in den Jahren 1999 und 2000 der gesamte nördliche und Teile des südlichen Himmels etwa 100- bis 400-mal fotografisch erfasst und Himmelsobjekte bis zur Größenklasse 15,5 mag abgebildet. Als Instrumente kamen vier 200 mm Canon Teleobjektive + AP 10 CCD-Kameras zum Einsatz.
Da dieser insgesamt mehrere Gigabyte umfassende Datensatz zehntausende veränderliche Sterne enthält, erschien es sinnvoll,
nur nach bestimmten Veränderlichentypen zu suchen. Ein Ansatz war die Suche nach neuen Zwergnovae - das sind enge Doppelsternsysteme bestehend aus einem weißen Zwerg und einem roten Zwergstern. Der weiße Zwerg saugt aufgrund seiner Masse Materie aus der Atmosphäre seines Partners ab. Die abgesogene Materie fließt in einer Spiralbewegung auf den weißen Zwerg, es bildet sich eine so genannte Akkretionsscheibe. Durch Instabilitäten in der Scheibe, die z.B. durch größere Übergänge von Material ausgelöst werden
Abb. 1
Abb. 2
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Abb. 3
können, kommt es zu Helligkeitsausbrüchen von mehreren Größenklassen.
Durch die großen Amplituden sollten solche Objekte eigentlich nicht allzu schwer in den ROTSE-I Daten aufspürbar sein. Da klassische Computerprogramme, wie MS EXCEL, mit Datenmengen im Gigabytebereich überfordert sind, war es notwendig, ein eigenes Computerprogramm in der Sprache Python zu schreiben. Damit können die Helligkeitswerte von Millionen Sternen sortiert und auch mit anderen Katalogen, etwa den Positionen von Röntgenquellen des Satelliten ROSAT, verglichen werden.
Nach einigen Stunden Rechenzeit, bei denen der Ventilator meines preisgünstigen Computers ununterbrochen gedröhnt hat, war es soweit: Der Computer spuckte eine Liste mit Kandidaten für neue Zwergnovae aus. Natürlich war darunter eine Reihe von Fehlalarmen, etwa bei sehr dicht beieinander stehenden Sternen unterschiedlicher Helligkeit, deren Überlagerung in der kurzbrennweitigen ROTSE-I Kamera eine große Amplitude vortäuschte.
Schließlich fand ich zwei aussichtsreiche Kandidaten, 1RXS J053234.9+624755 und GSC 2736-1067, deren ROTSE-I Daten in Abbildung 1 und 2 dargestellt sind. In einer internationalen Zusammenarbeit mit Kollegen aus der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne, aus England und aus den USA konnten diese beiden Systeme genauer beschrieben und im ,,Information Bulletin on Variable Stars" (IBVS) veröffentlicht werden [2, 3]. Beide Sterne zeigen Ausbrüche im Bereich von etwa 3 Größenklassen Amplitude.
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Abb. 5 Abb. 6
Abb. 4
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1RXS J053234.9+624755 bricht im Schnitt alle 133,1 Tage aus, was durch Schätzungen von photografischen Platten durch die Sternwarte Sonneberg weit in die Vergangenheit hinein belegt werden konnte. GSC 2736-1067 zeigt eine Periodizität von nur 16 Tagen, wobei einander hellere und schwächere Ausbrüche abwechseln. Dieses Verhalten konnte durch detaillierte Beobachtungen von Jim Jones, Jochen Pietz, David Boyd und mir auch für das letzte Jahr bestätigt werden (Abb. 3).
Besonders interessant ist an diesem Sternsystem, dass sekundäre Helligkeitsänderungen durch den Umlauf des Doppelsternsystems mit einer Periode von etwa 5 Stunden auftreten. Diese sind mit 0,6 Größenklassen im Minimum der längeren 16-tägigen Periode besonders groß. Hingegen wird die durch den Orbitalumlauf verursachte Amplitude mit zunehmen-
der Gesamthelligkeit des Systems immer geringer, bleibt aber immer noch sichtbar (Abb. 4).
Dieses Verhalten kann dadurch erklärt werden, dass das Doppelsternsystem fast von der Kante aus zu sehen ist, so dass es vermutlich zu einer partiellen Bedeckung der Akkretionsscheibe durch den zweiten Stern kommt, die bei zunehmender Gesamthelligkeit immer weniger auffällig ist. Erstaunlich ist bei beiden Zwergnovae, dass diese verhältnismäßig hellen Sterne mit Amplituden von drei Größenklassen überhaupt noch unentdeckt geblieben sind. Wahrscheinlich ist als Grund für das Objekt 1RXS J053234.9+624755 anzusehen, dass es in einer stern- und objektarmen Gegend im Sternbild Giraffe angesiedelt ist. GSC 2736-1067 hingegen liegt weniger als ein Grad neben dem 3 mag hellen Stern
Eta Pegasi, was seine Sichtbarkeit für fotografische Durchmusterungen erschwert.
Welche Geheimnisse werden in der ROTSE-I Datenbank wohl noch versteckt sein?
Literatur: [1] Northern Sky Variability Survey (NSVS):
http://skydot.lanl.gov [2] Bernhard, K.; Lloyd, C.; Berthold, T.;
Kriebel, W.; Renz, W., IBVS 5620 [3] Bernhard, K.; Lloyd, C.; Boyd, D.; Pietz,
J.; Jones, J.L.; Renz, W. IBVS 5750
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 ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple / Sanners ,,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 22. Folge unserer "M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten. Vielen Dank den Zusendern!
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in Tabelle 1.
Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort "Messierobjekte". Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetz-
ten 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
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Ausgabe
1/2008 2/2008 3/2008 1/2009 2/2009
Benötigte Objekte
Einsendeschluss
M 81 UMa, M 82 UMa, M 106 CVn M 6 Sco, M 7 Sco, M 8 Sgr M 2 Aqr, M 72 Aqr, M 73 Aqr M 13 Her, M 41 CMa, M 79 Lep M 23 Sgr, M 24 Sgr, M 25 Sgr
Mitte September 2007 Mitte Januar 2008 Mitte Mai 2008 Mitte September 2008 Mitte Januar 2009
Tab. 1: Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
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M 64, Haar der Berenike (Coma Berenices)
Objekttyp:
Galaxie, Typ Sa
Entfernung:
24 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 65.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,5 mag
Winkelausdehnung: 9,2` x 4,6`
Koordinaten:
RA: 12h57m
Dekl. 21 Grad 41`
Historisches: Die Entdeckung von M 64 wird zwei Astronomen zugeschrieben, die unabhängig voneinander diesen Nebelflecken im Jahre 1779 aufzeichneten: Edward Pigott (23. März) und Johan Elert Bode (4. April). Messier fand sie ebenfalls unabhängig von den beiden erst genannten Astronomen am 1. März 1780, zeichnete sie in seine Karte des großen Kometens von 1779 ein und beobachtete sie wiederum am 17. März 1781.
Objektbeschreibungen unter Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
guten
Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: M 64 ist als ein kleines, leicht längliches, 4` x 3` großes Nebelfleckchen mit der Helligkeit 8,2 mag sehr deutlich erkennbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 64 zeigt sich als eine auffällige längliche diffuse Fläche von 5` x 3` mit einem sternförmigen Kern von 11,8 mag Helligkeit. Seitlich neben dem Kern ist ein etwas dunklerer Fleck zu erkennen, der in Richtung eines außerhalb stehenden Sterns 11,2 mag steht: Das schwarze Auge! Die ,,Schwarzaugen-Galaxie"! Die Gesamthelligkeit schätze ich auf 8,2 mag. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei einer Vergrößerung von 170x ist die Galaxie leicht zu sehen. Sie ist groß, oval und hell mit einem kleinen, helleren und begrenzten Kern. Die Nebel um den Kern laufen weich in den Hintergrund aus. Indirekt ist nördlich vom Kern ein länglicher dunkler Bereich zu sehen. Der Mond war bei der Beobachtung noch etwas über den Horizont. (G. Kohler)
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Abb. 1: Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15 cm f/6 Newton. Vier Aufnahmen zu je fünf Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: Torsten Güths)
33 cm Öffnung: Bei 100x erscheint sie relativ hell und von einer ovalen Form mit einem punktförmigen, helleren Kern umgeben von einem ovalen, helleren Innenbereich. Schwächere Außenpartien. Die Staubkante (Auge) ist indirekt deutlich sichtbar. (D. Panzcy)
40 cm Öffnung: M 64 zeigt sich als eine sehr große (12` x 4`) und lange, sehr stark konzentrierte diffuse Fläche. Der Kern ist sehr klein und erscheint fast sternförmig von 11,4 mag Helligkeit. Nördlich um den Kern legt sich eine markante, sichelförmige Dunkelzone: das schwarze Auge! Die Gesamthelligkeit schätze ich auf 8,6 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 64 müssen wir Brennweiten ab 1500 mm einsetzen. Die schwarze Dunkelwolke zeigt sich dann recht deutlich. Hierfür ist auch keine allzu lange Belichtungszeit
nötig. Für die schwächeren Außenpartien muss man schon belichten,w as der Himmel hergibt. Für CCD-Kameras mit Pixeln kleiner 10 m reichen 500 bis 1000 mm und eine längere Serie von fünfminütigen Belichtungen völlig aus.
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M 76, Perseus
Objekttyp:
Planetarischer
Nebel
Entfernung:
3.500 Lichtjahre
(Angabe ist unsicher und schwankt zwischen
800 und 15.000 Lichtjahren)
Reale Ausdehnung: 1,1 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 10,1 mag
Winkelausdehnung: 1,1`
Koordinaten:
RA: 01h42m
Dekl. 51 Grad 34`
Historisches: Dieser ,,Nebel ohne Sterne" wurde erstmalig von Pierre Mechain am fünften September 1780 beobachtet. Messier ergänzte dieses Objekt in seine Liste als die Nummer 76 nachdem er am 21. Oktober des selben Jahres seine Position bestimmte. Lord Rosse vermutete fälschlicherweise ein spiralige Struktur und weitere Astronomen nahmen an, es handelte sich bei M 76 um zwei Nebel. Als Planetarischer Nebel wurde er erst im Jahre 1918 von Curtis klassifiziert.
Objektbeschreibungen unter Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
guten
Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: M 76 kann gerade mal als ein 2` großes und 9,4 mag helles Nebelfleckchen schwach erkannt werden. (G. Scheerle)
Sucher 9x60: Im 9x60 Sucher zu sehen. (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Dass M 76 zwei NGC-Nummern trägt, ist leicht erkennbar: zwei helle Nebel stehen in einem gemeinsamen, 2` großen, rundlichen Halo: NGC 650 ist der größere Teilnebel (1,5`), direkt nordöstlich davon sitzt NGC 651 als der kleinere (0,5`). Die Gesamthelligkeit beträgt 9,4 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Sehr schwach. Beobachtung mit O-IIIFilter. Ohne Filter gibt es keine zu großen Unterschiede. In der Mitte ist der Nebel dunkel. Beidseitig des Zentrums sind kleine ovale helle Zonen. Wird bei indirektem Sehen etwas besser. (G. Kohler)
Abb. 2: Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15 cm f/6 Newton. Vier Aufnahmen zu je fünf Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: Torsten Güths)
20 cm Öffnung: Schon ohne Filter ist der Nebel sehr deutlich zu sehen. Mit O-III-Filter und indirekten Sehen ist der Nebel länglich, Seitenverhältnis ca. 2:1, und hat eine Hantelform mit einem dunklen Einschnitt in der Mitte. Beide ,,Hanteln" haben eine ovale Form und sind strukturiert. Mit dem O-III Filter ist der Nebel etwas schwächer als ohne Filter. (G. Kohler)
33 cm Öffnung: Bei 100x mit UHC erscheint er klein, aber deutlich sichtbar. Man sieht zwei hellere Gebiete, die hantelförmig aneinanderstoßen. Die ,,Ohren" rechts und links der Hantel sind deutlich sichtbar. Die Gesamtform mit den Ohren ist oval. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: Dass M 76 zwei NGC-Nummern trägt, ist sofort erkennbar: es ist ein insgesamt 2` großer und 9,8 mag heller Doppelnebel, der zu Recht der ,,Kleine Hantelnebel"
genannt wird. NGC 650 ist der kompaktere Teil im Süden, NGC 651 der diffusere Teil im Norden. Beide sind miteinander verbunden und bilden die hellsten Teile einer außen scharf begrenzten Scheibe. Im Osten ist die Scheibe durch eine schwache Aufhellung geschlossen, im Westen jedoch nicht. Dort gibt es nur ein Stück des Randringes, im Norden von NGC 651 ausgehend. Knapp außerhalb des Nebels steht im Süden ein Stern 14,8 mag. (G. Scheerle) Siehe Zeichnung vom 23.01.2006.
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 76 müssen wir Brennweiten ab 2000 mm einsetzen. Für CCD-Kameras mit Pixeln kleiner 10 m reichen 1000 mm und eine Serie von fünfminütigen Belichtungen völlig aus.
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M 94, Jagdhunde (Canes Venatici)
Objekttyp:
Galaxie, Sa
Entfernung:
21 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 80.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,2 mag
Winkelausdehnung: 13,0` x 11,0`
Koordinaten:
RA: 12h51m
Dekl. 41 Grad 07`
Historisches:
M 94 wurde am 22. März 1781 von
Pierre Mechain entdeckt. Charles Messier
erhielt die Benachrichtigung, bestimmte
die Position und fügte dieses Objekt seiner
Liste am 24. März 1781 zu.
Objektbeschreibungen unter Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
guten
Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: M 94 ist als ein 5` großer, runder und konzentrierter Nebelfleck von 8,2 mag Helligkeit zu sehen. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 94 zeigt sich als eine 4´x4´ große, runde Nebelfläche mit einer Gesamthelligkeit 8,2 mag. (G. Scheerle)
33 cm Öffnung: Beschreibung bei 200x: Eine rundliche Gesamtform mit einem auffallend hellen, nahezu kreisrunden Kern. Im Außenbereich ist die Spiralstruktur indirekt schwach angedeutet. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: M 94 erscheint als eine sehr helle, runde und stark zum Kern konzentrierte Nebelfläche. Weitere Strukturen sind nicht erkennbar. (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 94 müssen wir Brennweiten ab 1500 mm einsetzen. Eine kürzer belichtete Aufnahme löst das Zentrum auf, voll ausbelichtete Aufnahmen geben die Randpartien eindrucksvoll wider. Für CCD-Kameras mit Pixeln kleiner 10 m reichen 1000 mm und eine Serie von einminütigen Belichtungen für den Kern und fünfminütigen Belichtungen für die Randpartie völlig aus. Dann sind die Bildbearbeitungskünste gefordert.
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Abb. 2: Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15 cm f/6 Newton. Vier Aufnahmen zu je fünf Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. (Aufnahme: Torsten Güths)
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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Für deine Reise zu den Sternen -
Ein sehr persönlicher Wegweiser für junge, angehende Sternfreunde
von Franz Xaver Kohlhauf
Ich weiß nicht mehr genau wie es bei mir anfing, aber plötzlich war sie da, die Faszination für alles was mit dem Weltraum zu tun hat. Es war wahrscheinlich das alte Buch vom Speicher unseres Hauses, voll mit Bildern vom Mond, von den Planeten, der Sonne und natürlich von den Sternen. Dann, als ich 13 war, der erste Flug von Menschen zum Mond! Es war an Weihnachten 1968, einer der drei Astronauten an Bord des Raumschiffes Apollo 8 las die Schöpfungsgeschichte aus der Bibel und dazu wurden Bilder unseres Planeten Erde über dem Mondhorizont gezeigt. Ich habe dieses Ereignis im Laufe der Zeit immer wieder in Wiederholungen gesehen und jedes Mal hat es mich tief berührt. Ich bin in all den Jahren in meinem Gedanken selbst zu so etwas wie einem Astronauten geworden, zu einem, der das uns umgebende Weltall vom Raumschiff Erde aus mit viel Freude beobachtet. Ich wurde ein Sternfreund, ein Sterngucker, ein Liebhaberastronom und ich kann sogar behaupten, dass ich seitdem viel mehr Himmelsobjekte gesehen und noch viel weiter in das Weltall hinausgeschaut habe als damals die Mannschaft von Apolle 8!
Heute, viele Jahre nach dem Flug von Apollo 8 zum Mond, ist die Erforschung des Weltalls weit fortgeschritten. Alles was damit zu tun hat, verfolgst auch Du mit großem Interesse. Vielleicht ergeht es Dir jetzt so wir mir damals. Du willst den gestirnten Himmel mit Deinen eigenen Augen entdecken und noch viel mehr darüber erfahren. Wenn das auf Dich zutrifft, dann stehst Du jetzt am Anfang der phantastischsten Entdeckungsreise, die ein Mensch in seinem Leben machen kann.
Der Beginn der Reise ist viel einfacher als Du denkst! Geh´ hinaus unter den klaren Abendhimmel, auch wenn es nur auf den Balkon ist und sehe Dich einfach um. Aber vielleicht siehst Du wegen zuviel Licht gar keine Sterne mehr. Dann hilft nur eins: Frag´ jemanden aus Deiner Familie um mit Dir an einen dunklen Ort zu fahren. Eine sehr gute Zeit dafür wäre z.B. in den Sommerferien, oder im Winter, wenn es früh dunkel wird. Vergiss nicht Dich warm anzuziehen, Nächte sind oft kalt und richtige Astronauten tragen ja
Abb. 1: ,,Hier sind wir zuhause, am Rand unserer Milchstraße." Besonders gut ist die Scheibe der Heimatgalaxie im Sommer und Herbst unter einem dunklen Himmel zu sehen. Fotomontage: Franz Xaver Kohlhauf
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Abb. 2: Der erste Ausflug in den Sternenhimmel. Findest du den Großen Wagen? Foto: Franz Xaver Kohlhauf
auch immer einen Raumanzug bei ihren Weltraumspaziergängen. Suche einen Platz an dem keine Lichter stören und gib den Augen einigen Minuten Zeit um sich die Dunkelheit zu gewöhnen. Schon nach kurzer Zeit werden immer mehr Sterne sichtbar und Du kommst Dir unter den vielen Sternen wahrscheinlich bald etwas verloren vor.
Auch unseren Vorfahren erging es nicht anders und sie haben deshalb die helleren Sterne gedanklich mit Linien verbunden und diese Strichfiguren nach ihrem Aussehen benannt. Das wohl auffälligste Sternbild ist der Große Bär, besser bekannt und zu erkennen als Großer Wagen. Um die wichtigsten Sternbilder kennenzulernen, bitte Deine Eltern um eine drehbare Sternkarte und eine Taschenlampe aus Kunststoff zum Umhängen. Aus Kunststoff deshalb, weil Du sie dann auch mal mit den Zähnen halten kannst wenn Du beide Hände frei haben musst. Den Lichtauslass der Taschenlampe klebst Du mit roter Folie zu, so dass ihr Licht Deine an die Dunkelheit gewöhnten Augen nicht mehr blendet. Alles was man jetzt noch wissen muss, sind das Datum und die Uhrzeit, sowie die Himmelsrichtungen an Deinem
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Beobachtungsplatz. Diese findest Du am bestem mit einem Kompass. Wenn Du jetzt den Anleitungen Deiner drehbaren Sternkarte folgst, wirst Du sicher schnell die ersten Sternbilder finden. Manche sind schwerer zu erkennen als andere, aber Du weißt ja: Nur Übung macht den Meister. Auch die Astronauten von Apollo 8 benutzten die Sterne um für ihr Raumschiff den Weg zum Mond und zurück zu finden. Auch sie mussten dies erst lernen.
Im Winter ist das Sternbild Orion mit seinen drei Gürtelsternen nicht zu übersehen. Auch Pegasus, Cassiopeia, Stier, Löwe, Skorpion werden bald zu Deinen guten Freunden am Sternenhimmel zählen. Wie bei einem Puzzle wirst Du ein Sternbild nach dem anderen erkennen und die Lücken schließen. Aber was hat der helle Stern zu bedeuten, der auf der Karte nicht eingezeichnet ist?! Vielleicht eine Sternexplosion, die Supernova auf die wir seit Hunderten von Jahren warten! Das wäre eine Sensation! Jetzt hilft nur noch ein Blick in eine astronomische Monatszeitschrift, ein Himmelsjahrbuch, oder eine Astro-Internetseite. Schnell erkennst Du: Der Planet Venus hat Dich geneckt, seine Umlaufbahn um die Sonne
hat ihn in das Sternbild geführt. Auf diese Weise gut informiert, kann Dich in Zukunft keiner der Planeten mehr an der Nase herumführen! Außerdem erfährst Du monatlich was am Himmel zu beobachten ist mit vielen interessanten Informationen zu den Beobachtungsobjekten.
Langsam aber sicher wird es Zeit den gestirnten Himmel genauer anzuschauen! Vielleicht hast Du schon Vaters Fernglas benutzen dürfen. Auf unserem Mond siehst Du damit schon eine Menge Krater. Sogar die vier großen Jupitermonde lassen sich damit schon erkennen, vorausgesetzt Du hältst das Fernglas sehr ruhig, oder Du hast es auf einem Stativ befestigt. Mit einem Stativ und einem passenden Fernglashalter bekommst Du die bestmögliche Leistung die Dir Dein Fernglas bieten kann. Der dunkle, mondlose Himmel ist im Fernglas übersät mit schwach leuchtenden Sternen, die Du mit bloßen Augen gar nicht sehen kannst. Das Siebengestirn, das wie ein ganz kleiner ,,Großer Wagen" aussieht. Ein Paradeobjekt für ein Fernglas ist auch unsere Nachbarmilchstraße, die AndromedaGalaxie. Ob Du es glaubst oder nicht, mit Hilfe eines guten Fernglases und einer genauen Sternkarte kannst Du bei dunk-
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lem Himmel sogar Galaxien aufspüren, die Millionen von Lichtjahren von uns entfernt sind! Du erkennst sie als winzige, ganz schwach leuchtende Nebelfleckchen. In unserer Milchstraße lassen sich Sternwolken und Gasnebel mit der schwachen Vergrößerung des Fernglases hervorragend auffinden und beobachten. Du könntest damit aber nie etwa Einzelheiten auf einem Planeten erkennen. Dazu benötigst Du stärkere Vergrößerungen wie sie nur ein Fernrohr möglich macht.
Aus eigener Erfahrung gehe ich davon aus, dass Du Dir schon lange ein Fernrohr, also so ein richtiges Teleskop, wünschst. Und diesen Wunsch hast Du zu recht! Du kennst Dich schon gut am Himmel aus und könntest viele Objekte nur mit Hilfe einer Sternkarte einstellen. Sicher, es gibt auch computergesteuerte Fernrohre. Sie stellen die gewünschten Himmelsobjekte ganz automatisch ein, ohne dass man sich am Himmel auskennen muss. Dafür sind die natürlich auch etwas teurer. Aber glaube mir, es ist viel schöner den Sternhimmel von Grund auf, ohne Computer, ganz einfach mit den eigenen Augen und dem eigenen Wissen kennenzulernen!
Bevor Du Dir ein Fernrohr kaufst, lass´ Dich beraten! Zu diesem Thema werden auch Bücher angeboten. Vielleicht gibt es einen Sternfreund in Deiner Umgebung oder gar einen astronomischen Verein in der Stadt. Diese Leute freuen sich immer, wenn sie einem jungen Sterngucker mit Rat und Tat behilflich sein können. Auch der Besuch einer Volkssternwarte bringt Dir sicher Antworten auf Deine Fragen. Eine weitere, sehr gute Möglichkeit Sternfreunde aus der Umgebung kennenzulernen bietet der jährliche, deutschlandweit stattfindende Astronomietag. Da kannst Du mit verschiedenen Fernrohren beobachten und den freundlichen Fernrohrbesitzern ruhig ,,ein Loch in ihre Linsen fragen", dazu ist dieser Tag gedacht! Wenn Du schnell fachkundige Antworten auf Deine Fragen brauchst und Du niemanden kennst, der helfen kann, dann wende Dich einfach an die Vereinigung der Sternfreunde im Internet unter www.vds-astro.de. Nur keine Hemmungen! Die Freunde helfen gerne!
Lieber angehender Sternfreund, ich wünsche Dir viel Freude und Begeisterung, aber auch die notwendige Geduld bei der Erkundung unserer kosmischen
Umgebung. Mit dem theoretischen Wissen aus einigen guten Büchern und Deinen praktischen Beobachtungen wird sich Dir im wahrsten Sinne des Wortes der Himmel öffnen. Du wirst im Laufe der Jahre viele unvergessliche Beobachtungen machen, ob in unserem Sonnensystem, oder weit draußen bei den Sternhaufen, Gasnebeln, oder Galaxien. Du wirst so manchem Kometen und Asteroiden begegnen, Du wirst staunen aber auch manchmal frieren - und irgendwann wirst Du in Deinen Gedanken zurückschauen auf unseren schönen, kleinen, blauen Planeten, auf dem wir alle leben. Du wirst lernen zu verstehen wie einzigartig und empfindlich unser kleines Raumschiff ist!
Also lass´ Dich nicht entmutigen, wenn es nicht gleich so richtig klappt. Oder wenn Du etwas nicht sofort verstehst. Apollo 8 ist auch nicht gleich auf dem Mond gelandet. Du stehst erst am Anfang einer grandiosen Reise, einer Reise die vielleicht Dein ganzes Leben dauern wird!
Staunen und Fragen
von Manfred Deutschmann
Albert Einstein sagte einmal: ,,Man kann nur mit Staunen die Geheimnisse der Ewigkeit, des Lebens, der Wirklichkeit betrachten. Es genügt, wenn man versucht, jeden Tag etwas von diesem Geheimnis zu verstehen. Man muss sich eine heilige Neugier bewahren."
Staunen! Das ist die erste und angemessene Reaktion eines wachen Menschen beim Anblick der unendlichen Weite, der unvergleichlichen Pracht und Ästhetik des Himmels. Wer nicht staunen kann, der ist meines Erachtens ein ,,tumbes Brüderlein", um eine Ausdrucksweise unserer Altvorderen zu verwenden. Er beraubt sich selbst ganz wesentlicher menschlicher Erfahrungen. Ein Staunen lösen bei mir auch Einsichten aus, die wir im Verlaufe der Forschung gewinnen. Ich finde es z.B. mehr als beachtlich, dass die Astronomie in den vergangenen Jahrzehnten sehr beeindruckende Fortschritte erzielt hat und dennoch damit konfrontiert ist, dass wir
mehr als 95% des Universums noch gar nicht kennen. Nach heutiger Sicht besteht die Gesamtenergiedichte des Universums zu 74% aus Dunkler Energie, zu 22% aus Dunkler Materie und nur zu 4% aus gewöhnlicher Materie. Die 4% gewöhnlicher Materie bestimmen unser Alltagsleben, doch sind die Dunkle Materie und die Dunkle Energie für uns unbekannte Größen. Dennoch: Es sind entscheidende Erkenntnisfortschritte, wenn wir beginnen zu wissen, was wir nicht wissen. Dabei schreitet unser Wissen, wenn auch zumeist ein vorläufiges, munter fort. Vor ca. 10 Jahren waren die Forscher mit Rätseln befasst, die wir heute im Wesentlichen zu verstehen scheinen. Dazu gehören Schwarze Löcher, Quasare und, aus anderem Blickwinkel betrachtet, die Blazare sowie die Radiogalaxien, GammastrahlenAusbrüche, Sonnen-Neutrinos, alles außerordentliche kosmologische Vorgänge bzw. Erscheinungen. Ich finde es weiterhin erstaunlich, welche großartige Entwicklung die Technologie
unserer Teleskope und astronomischen Messgeräte genommen hat. Sie ermöglichte es, einen Teil der vielen Hypothesen über das Universum zu bestätigen oder zurückzuweisen. Mit Theorien und Teilchenbeschleunigern sind wir experimentell und rechnerisch eine Zehntel Milliardstel Sekunde an den Urknall bzw. an einen supergewaltigen kosmologischen Phasen-Übergang heran gekommen. Wir haben demnach begründete Vorstellungen darüber entwickelt, wie das All zu einem so ungeheurer frühen Zeitpunkt beschaffen gewesen sein könnte. Mit modernen Großteleskopen dringen wir tief in die Entwicklungszeit des Weltalls ein, erspähen Himmelsobjekte, die Milliarden von Lichtjahren entfernt sind. Und wenn wir beispielsweise ein Objekt in einer Milliarde Lichtjahre erkennen, blicken wir eine Milliarde Lichtjahre in die Vergangenheit zurück. Das Objekt erscheint uns so, wie es damals war. Insgesamt sind unsere Wissenslücken immer noch sehr groß. Und es ist ein
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120 Z U M N A C H D E N K E N
glückliches Kuriosum: Je mehr wir beantworten, desto mehr neue Fragen öffnen sich vor uns, Fragen über Fragen! Mit Albert Einstein bin ich überzeugt: ,,Wichtig ist, dass man niemals aufhört zu fragen." Aktuelle Fragen betreffen z.B. die nach den Bestandteilen der Dunklen Materie, nach dem Rätsel der Dunklen Energie, nach der Herkunft der höchst energetischen Kosmischen Strahlung. Längst versucht man auch eifrig, ein früheres Tabu zu durchleuchten: Was war vor dem Urknall? Ich bin erfreut darüber, dass diese Scheuklappe, die sich viele Forscher anlegten, endlich gefallen ist. Für berechtigtes gezieltes Fragen darf es kein Tabu geben. Gerade solche Fragen eröffnen die Chance, unsere Theorien ggf. auf eine neue Basis zu stellen. Wie es sich für einen ,,ordentlichen" Wissensfortschritt gehört, kommen wir selten gradlinig voran, sondern müssen immer wieder den Rückwärtsgang einlegen. So ergeben sich mitunter Fragen in Gebieten, die bereits als gut verstanden galten. Das betrifft z.B. die Entstehung von Sternen und Planeten. Alle Sterne, die wir heute sehen, gehören zur sog. ,,zweiten Generation". Sie enthalten schwere Elemente - im Unterschied zu Sternen der ersten Generation. Die Frage, wie die letzteren Sterne entstanden sind, ist bis heute unbeantwortet. Neu fraglich geworden ist, wie sich Planeten bilden. Wir glaubten es zu wissen, bis ab 1995 die ersten Exoplaneten, also Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, entdeckt wurden. Viele von ihnen haben überraschende Eigenschaften, die sich nicht in Einklang bringen lassen mit den an unserem Sonnensystem orientierten Modellen. Staunen und fragen! Für mich sind es dem Menschen höchst angemessene Aktivitäten, die zusammen gehören wie Zwillinge, wie Castor und Pollux am gestirnten Himmel. Staunen dürfen wir beim Anblick des ästhetischen, majestätischen Himmelszelts, staunen über die technologische Entwicklung der Beobachtungsinstrumente und die mit ihrer Hilfe gewonnenen Einsichten. Fragen dürfen und müssen wir angesichts der vielen ungelösten Rätsel am Firmament. Bewahren wir uns die ,,heilige Neugier". Und: Gestehen wir uns in freudiger Demut ein, dass wir wohl nie das Mysterium des Universums in seiner enormen Komplexität an Bestandteilen und deren Wechselwirkungen restlos werden lüften können. Neugierig-intelligentes Fragen ist gefragt, und mögliche Antworten bringen uns wiederum zum Staunen.
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Staunen-Erahnen-Reifen
von Manfred Deutschmann
Tausend Sterne erkenn` ich in dunkler Nacht, als funkelnde Edelsteine glitzern sie am Firmament,
begeistern mich stetig mit bezaubender Pracht. Strahlende Glücksboten zu sein, ist ihr Element.
Sie raunen mir zu aus tiefsten Weiten, lassen etwas ahnen von unvorstellbarer Ewigkeit,
erzählen stille aus längst vergangenen Zeiten mir einprägsam von Gewalten und Einsamkeiten.
Sie sprechen auch viel vom Werden und Vergehen, vom Chaos, aus dem wunderbare Ordnung entsteht. Sie spiegeln wider, damit wir allmählich verstehen,
was wahre Schönheit ist, die fast nie vergeht.
Besuchen lassen sich die Sterne von Kometen: Schnelle Wanderer wie wir in Raum und Zeit. Sternschnuppen leuchten auf im Dunkel wie Raketen. Jauchzend zu erhaschen sie sind gerne wir bereit.
Ich erspähe mancherlei geisternde Sternenreste in variablen Formen bei vielerlei Farben.
Nach ihrer Geburt feiern sie wabernde Feste, an Einfallsreichtum sie wahrlich nicht darben.
Vielfältige Stimmen durchziehen auf feinen Schwingen als volltönende Sphären-Harmonien das All,
woll`n in der andächtig Hörenden Herzen erklingen mit nie versiegendem fröhlich-jubilierendem Schall.
So spähe und lausche ich in so manche Nacht hinein, bin durchdrungen vom erhaben-kosmischen Walten. Ich erfahre mich besonnen-ergeben als sehr klein mit einem mysterien-umwobenen Bewusstsein, das wir entfalten.
Staunen, stille werden, fragen und begreifen, innewerden, denken in Relationen und Äonen. So können Menschen angesichts des Universums reifen und auf inhaltlich und zeitlich begrenztem Wissen ,,thronen".
Wer versunken das himmlisch Schauspiel wird gewahr, versteht die gebieterische Orientierung für das Leben, für das Ich. Am Himmel mit glühenden Lettern geschrieben steht die Mahnung an alle: Mensch, werde wesentlich!
Weltbewegend bleibt die Frage nach dem Leben. Welche Bedingungen, welche universalen ,,Sitten" im Bereich von Sonne, Kosmos können Aufschluß geben? Doch es dämmert: Das Leben ist uns auf den Leib gesschnitten
B e o b a c h t e r f o r um 121
Abb. 1: 18:56 UT: Der partiell verfinstere Mond taucht in einer Lücke des Wolkenbandes auf. Der Mond war bereits um 18:03 UT in die Umbra eingetreten. Canon EOS 350 D mit Danubia f 6,3/400 mm , 400 ASA, Belichtung 1/3 s. Keine Bildbearbeitung.
Wolken am Himmel - zum Glück!
Die partielle Mondfinsternis am 7. September 2006
von Oliver Klös
Am 7. September fand eine partielle Mondfinsternis statt, und ich dachte mir, dies sei eine gute Gelegenheit um festzustellen, was die neue Canon EOS 350 D bei einer Mondfinsternis leistet. Alle meine bisherigen Bilder von Mondfinsternissen waren noch auf Film gebannt worden. Wie immer, wenn ein astronomisches Highlight ansteht, zeigt sich der Himmel über Deutschland höchstens teilweise klar. So auch an diesem Abend. Ein Wolkenband stand dicht über dem Horizont, wo der Mond aufgehen sollte. Ich hatte auf der Terrasse alles vorbereitet. Auf mein LX200 hatte ich absichtlich verzichtet, da die kurzen Belichtungszeiten auch die Aufnahme von einem stabilen Fotostativ erlaubten. So wollte ich meine ,,Russentonne" (Maksutov f 10/1000 mm) und ein einfaches Fotoobjektiv Danubia f 6,3/400 mm einsetzen. Auch hatte ich mir das Programm ,,DSLR Focus" [1] zugelegt, da ich schon bei den ersten Testaufnahmen mit der Canon festgestellt hatte, dass die Bedienung einer digitalen Spiegelreflexkamera im Dunkeln und das Fokussieren durch den Sucher nicht so
einfach sind. Mit dem Programm lässt sich die Kamera vom Notebook aus auslösen, die Schärfe kann sofort am Bildschirm beurteilt werden - die Bilder werden gleich nach der Aufnahme auf den Computer übertragen - und die Einstellungen wie Empfindlichkeit und Belichtungszeit lassen sich schnell per Mausklicks verändern. Geduldig, aber mit Spannung wartete ich auf den Aufgang des schon verfinsterten Mondes über dem Wald. Mein Ziel war es, den Mond noch mit den Bäumen im Vordergrund aufzunehmen. Daraus wurde leider nichts. Ich hatte mich um ein paar Grad vertan, der Mond ging rasend schnell auf und das Umschwenken und Ausrichten auf dem Fotostativ gelang nicht schnell genug. Da war ich schon etwas verärgert. Wie konnte ich mich nur an meinem ,,Heimatbeobachtungsplatz" so vertun? Schnell machte ich erste Bilder durch das Maksutov. Ein Blick auf den Computermonitor reichte: ,,Matschbilder" - schlechtes Seeing so dicht über dem Wald. Das hatte keinen Sinn. Ich entschloss mich, die Brennweite zu verrin-
gern. ,,Russentonne" runter vom Stativ, abschrauben und das 400-mm-Objektiv montieren, fokussieren - das ging alles recht schnell. Aber nicht schnell genug. Das Wolkenband über dem Horizont!! Frustriert sah ich den letzten Rest Mond in den Wolken verschwinden. Sollte es das gewesen sein? Da bekam ich neue Hoffnung. Der Mond wird aus dem Wolkenband, das immer mal wieder kleine ,,Gucklöcher" aufwies, auch mal wieder auftauchen. Also legte ich mich auf die Lauer. Zehn Minuten nach meinem letzten ,,Matschbild" war es soweit. Der Mond tauchte in dem Wolkenband auf und beleuchtete gespenstisch die Wolken. Ich war total begeistert! Jetzt war Schnelligkeit angesagt. Belichtung und Schärfe überprüfen und neu einstellen, da hatte sich ,,DSLR Focus" an diesem Abend wirklich bewährt. Ich experimentierte mit verschieden Belichtungszeiten, denn jetzt war es für mich wichtig, auch eine gute Abbildung der Wolken zu bekommen. Das Wolkenband veränderte sich ständig und bot mir daher immer wieder neue Motive. Es entstand
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eine ganze Reihe von atemberaubenden Bildern, unter denen es mir schwer fällt, meinen Favoriten zu küren. Auf jeden Fall gehört das Bild vom Wolken umrahmten Mond dazu (Abb. 1). Weitere zehn Minuten später verließ der Mond die Lücke im Wolkenband und wurde ganz bedeckt. Jetzt wartete ich auf sein Auftauchen aus der oberen Kante des Bandes. Schon kündigte sich der Mond durch helle Wolkenränder an. Schnell noch das Fotostativ neu ausgerichtet. Erst tauchte der verfinsterte nördliche Teil aus den Wolken hervor, bis endlich der Mond wie eine Perle auf schwarzem Samt gebettet das Wolkenband verließ (Abb. 2 - 4). Nun war es Zeit, wieder die Optik zu wechseln, und ich fotografierte noch ein paar ,,übliche" Mondfinsternisbilder. (Abb. 5) Als die Finsternis endete, stellte ich fest: Zum ersten Mal hatte ich mich während einer astronomischen Beobachtung über Wolken gefreut! Ich hätte nie gedacht, dass es einmal so weit kommen könnte!
Abb. 2 - 4: 19:18 UT: Aufgang des Mondes an der Kante des Wolkenbandes. Canon EOS 350 D mit Danubia f 6,3/400 mm, 400 ASA, Belichtung 1/10 s, 1/10 s und 1/3 s. Die Bilder entstanden innerhalb einer Minute. Bei den ersten beiden Bildern dieser Sequenz wurden Gammawert und Helligkeit leicht bearbeitet.
Literaturhinweis
[1] Chris Venter, ,,DSLR Focus", www.dslrfocus.com
Abb. 5: 19:32 UT: Die partielle Verfinsterung geht dem Ende entgegen. Sieben Minuten vor dem Austritt aus der Umbra entstand dieses Bild. Canon EOS 350 D mit Maksutov f 10/1000 mm, 400 ASA, Belichtung 1/250 s. Bildbearbeitung: Unscharfe Maske.
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Das ,,himmlische" Radioteleskop
von Georg Neumann
Am 27. 11. 2006 sollte wieder einmal der schöne Doppelsternhaufen h & chi im Perseus beobachtet werden.
Dabei ,,stolperte" ich regelrecht über eine unbekannte aber markante Sternenkonstellation (Abb. 1). Mit Hilfe der abgelesenen Werte an den Teilkreisen und der Sternzeituhr in meiner Sternwarte konnten die Koordinaten schnell ermittelt werden.
Der mittlere Stern dieses Objekts hat die SAO-Nr. 22742 und die Helligkeit beträgt 8,17 mag. Seine Koordinaten lauten: Rektaszension 1h55,1m, Deklination +59 Grad 58'. Eine ca. 50fache Vergrößerung ist empfehlenswert.
Die roten Sterne und Doppelsterne im ,,Radioteleskop" sind auch nicht zu verachten. Hiesige Sternfreunde sahen bereits diesen ,,Offenen Sternhaufen" mit Begeisterung und nannten ihn ,,Das Neumannsche Radioteleskop"!
Abb. 1: Die Sternenkonstellation ,,Radioteleskop". Der Stern in der Mitte ist SAO 22742. Die angegebenen Werte stehen für die Helligkeiten (zum Beispiel ist 817 = 8,17 mag). Ausdruck mit der Software Guide.
Meine Mondfotografie
von Meinhard Kipplaß
Mit einer Digitalkamera Olympus C5060 und einem Fernglas Miyauchi 20x100 APO entstanden die hier abgebildeten Bildserien. Abb. 1 zeigt den Verlauf der partiellen Mondfinsternis vom 7. September 2006, aufgenommen von Grabelsdorf/Kärnten.
Die zweite Bildserie stellt den Untergang des Mondes hinter dem Horizont dar, wie er am 1. September 2006 vom Hochobir - einem Berg in den Karawanken/Kärnten - zu sehen war.
Abb. 1: Die partielle Mondfinsternis vom 7. 9. 2006. Fernglas Miyauchi 20x100 APO und Digitalkamera Olympus C5060.
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Abb. 2: Monduntergang vom 1.9.2006. Aufnahmen im Abstand von jeweils einer Minute mit Fernglas Miyauchi 20x100 APO und Digitalkamera Olympus C5060.
Beobachtungen der Sonne
von Gertraud Eifert
Sehr lange war auf der Sonne nicht viel zu sehen. Aber am Freitag, den 10.11. 2006, einem schönen Herbsttag, beobachtete ich die Sonne mit meinem Fernglas und Astrosolarfolie und entdeckte einen großen Sonnenfleck. Leider hatte ich keine Zeit, den Fleck auch mit meinem Teleskop zu betrachten. Dies wollte ich am Samstagnachmittag nachholen, aber es regnete und regnete. Am Sonntag (12.11.2006) bekam ich
endlich meine Gelegenheit, mit dem Teleskop zu beobachten. Die Sonne setzte sich zeitweise gegen die Wolken durch und ich sah mir die Sonne mit Fernglas (und Astrosolarfolie) und Teleskop an. Das Ergebnis dieser Beobachtung zeigt Abbildung 1. Meine Beobachtung setzte ich dann am Mittwoch (15.11.2006) fort (wieder ein wunderschöner Herbsttag). Aber dieses Mal nur mit dem Teleskop. Zu sehen
waren nun neben dem großen Sonnenfleck auch noch kleinere Sonnenflecken. Die Umbra bei dem großen Sonnenfleck ging in der Mitte etwas auseinander (Abb. 2). Als ich am Samstagnachmittag (18.11. 2006) noch einmal mit dem Teleskop den Sonnenfleck beobachten wollte, spielte das Wetter leider nicht mit - schade.
Abb. 1 (links): Die Sonne am 12.11.2006 gegen 14 Uhr MEZ. Zeichnung nach Beobachtung mit 8''-SchmidtCassegrain Meade LX 10 bei V = 77fach (Glassonnenfilter, Okular f = 26 mm und AmiciPrisma; seitenrichtige Darstellung).
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Abb. 2 (rechts): Die Sonne am 15.11.2006 gegen 14 Uhr MEZ.
Gerätebeschreibung wie Abb. 1.
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Abb. 1: Die Sommermilchstraße im Bereich der Sternbilder Schwan und Leier. Aufnahme vom 20. September 2006 mit Objektiv f=18 mm bei f/3,5, Canon EOS 400D bei ISO 400. Das Bild wurde 15 min lang belichtet. Neben Deneb im Schwan ist schemenhaft der Nordamerika-Nebel zu erkennen.
Meine astrofotografischen Ergebnisse
von Karl-Hermann Klein
Die Aufnahmen des Sternenhimmels (Abb.1 und Abb. 2) wurden mit einer Canon EOS 400D gemacht, die auf einem Celestron C11 zur Nachführung der Erddrehung montiert war. Entgegen meiner üblichen Gewohnheit, die Zeit ab 1:00 Uhr mit Schlafen zu verbringen, belichtete ich diese Bilder jeweils rund eine Viertelstunde lang. Durch Dunst in
größerer Höhe und die bei Abb. 2 im Juli noch vorhandene Mitternachtsdämmerung erschienen die Originalaufnahmen recht flau, so dass eine Bildbearbeitung nötig war.
Bei der Mondfinsternis am 3./4. März 2007 (Abb. 3) hatte ich wirklich Glück: In meiner Gegend war der Himmel strecken-
weise wolkenfrei, so dass mir einige Fotos möglich waren. Das Bild wurde mit dem C11 und einer Digitalkamera Olympus 5050Z gewonnen. Im Zeitraum April/Mai 2007 war die Sonne relativ aktiv, etliche Protuberanzen (Abb. 4) und ein markanter Sonnenfleck waren bei einigermaßen klarem Himmel zu beobachten.
Abb. 2: Das Band der Milchstraße rund um das Sternbild Kassiopeia. Zu erkennen sind dunkle Gebiete, in denen interstellarer Staub das Licht ferner Sterne abschwächt. Die Sternansammlung links unten sind die offenen Sternhaufen h/ im Sternbild Perseus. Aufnahme vom 4. Juli 2006, Kameradaten wie Abb. 1.
VdS-Journal Nr. 24
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Abb. 3: Die totale Mondfinsternis vom 3./4. März 2007 um 00:52 Uhr. Aufnahme mit Celestron C11, afokal mit einem 55-mm-PlösslOkular und Olympus 5050Z-Kamera bei ISO 100 3,2 s belichtet.
Abb. 4 (unten): Die Sonne am 17. Mai 2007. Aufnahme mit 7''-TMBRefraktor bei f/8, ausgerüstet mit einem H-Filter AS90-1/ BF30. Canon EOS 400 D mit 1/6 s Belichtungszeit.
Systematische Bewertung von Beobachtungsplätzen
von Werner Schmidt
Seit etwa 3 Jahren beschäftige ich mich mit dem Thema Astronomie und betreibe überwiegend visuelle Beobachtung von Planeten und Deep-Sky-Objekten. Da ich kein eigenes Auto besitze, bin ich auf Kollegen mit Auto oder mein Fahrrad angewiesen. Neben einem gut transportablen 4"-Refraktor habe ich noch einen Dobson der nur über kurze Entfernungen mit Fahrradanhänger zu transportieren ist. Deswegen ist die Entscheidung des Beobachtungsplatzes für mich von großer Bedeutung. Mit dem Fahrrad kann man nicht ,,schnell einmal" noch 25 km weiter fahren, wenn die Bedingungen nicht gut sind. So habe ich in VdS-Jornal mit großem Interesse den Artikel von Christian Weis ,,Wie gut ist mein Beobachtungsplatz?" gelesen [1]. Christian Weis stellt hier ein Bewertungsschema vor, mit dem unterschiedliche Beobachtungsplätze benotet werden können. Da ich verschiedene Beobachtungsplätze vergleichen wollte, kam mir der Gedanke, eine Excel-Tabelle zur Berechung der Punktzahl zu erstellen und die zu betrachtenden Plätze nebeneinander in der Tabelle darzustellen. Bei der ersten Variante habe ich mich strikt an den
Kriterien von Christian Weis orientiert, welche folgende sind: - Grenzgröße im Zenit - Seeing - Himmelsausschnitt - Störendes direktes Licht - Größe der Extinktion - Dauer der Anreise - Aufwand der Vorbereitung - Nebelgefahr - Publikumsverkehr - Tiergeräusche Um die Grenzgröße entsprechend einordnen zu können, holte ich mir die Einschätzung von Sternfreunden für den zu bewertenden Standort oder einen in unmittelbarer Nähe. Zusätzlich suchte ich mir einen Himmelausschnitt, der während des ganzen Jahrs zu sehen ist, und zähle die Sterne, welche in meinem 7x36-Fernglas zu sehen sind. Dies ist der Bereich zwischen den inneren Deichselsternen des Großen Wagen (Ursa Maior), der lediglich im Spätherbst niedrig am Horizont steht. Schnell erkannte ich aber, dass durch das Punktesystem von Christian Weis die sehr guten Plätze abgewertet wurden, weil sie eine Anreise von oft 5-10 Stunden erfordern. Deswegen wurden bei
diesen Standorten bei der Anreise zwischen den Varianten a und b unterschieden. Bei der Variante a wurde angenommen, dass man quasi direkt an diesem fernen Beobachtungsplatz wohnt. Dies ist für meine beiden Top-Plätze Schweiz/ Gornergrat und Brandenburg/Hoher Fläming durchaus realistisch, da ich am Gornergrat mehrere Tage ein Zimmer im Kulmhotel hatte und in Brandenburg bei einer befreundeten Familie leben kann, wo ich sogar ein Stativ gelagert habe. Als weitere Modifizierung wurde die Güte des Wetters gewichtet. Christian Weis benutzt zwar die Nebelgefahr als Kriterium - diese ist aber nicht ausreichend. Zwei Beobachtungsplätze sind z.B. im Raum Augsburg - einer mit viel, der andere mit wenig Nebel. Aber beide haben durch die Großwetterlage im nördlichen Schwaben eine geringere Anzahl von guten Beobachtungsnächten als Hoher Fläming oder Gornergrat. Hierzu kann man entweder eigene Wetteraufzeichnungen zu Hilfe nehmen oder Wetterstatistiken aus dem Internet oder aus Fachbüchern [2]. Zum Ausfüllen der Exceltabelle und zum Auswerten benötigt man die Tabelle von Christian Weis aus dem VdS-Journal Nr.
VdS-Journal Nr. 24
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Bewertungsmatrix Beobachtungsplatz - nach VdS-Journal 19, Christian Weis,
Modifizierung Werner Schmidt
Kriterium
1 Grenzgröße im Zenit
2
Seeing
3 Himmelsausschnitt
4 Stört direktes Licht
5 Größe Extinktion
6
Anreise a)
Anreise b)
7
Aufwand
Vorbereitung
8
Nebelgefahr
9 Publikumsverkehr
Tiergeräusche
Ergebnis a)
Ergebnis b)
Gewichtung Wetter
< 100 Tage sehrgut 1,0
75-100 Tage sehrgut 0,9
50-75 Tage sehr gut 0,8
> 50 Tage sehr gut 0,7
Gew. Ergebnis a)
Gew. Ergebnis b)
Ergebnis a)
Ergebnis b)
Name des Beobachters
E-mail für Rüdkfragen
Ort A Krahne
Wert
6,2-6,4 12
sehrgut 14
90%
11
wenig
9
sehr
10
wenig
2-5 Min
9
5 Std.
0
wenig
8
kaum
7
keiner
6
nein
4
90
81
0,9
81 72,9 2+ 2W.
Ort B Zdf-Whg
Wert
5,0-5,2
7
mittel
7
50%
3
mittel
3
mittel
4
0 Min.
10
Ort C Kreben
Wert
6,0-6,2
11
sehrgut 13
95%
11
Nein
10
wenig
9
25 Min
5
keiner
gering keiner nein
10
mittel
6
5 sehr ger. 6
6
keiner
6
4
Nein
4
59
81
Ort D Au-Park
Wert
4,6-4,8
5
mäßig
5
70%
6
wenig
7
mittel
4
6 Min.
9
wenig
8
mittel
4
sehr selt. 5
nein
4
57
Ort D Bannacker
Wert
5,8-6,0 10
gut
11
90%
11
Nein
10
wenig
9
Ort E Gornergrat
Wert
6,5-7,0 14
sehrgut 14
95%
11
Nein
10
keine
10
35 Min. 3,5
4 Min
9
8 Std.
0
mittel
6
wenig
8
sehr ger. 6
keine
8
sehr sel. 5 sehr selt. 5
Nein
4
Nein
4
75,5
93
84
1,0
0,9
0,9
0,8
0,85
53,1
72,9
45,6
93,0
84,0
3-
2-
4
3
1
2+
a) = Bewertung Anreise wie "zu Hause" wenn im Rahmen eines längeren Aufendhalt/
Urlaub
b) = Bwerwertung Anreise wie in VdS-Artikel als
extra Anfahrt für die Beobachtung
A = Krahne, hoher Fläming, 60 km westl. Berlin
B = Zirndorf, 10 km westl. Nürnberg
C = Kreben, 30 km westl. Nürnberg
D = Augsburg, südliche Vorstadt bzw. 10
km südlich
E = Schweiz, Höhe 3.100 m
Tab. 1: Die im Text erwähnte Tabelle zur Beurteilung von Beobachtungsplätzen.
> 90
1
81-89
2+
76-80
2
71-75
2-
66-70
3+
61-65
3
51-60
3-
Ort X Wert
0 0 1,0 0,0 0,0
19, Seite 105. Man muss dann lediglich die Summe bilden (wobei bei fernen Beobachtungsplätzen die Varianten a und b unterschieden werden) und mit dem Wetterfaktor multiplizieren. Als Beispiel sind in der folgenden Tabelle unterschiedliche Standorte dargestellt. Die Datei kann
auch von mir per mail zugesendet werden (Ewerners@aol.com). Wenn genügend Beobachter Ihren Standort an mich senden, werde ich in einem späteren Artikel eine Auswertung vornehmen.
Literaturhinweise [1] C. Weis, Wie gut ist mein
Beobachtungsplatz, VdS-Journal 19, S. 104 [2] H.-U. Keller, Kosmos Himmelsjahr 2003, Wetterstatistiken in den Monatsübersichten
VdS-Journal Nr. 24
128 B E O B A C H T E R F O R U M
Eine ereignisreiche Saturnbedeckung durch den Mond
von Ralf Ulrichs
In den frühen Morgenstunden des 2. März war es wieder einmal soweit: Der Ringplanet Saturn sollte sich für eine halbe Stunde hinter unseren Erdtrabanten verstecken. Natürlich wollte ich diesem Ereignis beiwohnen und fieberte schon Tage zuvor dem Naturschauspiel entgegen. Am Abend der besagten Nacht beobachtete ich besorgt das Wetter, welches - wie immer - nicht gerade zum Besten stand. Gegen 20:00 Uhr fing es an zu stürmen, gefolgt von starken Regenschauern... Trotz dieser düsteren Aussichten stellte ich den Wecker auf 3:00 Uhr, mit der inneren Einstellung, liegenbleiben zu können. Als mich das Klingeln aus dem tiefen Schlaf holte, schaute ich müde aus dem Dachfenster in Richtung Osten - da waren Sterne zu sehen. Schnell sprang ich aus dem Bett und stand fünf Minuten später vor der Tür. Im Südwesten hing der Mond am Himmel, dicht bei ihm eine winziger Punkt, der Saturn. Jetzt musste alles schnell gehen, da ich aufgrund des Wetters nichts vorbereitet hatte. Ich musste noch fünf Minuten zur Sternwarte fahren, und mit einem Satz wollte ich auf mein Fahrrad aufspringen - dachte ich zumindest. Leider ist das hintere Ritzel der Radnarbe abgenutzt, und damit drehte die Pedale durch und ich lag lang auf der Straße unter meinem Rad. Ganz benommen und den Blick Richtung Mond, richtete ich mich auf und versuchte jetzt etwas langsamer auf das Rad zu kommen - das tat weh. Mein Knie schwoll an, und mit schmerzverzerrtem Gesicht und noch am ganzen Körper zitternd fuhr ich zur Sternwarte. Schnell öffnete ich die Kuppel und richtete das Teleskop auf den Saturn. Wie
Abb. 1: Die Saturnbedeckung vom 2. März 2007 in der Übersicht. Aufnahme mit dem Meade 12-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop bei f/6,3 der Sternwarte Norderney und Canon 350 D.
von Geisterhand schob sich der Mond ins Blickfeld. Immer noch etwas benommen, nahm ich die ToUcam und wollte sie in das Reduzierstück von 2 Zoll auf 1 1/4 Zoll stecken, als dieses herunterfiel, auf den Holzboden aufschlug, dann durch die Tür auf den Betonkranz und danach 3 Meter in die Tiefe stürzte - das war mein Reduzierstück gewesen. Naja, ich befestigte die Webcam und hatte kurze Zeit später ein wunderschönes Bild vom Saturn auf dem Monitor und dem nun schon sehr nahen Mondrand. Ich nahm nun einige Sequenzen auf, und pünktlich zur Bedeckung um 3:30 MEZ wurde das Bild dunkler und verschwand hinter einer Wolkenwand - Klasse... Nun bemerkte ich, dass meine Hose zerris-
sen, das Knie dick, ein Schuh kaputt und diverse Schürfwunden Bein und Hände zierten. Nach gut einer halben Stunde konnte ich den Austritt wieder verfolgen. Doch auch dieser war nur halb zu sehen, dann kamen wieder Wolken. Um 4:30 MEZ lag ich wieder im Bett und schlief zufrieden über das Gesehene ein. Auch wenn diese Saturnbedeckung etwas schmerzlich und teuer war, hat es sich doch gelohnt. In einer Zeit, wo alle schliefen, habe ich ein Naturschauspiel gesehen. Auf dem Heimweg kamen mir schon einige Frühaufsteher (oder Spätheimkehrer) ent gegen, und ich fühlte mich wie ein Sehender unter Blinden. Hoffentlich hat mich keiner gesehen...
Abb. 2: Verlauf der Saturnbedeckung. Teleskop wie Abb. 1, Aufnahme mit ToUcam, Bildbearbeitung mit Giotto und Registax 4.
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Planeten und Monde
von Franz-Xaver Kohlhauf
Regelmäßig sendet VdS-Mitglied Franz Xaver Kohlhauf hervorragende und schöne Aufnahmen sowie Beiträge an die Redaktion des VdS-Journals. Unseren Leserinnen und Lesern möchten wir einige sehr gelungene Aufnahmen zum Thema ,,Planeten und Monde" auf dieser Seite vorstellen.
Abb. 1: ,,Mond in Waldschneise", aufgenommen am 9. August 2005 mit Celestron 5 bei f/6,2 und Canon 350 D mit 800 ISO, 1 s belichtet. Autor: F. X. Kohlhauf
Abb. 2: Saturn mit den Monden Enceladus, Dione, Rhea und Thetis (von links nach rechts), aufgenommen am 11. Februar 2006 gegen 22:08 MEZ. Instrument: Celestron 14, f= 7800 mm, Philips TouCam PCV 840K. Insgesamt 40 handverlesene von 1024 Aufnahmen mit je 1/25 s gestacked. Autoren: F. X. Kohlhauf und K. Hohmann
Vergleich der Mondfinsternisse 2007 und 2003
von Werner E. Celnik
Als ,,noch-immer-nicht-Besitzer" einer Digitalkamera (meine Frau hat aber inzwischen eine) schraubte ich auch vor dieser Mondfinsternis wieder meine Hasselblad hinter den betagten, allerdings optisch modifizierten Bresser-Mizar SchmidtCassegrain mit 220 mm Öffnung und 1880 mm Brennweite. Dazwischen kam noch ein Foto-Telekonverter, der die effektive Brennweite auf 3760 mm verlängert. Parallel dazu montierte ich einen Vixen ED 115S Refraktor, der diesmal nur der visuellen Beobachtung diente. Ebenfalls parallel auf der anderen Seite des SCT nahm ich mit 700 mm Brennweite ,,Weitwinkel-Bilder" der Mondfinsternis auf, die das umgebende Sternfeld zeigen sollten (dergleichen hatte ich noch nicht aufgenommen), mit einem 350-mm-Teleobjektiv, ebenfalls mit einem hochwertigen Telekonverter und auf 6x6-Filmformat. Das Wetter schlug Kapriolen an diesem Tag. Mal hieß es, man könne (vor allem im Westen Deutschlands) mit ausgedehnten
Wolkenlücken rechnen, dann wurden wieder Schauer oder Dauerregen angekündigt. Andere Sternfreunde setzten sich ins Auto und fuhren den Wolkenlücken hinterher. Beobachter am Niederrhein jedoch konnten auf die günstigsten Bedingungen erhoffen. So blieb ich dieses Mal zu Hause, wartete am Abend noch den letzten Regenschauer ab und baute dann im Garten die oben beschriebenen Gerätschaften auf. Um 21:16 MEZ begann die Finsternis mit dem Eintritt in den Halbschatten. Um 21:19 wurde endlich der Mond in der ersten Wolkenlücke sichtbar! Immer wieder war der Himmel zwischendurch bedeckt, doch wurden die Lücken immer größer. Das war für mich auch wichtig, denn sonst wären Belichtungszeiten jenseits der 60Sekunden-Marke nicht möglich gewesen. Die ,,Weitwinkelaufnahme" zeigt so Sterne bis zu 10,1 mag um den verfinsterten Mond herum, was im Sternbild Löwe stattfand (Abb. 1). Überraschend war die seltsame bläuliche
Abb. 1: Totale Mondfinsternis am 3.3.2007 um 23:17 UT, 6 min nach Finsternismitte, aufgenommen mit Teleobjektiv 700 mm Brennweite, Arbeitsblende 8, auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 200 (6x6), 60 s belichtet.
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Abb. 2: Vergleich der totalen Mondfinsternisse vom 9.11.2003 (links) und vom 3.3.2007, aufgenommen jeweils 1 min nach Beginn der totalen Verfinsterung und mit gleicher Belichtung. Schmidt-Cassegrain-Teleskop Bresser Mizar 220 mm/1880 mm, Effektivbrennweite 3760 mm, rechts (2007) Fujichrome ISO 400 (Push 1, d.h. ISO 800) und 12 s, links (2003) Fujichrome ISO 400 und 25 s. Bildbearbeitung bei beiden Aufnahmen absolut identisch.
Färbung des Kernschattenrandes, was im toll farbkontrastierenden ED-Refraktor beeindruckte! Der Rand erschien auch schlecht definierbar, Kontaktzeiten nur schwer ermittelbar. Im Geiste verglich ich diese Finsternis bereits mit der bei wunderbarem Himmel stattgefundenen Finsternis vom 9. November 2003, die eine ganz andere Farbe zeigte, mehr orange. Ebenfalls unterschiedlich war die Helligkeit oder vielmehr Dunkelheit nahe des Zentrums im Kernschatten. Die aktuelle Finsternis erschien mir wesentlich dunkler als 2003. Also nahm ich später die Dias der 2003er Finsternis noch einmal aus dem Archiv und legte sie neben ein aktuelles Bild (mit derselben Ausrüstung, gleicher Belichtung auf gleichem Film und aufgenommen bei gleichem Abstand zum Kernschattenrand) auf den Scanner. Auch die Bildbearbeitung erfolgte in identischer Weise für beide Finsternisse (Abb. 2). Und siehe da: Mein visueller Eindruck bestätigte sich. Eine lehrbuchgemäße Helligkeitsschätzung nach der Danjon-Skala hatte ich jedoch leider versäumt. Um 1:04 MEZ, acht Minuten vor dem Austritt aus dem Kernschatten, konnte ich die letzte Aufnahmeserie gewinnen, dann zog wieder eine Wolke vor den Mond. Ich ging kurz ins Haus, um einen Film zu wechseln, und dann hörte ich es: Plötzlich prasselte ein starker Regenschauer hernieder! Um Himmels willen! Alles lag offen, die nach oben gerichteten Optiken, der geöff-
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nete Okularkoffer, das Beobachtungsbuch. Ich hatte nicht damit gerechnet und eben KEINE große Plastikdecke bereit liegen... Stattdessen versuchte ich die Objektivdeckel aufzusetzen und schnell die Instrumente zu bergen. Zwei Tage dauerte es, bis alles wieder trocken war! Wie die aufgeschlagene Seite des Beobachtungsbuches nun aussieht zeigt Abbildung 3. Fazit: Man kann noch so viel Erfahrung haben, man lernt trotzdem immer etwas dazu.
Abb. 3: Das durch plötzlichen Regen in Mitleidenschaft gezogene Beobachtungsbuch nach der Mondfinsternis...
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Die Mondfinsternis vom 3./4. März 2007
zusammengestellt von Sven Melchert Auch wenn das Wetter nicht an allen Beobachtungsorten ideal war, erhielt die Redaktion zahlreiche Aufnahmen dieses Ereignisses. Eine Auswahl gelungener Aufnahmen stellen wir Ihnen hier vor.
Abb. 1: Um 22:28 MEZ, kurz vor dem Eintritt des Mondes in den Kernschatten, nahm Christoph Prall dieses Bild mit einem 4'' Vixen-Fluorit-Apochromat mit 900 mm Brennweite auf. Mit der Canon EOS 350D wurde 1/320 s bei 200 ISO belichtet.
Abb. 2: Um 22:51, rund eine Viertelstunde nach dem Eintritt des Mondes in den Kernschatten, gelang Helmut von Borstel diese Aufnahme. Aufgenommen mit der Canon EOS 300D am Spiegelteleobjektiv 10/1000mm.
Abb. 3: Die totale Mondfinsternis in ihrer vollen Pracht zeigt diese Aufnahme von Dieter Friedrich. Mit dem 150/1300mm-APO-ED von Meade der WalterHohmann-Sternwarte in Essen und einer Canon EOS 400D belichtete er 8 s bei 400 ISO.
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Abb. 4: Manfred Wolf aus Köngetried benutzte ein Celestron C11, das mit einem 40-mm-Okular versehen war und fotografierte afokal mit einer Pentax Optio 330 GS Digitalkamera. Er belichtete dieses Bild um 00:30 vier Sekunden bei einer Empfindlichkeitseinstellung von 200 ISO.
Abb. 5: Dennis Hanselmann aus Trier dokumentierte den Verlauf der Mondfinsternis von 22:48 - 00:35. Mit einem Objektiv Tokina MF RMC 300mm/5,6 und Brennweitenverlängerung auf 450 mm belichtete er bei Blende 8-11 mit der Nikon D50 bei ISO 200 (beginn der Sequenz) bis zu ISO 1600 (totale Verfinsterung). Belichtungszeiten von 1/160 und 1,6 s.
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Abb. 6: Gabriele und Jörg Ackermann benutzten einen Zeiss APQ 130/1000, um die partielle Phase der Mondfinsternis am 4.03.2007 um 1:45 Uhr im Bild festzuhalten. Das Bild ist ein Komposit aus zwei Aufnahmen, die mit Adobe Photoshop CS2 ineinander kopiert wurden. Aufnahme mit Canon EOS 300D: Bei 800 ISO wurden um 1:45 Uhr 0,4 s und um 1:53 Uhr bei 200 ISO 1/125 s belichtet.
Abb. 7 (unten links): Mit einem 400-mm-Teleobjektiv bei Blende 5,6 fotografierte Karlheinz Seeger aus Nagold die Mondfinsternis. Als Kamera kam die Nikon FE und ein Allcop-Film mit 200 ISO zum Einsatz. Dieses Bild zeigt die Phase der Totalität, Belichtungszeit 1 s. Abb. 8 (unten rechts): Der Mond ist bereits ein Stück aus dem Kernschatten gewandert; die partielle Phase nimmt ihren Lauf. Aufnahmedaten wie Abb. 7, diesmal 1/2 s belichtet.
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Venus im ultravioletten Licht
von Gabriele und Jörg Ackermann
Diese Aufnahmen des Planeten Venus wurden im nahen UV bei 355 nm mit einem Baader-UV-Filter gewonnen. Deutlich sind die für Venus typischen Wolkenstrukturen zu erkennen. Für die einzelnen Bilder wurden jeweils ca. 18.000 Aufnahmen gemacht. Davon wurden die besten 40005000 Frames mit Registax 4 gestackt. Die Nachbearbeitung erfolgte mit Adobe Photoshop. Als Aufnahmeinstrument diente ein Zeiss Meniscas MAK 180/1800 mit BaaderFlatfieldconverter und die Firewire-Kamera DMK21AF04.
Abb. 1: Venus im ultravioletten Licht. Oben links: 8.04.2007, 18.57-19.07 MESZ; oben rechts: 14.04.2007, 18.55-19.05 MESZ; unten links: 15.04.2007, 19.11- 19.21 MESZ; unten rechts: 16.04.2007, 19.02-19.12 MESZ.
28.VdS-Tagung und ordentliche Mitgliederversammlung 2007 in Stuttgart
Die ungeraden Jahre sind ,,VdS-Jahre", d.h. 2007 ist es wieder soweit. Wir veranstalten, wie bereits in der letzten Ausgabe unseres VdS-Journals angekündigt, die 28. VdSTagung und Mitgliederversammlung.
Nachdem wir 2003 die Berliner Archenhold-Sternwarte als Tagungsstätte gewählt hatten und wir vor zwei Jahren an der Westfälische Volkssternwarte und Planetarium Recklinghausen zu Gast waren, laden wir in diesem Jahr unsere Mitglieder in den Süden unserer Republik nach Stuttgart ein. Damit sind wir nach 1955 und 1973 zum dritten Mal in Stuttgart zu Gast. Die 28. VdS-Tagung mit der satzungsgemäß vorgeschriebenen Mitgliederversammlung findet vom 2. bis 4. November 2007 im Carl-Zeiss-Planetarium in Stuttgart statt. Die Tagung beginnt am Freitagabend mit einem öffentlichen Fachvortrag im Keplersaal des Planetariums. Der Referent
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Abb 1: Blick auf das Carl-Zeiss-Planetarium in Stuttgart
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und das Thema stehen bei Abfassen dieser Zeilen noch nicht ganz fest. Die VdSTagung und Mitgliederversammlung wird am Samstag, 3. November 2007 im Planetarium stattfinden. Das vorläufige Programm sieht nebenstehenden Ablauf vor. Eine separate Einladung liegt diesem Journal bei, sie dient als satzungsgemäße Ankündigung der Mitgliederversammlung. Wir bitten unsere Mitglieder um eine Rückantwort, an welchen Terminen und Veranstaltungen sie teilnehmen möchten. Eine Rückantwort erleichtert ganz wesentlich unsere Vorbereitungen. Vielen Dank!
Als Tagungsstätte dienen die Räumlichkeiten des Planetariums mit dem Keplersaal (ca 170 Sitzplätze), der Spektralsaal und das Foyer mit einer Ausstellung verschiedener Anbieter aus der Region. Ein umfangreiches Rahmenprogramm mit Besichtigungen und interessanten Vorträgen ist ebenso vorgesehen wie ein gemütliches Beisammensein am Samstag Abend in der ,,Alten Kanzlei" am Schlossplatz.
Falls Sie einen Vortrag halten möchten (Länge max. 30 Minuten), wenden Sie sich bitte möglichst umgehend, spätestens aber bis 10. Oktober 2007 an Wolfgang Steinicke: E-mail: wolfgang.steichnicke@vds-astro.de oder per Post: Gottenheimer Straße 18, 79224 Umkirch Wir denken, dass der gewählte Tagungsort
Liebe Mitglieder und Sternfreunde,
hiermit laden wir Sie herzlich zur diesjährigen ordentlichen Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. am Samstag, 3. November 2007, 17:00 - 19:30 Uhr Keplersaal des Planetariums Stuttgart mit folgender Tagesordnung ein:
Tagesordnung 28. Mitgliederversammlung
1. Begrüßung 2. Tätigkeitsbericht des Vorstandes für 2005 und 2006 3. Vorstellung des Haushaltsplanes für 2008 4. Bericht der Kassenprüfer 5. Aussprache über die Berichte 6. Entlastung des Vorstandes 7. Wahl des Vorstandes 8. Wahl der Kassenprüfer 9. Abstimmung über Beitragssatzung 10. Verleihung der VdS-Medaille 11. Verschiedenes
Eingaben und Änderungen zum Punkt ,,Verschiedenes" werden schriftlich erbeten bis zum 29. September 2007 an die Geschäftsstelle der VdS.
(ca. 5 Minuten vom Hauptbahnhof entfernt) aufgrund seiner Lage, Infrastruktur und nicht zuletzt seinem astronomischen Angebot sehr attraktiv ist. Als Tagungspauschale wird ein Betrag von 5,- EUR für alle Veranstaltungen erhoben. Der Eintritt zur Mitgliederversammlung ist frei. Mitglieder, die sich rechtzeitig anmelden, erhalten von der Geschäftsstelle weitere
Unterlagen zum Programm, zu den Sehenswürdigkeiten sowie ein Hotelverzeichnis. Alle Sehenswürdigkeiten sind von der Stadt bequem mit öffentlichen Verkehrsmitteln erreichbar. Weitere Info unter: www.stuttgart-tourist.de Schauen Sie bezüglich des Tagungsprogramms auch auf unsere Internetseite: www.vds-astro.de Wir freuen uns auf Ihre Teilnahme.
28. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Stuttgart - 2. - 4. November 2007
(vorläufiges Programm)
Veranstalter: Schwäbische Sternwarte e.V. und Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart in Verbindung mit der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS)
Tagungsort: Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart, Mittlerer Schlossgarten, 70173 Stuttgart Schwäbische Sternwarte e.V., Zur Uhlandshöhe, 70188 Stuttgart
Freitag, 2. November 2007 18:00 Öffentlicher Fachvortrag:
(Keplersaal, Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart)
20:00 Mitgliederabend der Schwäbischen Sternwarte e. V. Planetariumsvorführung
21:30
Besichtigung Schwäbische Sternwarte, Uhlandshöhe Anschließend gemütliches Beisammensein: ,,Alte Kanzlei" am Schlossplatz
Samstag, 3. November 2007 ab 9:00 Einlass der Besucher
(Keplersaal, Carl-Zeiss-Planetarium)
9:45 Eröffnung der 28. VdS-Tagung Prof. Dr. H. U. Keller Carl-Zeiss-Planetarium, Stuttgart, Marcus Arzt, 1. Vorsitzender Schwäbische Sternwarte Otto Guthier, Vorsitzender VdS
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10:00 - 12:30 Amateurreferate I (Keplersaal, Carl-Zeiss-Planetarium)
12:30 - 14:00 Mittagspause/ Möglichkeit des Planetariumsbesuches, Besichtigung Schwäbische Sternwarte, Uhlandshöhe
14:00 - 16:30 Amateurreferate II (Keplersaal, Carl-Zeiss-Planetarium)
17:00-19:30 28. Ordentliche Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde (Keplersaal)
20:00
Demonstration des Planetariumsprojektors ,,Universarium" durch Prof. Dr. H. U. Keller
20:00
Öffentliche Führung an der Schwäbischen Sternwarte e.V.
ab 20:00
VdS-Mitgliederabend und gemütliches Beisammensein ,,Alte Kanzlei" am Schlossplatz
Sonntag, 4. November 2007 ab 10:00 Uhr geplante Exkursion zur Sternwarte Welzheim
Voranmeldung unbedingt erforderlich (Einnahme eines Mittagessens geplant)
ab 14:00 Uhr Rückreise der Exkursionsteilnehmer
Wir begrüssen neue Mitglieder
(Mitgliedsnummer 8970) Jürgen Wohlfahrt, 50765 Köln, (9010) Rainer Borchmann, 45326 Essen, (9030) Klaus Hüttemann, 44651 Herne, (9031) Egon Orlopp, 64832 Hergershausen, (9032) Lutz Steigerwald, 63454 Hanau, (9033) Udo Gerads, 47249 Duisburg, (9035) Manfred Schwarz, 04160 Aigen im Mühlkreis, (9037) Dr. Günter Wagner, 95448 Bayreuth, (9038) Norbert Tänzer, 82431 Kochel am See, (9040) Hans-Peter Patjens, 27299 Langwedel, (9042) Sebastian Krause, 07745 Jena, (9044) Erich Neuperger, 58513 Luedenscheid, (9045) Helmut van Bentum, 23879 Mölln, (9046) Alfred Striedacher, 97318 Kitzingen, (9047) Erich Wilhelm John, 75173 Pforzheim, (9048) Erwin Schwichtenberg, 74564 Crailsheim, (9049) Carsten Schröter, 32657 Detmold, (9050) Frank Gallep, 40625 Düsseldorf, (9052) Dr. Broder Schwensen, 24937 Flensburg,
(9053) Wolfgang Sperling, 88400 Biberach/ Riss, (9054) Daniel Spitzer 59075 Hamm, (9055) Eckhard Geyer, 18586 Baabe, (9056) Dr. Wolfgang Ihle, 06780 Zörbig, (9057) Dieter Marker, 68804 Altlussheim, (9058) Dr. Lars Dittert, 28215 Bremen, (9059) Othmar Matzek, A-1120 Wien, (9060) Andreas Dobler, 70378 Stuttgart, (9061) Rolf Mengert, 88662 Überlingen, (9062) Reimar W. Frickenstein, 70186 Stuttgart, 890639 Klaus Ruppert, 63773 Goldbach, (9064) Martin Frey, 76771 Hördt, (9065) Stefan Diemer, 67098 Bad Dürkheim, (9066) Peter Kluge, 14482 Potsdam, (9067) Karl Breunig, 91452 Wilhermsdorf, (9068) Klaus Hohmann, 83646 Bad Tölz, (9069) Ingo Bielemeier, 58730 Fröndenberg, (9070) Gerald Willems. 28879 Grasberg, (9071) Dr. Dieter vom Dahl, 33613 Bielefeld, (9072) Axel Ern, 45136 Essen, (9073) Bernhard Haecker,
24768 Rendsburg, (9074) Erwin Merker, 75015 Bretten, (9075) Lisa Miethe, 04936 Schlieben, (9076) Andreas Söhn, 38268 Lengede, (9077) Klaus-Peter Warlies, 35781 Weilburg, (9078) Konrad Wolfram, 85560 Ebersberg, (9079) Marco Peters, 19243 Körchow, (9080) Hans-Werner Timm, 38173 Veltheim a. Ohe, (9081) Lena Kaderhandt, 59452 Witten, (9082) Marco Paesler, 45701 Herten, (9083) Torsten Mörke, 46149 Oberhausen, (9084) Sigmar Morgenrot, 41564 Kaarst, (9085) Thomas Stoll, 42109 Wuppertal, (9086) Andre Müller, 52074 Aachen, (9087) Dr. Karl-Peter Julius, 50968 Köln, (9089) Rolf Gehrke, 45661 Recklinghausen, (9091) Frank Hahner, 30539 Hannover, (9093) Dirk Kligge, 32760 Detmold, (9095) Frank Löwner, 32657 Lemgo, (9096) Toni Reuscher, 67316 Carlsberg, (9098) Klaus Wilgalis, 79295 Sulzburg
Fachgruppen-Tagung in Heppenheim
von Jens Bohle
Wie in jedem Jahr lud der VdS-Vorstand die Redakteure des VdS-Journals und die Leiter der VdS-Fachgruppen zur jährlichen Tagung ein. Veranstaltungsort war in diesem Jahr die Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim. Mit über 20 Teilnehmern war die Tagung gut besucht, die Moderation übernahm der VdS-Vorsitzende Otto Guthier und der FG-Koordinator und Vorstandsmitglied Jens Bohle. Die Tagesordnungspunkte umfassten zunächst die Arbeit am VdS-Journal, welches Ende des Jahres sein 10-jähriges Jubiläum feiert. Aus der Mitteilungsschrift ist eine Astronomiezeitschrift erwachsen, die in puncto Design und Inhalt professi-
onellen Charakter trägt. Dazu haben die vielen ehrenamtlichen Mitarbeiter beigetragen, zu denen insbesondere die anwesenden Redakteure und die vielen Autoren zählen. Otto Guthier würdigte deren ehrenamtliches Engagement und dankte für die jahrelange Zusammenarbeit.
Zur Tradition sind die Schwerpunktthemen im VdS-Journal geworden. Die zukünftigen Themen wurden gemeinsam für die nächsten Ausgaben erarbeitet (siehe nebenstehende Tabelle). Aber nicht nur das VdS-Journal war Themenschwerpunkt der Tagung. Seit geraumer Zeit ist das neue Team der Web-Redaktion aktiv.
Neben Christoph Prall sind Dietmar Bannuscher und Alexander Weis eifrig mit der Neugestaltung der VdS-Website beschäftigt. In einem informativen Vortrag stellten die Webredakteure ihre Aktivitäten vor und erläuterten die völlig neu gestaltete Website, die noch in diesem Jahr online gehen wird. Einen ausführlichen Bericht finden Sie im Anschluss an diesen Beitrag. Als weiterer Programmpunkt stand eine Bestandsaufnahme der VdS-Fachgruppen an. Hierbei stellte sich heraus, dass alle FG aktiv arbeiten und auf einen festen, wenn auch teilweise kleinen, Mitarbeiterstamm zurück greifen können. In Zukunft gilt
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es, die Kompetenz der Fachgruppen in puncto Beratung für alle Sternfreunde stärker herauszustellen und die Fachgruppen als Anlaufstelle bzw. Informationsquelle außer- und innerhalb des ,,world wide web" im jeweiligen Arbeitsgebiet auch publik zu machen. Um dies zu verwirklichen, ist die Werbung ein wesentlicher Bestandteil. Nach der erfolgreichen Umsetzung der FG-Poster und der VdS-Infobroschüre soll nun jede Fachgruppe mittels eigenem Infomaterial über die jeweiligen Aktivitäten informieren und so neue Mitglieder gewinnen. Hierzu sind FG-Flyer gedacht, welche jede Fachgruppe eigenverantwortlich inhaltlich gestalten soll. Die Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung machte den Anfang und konnte ihren FG-Flyer vorstellen, der künftig auf Messen und Tagungen ausliegen wird. Gegen 18:00 Uhr endete die gelungene Tagung.
Der Tag klang mit einem gemeinsamen Abendessen und einem Besuch des Heppenheimer Weinfestes in gemütlicher Runde aus. An dieser Stelle nochmals ein Dankeschön an Otto Guthier und die Mitarbeiter der Starkenburg-Sternwarte, die für das leibliche Wohl und die Organisation gesorgt hatten.
Ausgabe Nr. 25: Thema VdS-Sternwarte, Redaktionsschluss ist der 15. September 2007. Beiträge bitte an J. Schulz senden. Ausgabe Nr. 26: Thema Einsteigerastronomie, Redaktionsschluss ist der 26. Januar 2008. Beiträge erbeten an H.J. Wulfrath. Ausgabe Nr. 27: Thema Visuelle Deep-Sky-Astronomie, Redaktionsschluss ist der 16. Mai 2008, verantwortlich ist J. Bohle. Tab. 1: Schwerpunktthemen für die nächsten Ausgaben des VdS-Journals
Abb. 1: Die Teilnehmer des Fachgruppen-Treffens am 23. Juni 2007 auf der StarkenburgSternwarte in Heppenheim. Bildautor: Martin Hörenz
VdS-Website wird weiter ausgebaut
von Alexander Weis
Die Website der VdS (www.vds-astro.de) ist seit dem Start im Jahr 1998 stetig in der Gunst der Nutzer gestiegen. Aktuell nutzen Monat für Monat etwa 75.000 Besucher das vielfältige Angebot der VdS im Internet - Tendenz steigend.
Dem Anstieg der Nutzerzahlen entsprechend wird nun der inhaltliche Ausbau der Internetseiten durch die VdS vorangetrieben. Nach einem Aufruf auf der VdS-Website konnte die Webredaktion in einem ersten Schritt personell verstärkt werden. Aktuell wird von der Redaktion zudem ein Relaunch der VdS-Seiten im Herbst dieses Jahres vorbereitet. Die Gestaltung wird überarbeitet, um den Benutzern mit wenigen ,,Klicks" einen übersichtlichen Zugriff auf eine große Zahl von Informationen bieten zu können. Zusätzlich wird die Seite auf ein aktuelles
Content-Management-System umgezogen. Das System wird die Aktualisierung der Inhalte vereinfachen und beschleunigen. Kürzere Reaktionszeiten für noch mehr inhaltliche Aktualität sind das Ziel.
Informationen von Beobachtern für Beobachter und Interessenten stehen im Mittelpunkt des Web-Auftritts der VdS. Insbesondere die Fachgruppen bieten ein breites Spektrum nützlicher Informationen und Ansprechpartner. Auch die Einsteigerseiten verzeichnen hohe Nutzungszahlen und unterstreichen das Interesse an diesem Themenbereich. Mit aktuellen Meldungen macht die Redaktion kurzfristig auf besondere Himmelsereignisse aufmerksam. Rubriken wie das Astrobild des Monats der Fachgruppe Astrofotografie bieten Mitgliedern und Interessenten den
Rahmen, eigene Beobachtungsergebnisse vorzustellen.
Bei der Live-Übertragung besonderer Himmelsereignisse auf der VdS-Seite brechen die Besucherzahlen stets neue Rekorde. Bei der Mondfinsternis im Frühjahr dieses Jahres besuchten über Nacht 345.996 Besucher die Seiten der VdS und verfolgten die von Webmaster Christoph Prall organisierte Übertragung des Himmelsschauspiels. Sogar Medien wie die Tagesschau und Spiegel verwiesen auf Ihren Internetseiten auf das attraktive Angebot der VdS.
Für Meldungen, Einsendungen und Hinweise ist die Webredaktion jederzeit unter webredaktion@vds-astro.de zu erreichen.
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Regionaltagung Südwest am 24.11.2007
Die Regionaltagung der Amateurastronomen im Südwesten Deutschlands wird dieses Jahr von den Backnanger Sternguckern ausgerichtet. Die Tagung hat das Ziel, aktive Amateurastronomen, Vereine und Sternwarten der Region zusammen zu bringen, damit Kontakte gepflegt und geknüpft werden können. Veranstaltungsort ist der Musiksaal des Max-Born-Gymnasiums in Backnang. Dieser Saal ist modern ausgestattet und fasst bis ca. 300 Besucher. Für das leibliche Wohl während der gesamten Veranstaltung ist gesorgt. Ein interessantes Programm wird die Teilnehmer begleiten: Öffnung der Cafeteria ab 09:00 Uhr
Begrüßung der Gäste um 10:00 Uhr
Der Vormittag dient der Kurzvorstellung
der anwesenden Gruppen und Vereine
Nach einer Mittagspause werden inter-
essante Vorträge aus den verschiedensten
Bereichen der Amateurastronomie ange-
boten:
Stefan Seip
Ethik bei der Verarbeitung astronomischer Aufnahmen
Rainer Töpler
Planetarische Nebel verstehen
Silvia Kowollik
Die Sternwarte Zollern-Alb
Dr. Johannes Schilling Zeichnen am Teleskop
u.a.
Dauer jeweils max. 30 Minuten.
Anschließend die Podiumsdiskussion ,,Quo Vadis Regionaltagung?" Im Foyer werden sich
einige amateurastronomische Gruppen mit Stellwänden und Tischen vorstellen können,
auch der 30"-Dobson der Backnanger wird zu bewundern sein. Sollte die Sonne sich zei-
gen, wird sich auch die Möglichkeit der H-Beobachtung bieten. Der offizielle Teil endet
um ca. 17:00 Uhr.
Es besteht anschließend die Möglichkeit
den Tag bei einem gemütlichen Abendessen
in unserem Stammlokal der Kube (auf dem
Weg zum Autobahnzubringer) zu beschlie-
ßen.
Der 24.11.2007 ist ein Vollmond-Samstag,
Die Backnanger Sterngucker freuen sich
darauf, viele Gäste begrüßen zu dürfen.
(Der Eintritt für die Tagung ist natürlich
frei, es gibt keine Anmeldepflicht, wir freu-
en uns aber über Rückmeldungen, weil uns
das die Planung erheblich erleichtert.)
Abb. 1: Der harte Kern der Backnanger Sterngucker mit dem selbsterbauten 30" Dobson.
Info und Kontakt: www.bksterngucker.de
Leserbrief
Werte Redaktionsmitglieder,
lassen Sie mich meine Begeisterung zum neuen Journal Nr. 23 II/2007 ausdrücken! Nicht nur, weil ein Beitrag von mir enthalten ist, ALLES ist so, wie ich es mir seit Jahren vorgestellt hatte --- Informationen, die Vielfalt der Fachgruppenbeiträge, vom Amateur für den Amateur und nicht zuletzt der Stolz aller Mitglieder --- seine Fotos und Bilder! Ganz Klasse, dieses Heft zu lesen macht Spaß und wird bei mir wohl einige Tage/Wochen in Anspruch nehmen. Erste Reaktionen auf persönliche Antworten zu den Beiträgen hatte ich schon, ich glaube, dass dieses und die folgenden Journale dieser Art, ihren Zweck nicht verfehlen werden. Etwas hat mich der ,,Hick-Hack" um die FG-,,CCD" und Fusionen mit anderen FG befremdet; wichtig ist, dass wir voneinander Kenntnis haben und die gegenseitigen Kontakte wachsen und entstehen können! Und das ist mit diesem Journal 23 gelungen, ,,Hut ab"!!!
Georgi Sporny (Mitgliedsnummer: 8415)
VdS-Journal Nr. 24
V D S N A C H R I C H T E N 139
Der Astronomietag 2006 im Isarwinkel
vom Franz Xaver Kohlhauf
Mit Rekordbeteiligung stemmten sich die Isarwinkler Sternfreunde gegen die Wolkendecke an diesem Astronomietag. Ab 16 Uhr standen drei Coronado PST Teleskope zur Sonnenbeobachtung auf der Terrasse der Gaststätte Waldherralm in Wackersberg bei Bad Tölz bereit. Die letzten Flyer wurden mit einladenden Worten an die Gäste gegen eventuelle Schwellenangst verteilt. Aber leider waren es nur wenige Minuten, in denen wenigstens eine verschleierte Sonne mit Protuberanzen zu erkennen war. Für die übrigen aufgebauten Geräte gab es nur irdische Beobachtungsobjekte, die vor allem von Kindern eifrig betrachtet wurden. Trotzdem ergaben sich manche Gespräche, die zeigten, wie groß das Interesse an der Himmelskunde in der Bevölkerung, aber auch wie sinnvoll und hilfreich der Astronomietag ist.
Wegen der ständig dichter werdenden Bewölkung bauten wir schließlich unse-
re Fernrohre ab und einem Beamer mit Leinwand auf. Damit ging es dann auf eine fotografische Reise durch unser Universum anhand eigener Aufnahmen, während draussen der Regen einsetzte. In geselliger
Runde endete dieser Astrofeiertag zu später Stunde mit den Wünschen für besseres Wetter 2007. Mit herzlichen, sternfreundlichen Grüßen Franz Xaver Kohlhauf
Verlauf und Eindrücke des Astronomietages
am 16. September 2006 auf der Burg Vogelsang im Naturpark Eifel
von Rolf Paulus
In der Nähe des Forums Adlerhof bauten wir auf einer Teilfläche des Hofes einen Informationsstand und unsere Teleskope auf. Ab 11 Uhr beobachteten wir mit unseren Refraktoren und mit einem 14,5-Zoll Gitterrohr-Dobson mit den entsprechenden Sonnenfiltern die Sonne im Weißlicht.
Ein Coronado PST stand auch bereit, mit dem wir die Sonne in der WasserstoffLinie beobachten konnten. Eine sehr schöne, bogenförmige Protuberanz war auch zufällig am Sonnenrand zu sehen; die Begeisterung war groß.
Das interessierte, zahlreiche Publikum jeden Alters zeigte reges Interesse an den Teleskopen, der Sonnenbeobachtung und an der Astronomie im Allgemeinen. Die Resonanz des Publikums an unserem Infostand und den Teleskopen hat uns auf jeden Fall auf eindrucksvolle Weise bestätigt.
In einem Gebäude hinter dem Adlerhof zeigten wir noch mit einem Laptop und
Beamer eine Power-Point-Präsentation über die Aktivitäten unserer amateurastronomischen Vereinigung.
Leider konnten wir abends am Sternenhimmel aufgrund der Wetterlage keine astronomischen Beobachtungen mit unse-
ren Teleskopen durchführen. Trotz alledem erschienen noch zahlreiche Besucher, die noch verschiedene Fragen zu Themen der Astronomie hatten.
Es war es ein gelungener Astronomietag!
VdS-Journal Nr. 24
140 V D S N A C H R I C H T E N
AME Villingen-Schwenningen und die Lange Nacht der Sterne
am Seeschlösschen Monrepos, Ludwigsburg
von Horst Liebig
Etwas Stress war angesagt an diesem 16. September. Fanden doch just an diesem Tag nach langer ,,Laupheimer Abstinenz", die erste internationale Astro-AmateurMesse Süddeutschland, kurz ,,AME", in Villingen-Schwenningen und die vierte bundesweite VdS Veranstaltung ,,Lange Nacht der Sterne" statt.
Also zuerst nach Villingen-Schwenningen wo bereits 10.45 Uhr, also kurz nach Öffnung der AME sowohl der AusstellerRaum als auch der Vortragssaal ,,aus allen Nähten zu platzen" drohten. Mit diesem Ansturm hatten die Veranstalter zur ersten AME nicht gerechnet. Einer der Hauptgründe war wohl der für 12.00 Uhr angekündigte Vortrag des ,,Vaters aller Dobsonauten", dem 91 jährigen John Dobson. Den - wie später zu erfahren war - rührigen und hervorragenden Vortrag
Abb. 1: Horst Adamczyk, Andreas Kriz und Hans-Heinrich Gnirk mit interessierten Besuchern
Abb. 2: Andreas Kriz und der Autor am 200/2000mm SC
von John Dobson konnte der Verfasser allerdings bereits nicht mehr genießen, er war schon wieder auf dem Weg nach Ludwigsburg um mit Sternfreunden des Luwigsburger Astro-Arbeitskreises an der Seeseite des Schlösschens ,,Monrepos" die
VdS-Journal Nr. 24
Lange Nacht der Sterne zu veranstalten.
Zumindest für den Südwesten war diesiges Wetter und für die Nacht aufkommender Regen angesagt, so dass mit einer InfoVeranstaltung zu mitgebrachten Beob-
achtungsinstrumenten, zu Fragen vorbeikommender Besucher - unter anderem einer Hochzeitsgesellschaft - sowie zum Astro-Programm der Volkshochschulen Stadt und Kreis Ludwigsburg und dem Verteilen von Unterlagen der VdS und unseres Arbeitskreises, eine willkommene Alternative geboten werden konnte. Mit den Teleskopen von Horst Adamczyk, Andreas Kriz und Hans-Heinrich Gnirk konnte noch einige Zeit die Sonne mit einem größeren, randständigen, durch eine Brücke geteilten Fleck (Nr. 904) und trotz diesiger Witterung gut erkennbaren Fackelgebieten, beobachtet werden. Mit einem Besucher, der seine Spiegelschleifaktivitäten wegen eines Rückenleidens aufgeben musste wurde so intensiv über abgesunkene Kanten, neue Poliertechniken und Foucaults Messerschneide diskutiert, dass erneut um seinen Rücken gefürchtet werden muss. Auch Graugänse gesellten sich zur Runde, wohl mehr an Fressbares und weniger an Astronomisches denkend. Der Weinstand der berühmten HofkammerKellerei des Herzogs von Württemberg direkt in unserer Nähe, lieferte dankenswerterweise den elektrischen Strom zum Betrieb des 200/2000mm MEADE von
V D S N A C H R I C H T E N 141
Andreas Kriz. Klares Wetter zur Nacht vorausgesetzt, hätte der edle Rebensaft mit Sicherheit komplementärfarbene Doppelsterne deutlicher im Gesichtsfeld erscheinen lassen.
Etwa 50 hoffentlich zufriedenen Besuchern konnten unsere Interessen näher gebracht werden und sind vielleicht künftig bei einigen unserer zahlreichen Veranstaltungen anwesend.
Abb. 3: Andreas Kriz und Hans-Heinrich Gnirk beim Fachsimpeln und Graugänse am Teleskop
Leserbrief
von Hugo Kissinger
Hallo liebe Sternfreunde,
die Aktivitäten unseres Vereins AAG Mainz e.V. anlässlich des 4. Deutschen Astronomietages waren ein voller Erfolg für unseren Verein und alle Sternfreunde. Die 300 Flyer, die Sie uns geschickt hatten, waren dabei eine große Hilfe. Zwei Tage vorher verteilten wir diese auf den großen Plätzen und Fußgängerzonen in der Mainzer Innenstadt. Eine Genehmigung für einen Stand am Anfang der Römerpassage erhielten wir von den Stadtverwaltung ohne Probleme. Das große Interesse des Publikums an der Astronomie hat uns alle erstaunt. Ca. 400 Leute sind stehen geblieben und haben spezielle Fragen gestellt. An Instrumenten hatten wir einen 4-Zoll-Refraktor mit Glassonnenfilter und zwei PST Coronados aufgestellt. Von 10.00 bis 15.00 Uhr haben Menschen aller Altersgruppen zeitweise Schlange gestanden, um einen Blick auf die Sonne werfen zu können. Zum Glück hat auch das Wetter mitgespielt. Leider hatte die Sonne zu diesem Zeitpunkt nur einen kleinen Fleck zu bieten. Mit dem Blick durch die beiden Coronados konnten wir den Leuten Protuberanzen und Filamente zeigen und erklären. Viele Fragen über die Sonne und Universum haben wir gerne beantwortet. Wie gesagt, der 4. Deutsche Astronomietag war ein voller Erfolg für unseren Verein und hoffentlich auch für die VdS, er sollte unbedingt beibehalten und zur Regel werden.
Der 4. Astronomietag
von Harald Steinmüller
Ich verfolge die Diskussion mit großem Interesse. Leider konnten wir, die Allgäuer Volkssternwarte Ottobeuren, in diesem Jahr nicht am Astronomietag teilnehmen, da wir kommendes Wochenende unser Jubiläum feiern. Trotzdem möchte ich über unsere Erfahrungen der letzten Astronomietage berichten.
Thema Presse/Medienarbeit der VdS Ich kann mich erinnern, 2004, habe ich einige Tage vor dem AT zufällig im Frühstücksfernsehen Cherno Jobatey gesehen, der auf den Astronomietag hingewiesen hat. Das war aber auch schon alles. Jedoch stand in unserer Regionalzeitung (die Augsburger Allgemeine mit ihren regionalen Zeitungen ist ziemlich groß) jedes Jahr zumindest eine Mitteilung.
Auch in diesem Jahr haben uns die örtlichen und regionalen Redakteure angerufen und gefragt, ob wir uns am AT beteiligen. Da es im Verbreitungsgebiet unserer Zeitung mehrere Sternwarten gibt, wird dann - sofern die Redakteure den AT aufgreifen wollen - ein Artikel geschaltet, in dem alle Veranstaltungen unserer regionalen Sternwarten gelistet sind. Leider lässt sich die Päsenz z.B. im Fernsehen sehr vermissen (und das wäre bei einem bundesweiten AT sicherlich gut). Mein Vorschlag hierzu: Die VdS als zentraler Veranstalter sollte zusammen mit ihren Partnern (ich weiß nicht, ob das dieses Jahr der Fall war) versuchen, Bundespolitiker für eine Art Auftaktveranstaltung mit Pressekonferenz usw. zu kontaktieren. 2004 war dies der Fall in Zusammenarbeit
mit dem ,,Stern". Wo Politiker sind, ist das Fernsehen nicht weit. Soweit mal dazu. Es ist aber Tatsache, dass die beteiligten Sternwarten/Planetarien uns astronomischen Vereine für ihre eigenen Veranstaltungen selbst Werbung machen müssen. Nutzt doch Euren Bekanntheitsgrad! Und wenn Ihr in der Öffentlichkeit noch nicht bekannt seid, dass ist der AT genau das Richtige um bekannt zu werden! Von 2003 bis 2005 kamen zu unserem AT viele Besucher, aber nicht weil es ein bundesweiter Astronomietag war, sondern weil wir unsere lokale und regionale Presse und auch lokale Radiosender im Vorfeld ständig mit Informationen versorgt haben. Meiner Meinung nach ist das A und O einer gelungenen AT-Veranstaltung die eigene Arbeit in der Presse. Die Menschen nehmen solche Angebote (wie auch immer ausgestaltet) an, das weiß ich aus Erfahrung. Nur - sie müssen es halt wissen!
VdS-Journal Nr. 24
142 V O R S C H A U
Vorschau auf astronomische Ereignisse
zusammengestellt von Werner E. Celnik (Angaben wie immer ohne Gewähr)
Zeitangaben für Ort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., Farbcode: Mondphasen, Finsternisse, Konjunktionen, andere Ereignisse
September 2005 1. 2:00
3.
4:00
4.
3:32 3:45 22:39
23:30 5.
3:30
6.
2:00
7.
4:00
8.
4:00
10.
4 Uhr
11.
13:44
15.
22:07
18.
20:00
19.
17:48
20.
23.
10:51
25.
26.
20:45
27.
19:00
28.
2:56
22:00
30.
5:00
Librationsgebiete im Mond-S Kleinplanet 2-Pallas (8,9 mag) 6,8 Bogenmin. SO 35 Peg (4,8 mag) Mond 1,9 Grad W der Plejaden Kleinplanet 2-Pallas (8,8 mag) in Opp. zur Sonne, Sternbild Pegasus Letztes Viertel Mars (0,2 mag) 7,5 Grad SO Mond Mondrand 52 Bogenmin. S Tau (Elnath, 1,7 mag) Mars 7,3 Grad SW Mond Librationsgebiete im Mond-SO Kleinplanet 1-Ceres (8,5 mag) 6 Bogenmin. NW 6 Tau (5,8 mag) Kleinplanet 1-Ceres (8,5 mag) 5 Bogenmin NO 6 Tau (5,8 mag) Mond 3,2 Grad S Gem (Pollux, 1,2 mag) Venus (-4,4 mag) 8,2 Grad SW Mond, OHorizont Uranus (5,7 mag) in Opp. zur Sonne, Durchm. 3,7 Bogensek. Librationsgebiete im Mond-O Neumond Librationsgebiete im Mond-N Mond in Erdferne, Durchm. 29,3 Bogenmin. Jupiter (-2,0 mag) 6,7 Grad N Mond Mond 5,1 Grad SO Sco (Antares, 1,1 mag) Erstes Viertel Librationsgebiete im Mond-NW Herbstanfang Librationsgebiete im Mond-W Vollmond Pluto (14,1 mag) 7`` SO SAO160793 (8,9 mag), Sternbild Schütze Librationsgebiete im Mond-S Mond in Erdnähe, Durchm. 33,7 Bogenmin. Kleinplanet 1-Ceres (8,1 mag) zieht in 2,2 Bogenmin. Abstand NW an SAO111271 (7,8 mag) vorbei, Sternbild Stier Mond 6,2 Grad W der Plejaden
Oktober 2007
1.
4:30
2.
22:30
3.
11:06
7.
4:30
VdS-Journal Nr. 24
Mars (0,0 mag) 8 Bogenminuten NW 1 Gem (Propus, 4,2 mag), O-Himmel, vgl. auch morgen Mars (-0,1 mag) 4,0 Grad S Mond Letztes Viertel Librationsgebiete im Mond-SO Mond 2,6 Grad N Venus (-4,5 mag), 5,0 Grad W
Saturn (0,7 mag) und 46 Bogenmin. W
Regulus (1,4 mag)
6:27 Mond bedeckt Leo (Regulus), Beginn bei
Sonnenaufgang, Austritt ca. 7:02
8.
Librationsgebiete im Mond-O
9.
2.Nachth. Maximum Draconiden-Meteorschauer,
gegen 5 Uhr
11.
6:01 Neumond
13.
Librationsgebiete im Mond-N
10:51 Mond in Erdferne, Durchm. 29,5 Bogenmin.
14.
5:00 Venus (-4,4 mag) 2,9 Grad S Saturn (0,7 mag)
15.
23:49 Kleinplanet 1-Ceres (7,7 mag) zieht in
2,1 Bogenmin. Abstand S an SAO111204
(7,8 mag) vorbei, Sternbild Stier
16.
19 Uhr Jupiter (-1,9 mag) 8,5 Grad NW Mond
18.
Librationsgebiete im Mond-NW
19.
9:33 Erstes Viertel
22.
Librationsgebiete im Mond-W
Maximum Orioniden-Meteorschauer, ganze
Nacht, auch 21. u. 23.10., ca. 20 Meteore/Std.
26.
5:52 Vollmond
12:53 Mond in Erdnähe, Durchm. 33,3 Bogenmin.
27.
Librationsgebiete im Mond-S
23:20 Beginn Plejadenbedeckung durch den
Mond, bis ca. 2:30
28.
5:00 Kleinplanet 2-Pallas (9,6 mag) 14
Bogenmin. O 30 Aqr (5,5 mag)
17 Uhr Venus (-4,3 mag) in größter westl.
Elongation: 46,5 Grad , Morgenhimmel
30.
21:00 Mars (-0,5 mag) 2,4 Grad S Mond, O-Himmel
31.
Librationsgebiete im Mond-SO
24 Uhr Neptun (7,8 mag) wird rechtläufig, Ende der
Oppositionsschleife
November 2007
1.
22:18
3.
5:30
4.
2:00
5.
6:00
7.
6:15
8.
6:00
9.
13:32
10.
0:03
11.
4:00
Letztes Viertel Mond zieht an Regulus (Sternbild Löwe), Saturn, und Venus vorbei, vgl. auch Folgetage Mond 3,5 Grad NW Leo (Regulus, 1,4 mag) Librationsgebiete im Mond-O Saturn (0,8 mag) 1,8 Grad N Mond, O-Himmel Mond 5,3 Grad W Venus (-4,3 mag) Merkur (-0,4 mag) 11,7 Grad O Mond Merkur (-0,4 mag) in größter westl. Elongation, Morgensichtbarkeit Planetenkette am Morgenhimmel: Merkur, Venus, Saturn, Mars Mond in Erdferne, Durchm. 29,4 Bogenmin. Kleinplanet 1-Ceres (7,2 mag) in Opp. zur Sonne, Sternbild Walfisch Librationsgebiete im Mond-N Neumond Kleinplanet 29-Amphitrite (10,1 mag) am NW-Rand der Plejaden, 4,4 Bogenmin. NW
V O R S C H A U 143
18 Tau (5,7 mag)
15.
5:30 Kleinplanet 29-Amphitrite (8,8 mag) 48
Bogensek. N 62 Ari (5,5 mag)
21 Uhr Mars (-0,9 mag) wird rückläufig, Beginn
der Oppositionsschleife, Sternbild Zwillinge
16.
Librationsgebiete im Mond-NW
17.
Kleinplanet 29-Amphitrite (8,8 mag) in
Opp. zur Sonne, Sternbild Widder
23:33 Erstes Viertel
18.
4 Uhr Maximum Leoniden-Meteorschauer, bis zu
50 Meteore/Std., beobachten ab 23 Uhr d.
Vorabends
19.
Librationsgebiete im Mond-W
Kleinplanet 8-Flora (8,0 mag) in Opp. zur
Sonne, Sternbild Stier
24.
Librationsgebiete im Mond-S
1:15 Mond in Erdnähe, Durchm. 33,9 Bogenmin.
6:00 Mond 4,1 Grad W der Plejaden
15:30 Vollmond
23 Uhr Uranus (5,8 mag) wird rechtläufig, Ende der
Oppositionsschleife
26.
0:04 Mondrand 49 Bogenmin. S Tau (Elnath,
1,7 mag)
27.
6:00 Mars (-1,2 mag) 1,3 Grad SO Mond, W-Himmel
28.
1:45 Mond 3,6 Grad S Gem (Pollux, 1,2 mag)
29.
Librationsgebiete im Mond-SO
30.
6:00 Venus (-4,2 mag) 4,2 Grad N Vir (Spica, 1,1
mag)
23:30 Mond 2,2 Grad SO Leo (Regulus, 1,4 mag)
Dezember 2007
1.
6:00
13:44
4.
6:00
5.
4:52
Librationsgebiete im Mond-O Saturn (0,7 mag) 3,7 Grad O Mond Letztes Viertel Mars (-1,3 mag) 26 Bogenmin. N Epsilon Gem (3,0 mag), vgl. auch morgen Mond 8,7 Grad W Venus (-4,1 mag), und 2,2 Grad S Vir (Spica, 1,1 mag)
5:39 Kleinplanet 29-Amphitrite (9,1 mag) 12
Bogensek. NW 51 Ari (6,6 mag)
6.
5:30 Mond 8,5 Grad S Venus (-4,1 mag), SO-
Horizont
17:53 Mond in Erdferne, Durchm. 29,1 Bogenmin.
7.
18:30 Kleinplanet 8-Flora (8,4 mag) 9,5
Bogenmin. N Tau (3,7 mag)
8.
Librationsgebiete im Mond-N
7:00 Jupiter (-1,7 mag) 16 Bogenmin. N Sco
(4,4 mag), SO-Himmel
9.
18:40 Neumond
10.
Librationsgebiete im Mond-NW
14.
ab18:30 Maximum Geminiden-Meteorschauer um
15
Uhr, ca. 110 Meteore/Std., beobachten
Morgenhimmel bis 6 Uhr
16.
Librationsgebiete im Mond-W
17.
11:18 Erstes Viertel
18.
6:30 Venus (-4,1 mag) 2,0 Grad N Lib (2,7 mag)
20.
20 Uhr Saturn (0,6 mag) wird rückläufig, Beginn
der Oppositionsschleife, Sternbild Löwe
21.
22:15 Beginn Plejadenbedeckung durch den
Mond, bis ca. 1:15
22.
Librationsgebiete im Mond-S
7:08 Winteranfang
11:15 Mond in Erdnähe, Durchm. 33,0 Bogenmin.
23.
2 Uhr Maximum Ursiden-Meteorschauer, bis 20
Meteore/Std., beobachten ganze Nacht
24.
2:16 Vollmond
4 Uhr Mars in Opp. zur Sonne, Entf. 88,6 Mio.
km, Durchm. 15,8``
4:59 Marsbedeckung durch den Mond, nördlich
der Linie Texel/NL, Bergkamen, Marburg,
Fulda, Erlangen, Regensburg, Bad Füssing,
Graz/AU
27.
Librationsgebiete im Mond-SO
28.
4:56 Mondrand 54 Bogenmin. S Leo (Regulus,
1,4 mag)
23:00 Saturn (0,6 mag) 3,2 Grad N Mond, O-Himmel
31.
8:51 Letztes Viertel