Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 27
BEITRAG
4 Die neue Homepage der VdS ist sichtbar (Bannuscher Dietmar)
4 Das Jahr der Astronomie/Astronomietag 2009 (Melchert Sven)
5 Fachgruppentagung bündelt Aktivitäten (Melchert Sven, Weis Alexander)
6 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 27 (Bohle Jens)
6 Die Stärken der visuellen Deep-Sky-Beobachtung (Schilling Johannes)
14 Milchstraßenzeichnung (Petkow Evelyn)
15 Beobachtungen der Haffner-Sternhaufen von Mitteleuropa aus (Juchert Matthias)
19 Meines Großvaters Doppelsterne (Korn Robert)
22 Einfache visuelle Messungen von Doppelsternen (Vollmann Wolfgang)
26 24 Grad 48´ 17" South / 17 Grad 53´ 49" East (Petkow Evelyn)
30 NGC 1985 - ein kleiner aber interessanter Reflexionsnebel (Kutschera Walter)
32 Six, five, four, three, two, one: click (Rixen Elmar)
35 Das Deep Sky - Treffen 2008 (Bohle Jens)
38 Vergleichstabelle für Nachthimmelhelligkeitsklassen (Stepputat Klaus)
40 Der Blick ins All - Bau eines Dobson-Teleskops 1 (Danner Elias)
42 Die Beugung zum Freund machen (Slansky Peter)
46 Erfahrungen mit dem Vixen ED 115S Refraktor (Celnik Werner E.)
49 VdS-Fachgruppe Astrofotografie - Kontakte nach Österreich (Riepe Peter)
52 Es kam wie es kommen musste - Die Sofi 1999 (Berger Andreas)
54 Projekt "Planetarische Nebel" NGC 7008 (Riepe Peter)
57 Neugier und "Ram Pressure Stripping" (Diederich H.-G.)
60 Die 70-mm-Filmkassette zur Mamiya RB 67 (Sprungmann Dirk)
64 Schnappschüsse aus Südafrika (Bengfort Michael)
65 Dem Mond so nah (Wolf Manfred)
67 Polare Stratosphärische Wolken über Mitteleuropa (Krämer Peter, Hinz Claudia)
71 Bau einer großen flachen Flatfieldbox (Westerhoff Thomas)
74 Doppelnutzung von CCD an zwei Computern (Sporny Georgi)
75 Der Planetoid Adonis vor der Sonnenscheibe (Brinks Ralph)
77 Fachgruppe Dark Sky - Neues Journal 27 (Güths Torsten, Hänel Andreas)
78 Sky-Quality-Meter (SQM) - machen Sie mit (Guthier Otto)
79 Ein Gerät zur Messung der Himmelsqualität (Hänel Andreas)
80 Prof. Dr. rer. nat. habil. Heinz Haber (Holl Manfred)
80 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 27 (Steinicke Wolfgang)
83 Maria Margaretha Kirch: zwischen Kochtopf und Kometenjagd (Göttinger Reinhard)
86 VEGA News Journal 27 (Hoffmann Susanne)
86 Astronomie beim Segeln (Kohnen Esther)
88 19th European Union Contest 2007 (Errani Raphael)
89 Entdeckerglück: der NEO 2008 FN6 (Ries Wolfgang)
90 Beobachtung von One-Opposition Kleinplaneten (Kandler Jens)
93 Kosmische Begegnungen Journal 27 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
94 Kleinplaneten und noch mehr unter dem Kreuz des Südens (Lehmann Gerhard)
98 Jupiter, Saturn, Uranus, Sonne (Ackermann Gabriele, Ackermann Jörg)
100 Marsbedeckung am 10. Mai 2008 (Ackermann Gabriele, Ackermann Jörg)
100 Marsbedeckung am 10. Mai 2008 (Meirich Wolfgang)
102 Das Treffen der Sonnenbeobachter in Bochum 2008 (Hörenz Martin)
102 Fachgruppe Sonne Neues Journal 27 (Hörenz Martin)
104 Mit dem Fernglas auf Jagd nach dem Minimum (Hempel Kay)
105 Jahrestagung der VdS-FG Spektroskopie 2008 (Pollmann Ernst)
108 Spektroskopische Abenteuer (Leadbeater Robin)
112 Bedeckung von 56 Arietis durch Asteroid Vinata (Fopp Patrick)
113 W Ursae Majoris (Schmidt Heinz)
114 AE Aqr - Weißer Zwerg mit 33-Sekunden-Periode (Diederich H.-G.)
116 M wie Messier Journal 27: M 2, M 72, M 73 (Güths Torsten)
120 Der Faden nach oben (Deutschmann Manfred)
121 Das war´n noch Zeiten Journal 27 (Völker Peter)
122 Quasar PKS 1749+096 (Karge Stefan)
125 Mein Urlaub in Schönau am Königssee (Fopp Patrick)
127 Astronomietag 2007 im Isarwinkel (Kohlhauf Franz-Xaver)
127 5. bundesweite Astronomietag in Weikersheim (Schröder Joachim)
27
0 Leserbriefe an die GS (Beitrag)
BEITRAG
128 Die Software "Stellarium" (Ungerer Johannes)
129 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 27 (Celnik Werner E.)
131 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 27 (Celnik Werner E.)
133 Der 6. Astronomietag in Deutschland (Guthier Otto)
0 Editorial Journal 27 (Guthier Otto, Melchert Sven)
Textinhalt des Journals 27
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
Der Text ist nicht formatiert, Bildunterschriften sind irgendwo im Text eingefügt.
Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
128
Treffen der FG ,,Sonne" Seite 102 129 131 132
133
134 70 33 135 135 ,,Testlauf" mit der Canon EOS 400D 136 Seite 126
VdS-Journal Nr. 27
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Das Jahr der Astronomie/Astronomietag 2009
von Sven Melchert, VdS-Vorstand
Wie bereits im letzten VdS-Journal angekündigt wurde, steht das Jahr 2009 ganz im Zeichen der Astronomie. Seitdem hat sich einiges getan, worüber nachfolgend kurz berichtet wird.
Astronomietag 2009 Die VdS hat für den bundesweiten Astronomietag 2009 Samstag, den 4. April 2009 festgelegt. Denn vom 2. bis zum 5. April findet im Rahmen des Internationalen Jahres der Astronomie die Kampagne ,,100 Stunden Astronomie" statt, und der 4. April wird darin sicher ein Höhepunkt sein. An diesem Tag wird der (noch junge) Mond am Abendhimmel zu sehen sein, und von den Planeten kann man Saturn ebenfalls am Abendhimmel beobachten.
Das Programmheft der VdS Ein großer Beitrag der VdS zum Jahr der Astronomie wird ein 24-seitiges Programmheft sein, das alle in diesem Jahr für die Öffentlichkeit attraktiven Himmelserscheinungen nennt und erläutert. So wird 2009 mit dem hellen Planeten Venus am Abendhimmel einen idealen Start haben, im Oktober kommt es sogar zu einer ganzen ,,Planetenkette" von Merkur, Venus, Saturn und dem Mond am Morgenhimmel. Und pünktlich zum Jahresende wird am
31.12.2009 eine partielle Mondfinsternis das Jahr der Astronomie ausklingen lassen. Auch für Amateurastronomen werden Himmelsereignisse zur Beobachtung vorgeschlagen, Beispiele dafür könnten der Feldstecher-Komet Lulin im Februar 2009 sein oder die Kantenstellung des Planeten Saturn Anfang September 2009. Ein detailliertes Programm wird der Vorstand in Zusammenarbeit mit den VdSFachgruppen bis Ende August ausarbeiten. Auch ein Sponsor für den Druck des Programmheftes wurde bereits gefunden, so dass mindestens 100.000 Exemplare gedruckt werden können. Weitere Sponsoren sind herzlich dazu eingeladen, mit ihrem Beitrag die Auflage des Programmheftes deutlich zu erhöhen!
Aufruf an die Fachgruppen Beim Fachgruppentreffen im Juli wurden die Vertreter der Fachgruppen darum gebeten, aus ihren Gebieten für das oben genannte Programmheft interessante Himmelsereignisse zu nennen. Die Fachgruppen werden ihre Vorschläge bis Ende August dem Vorstand mitteilen. Ein Aufruf an alle, die nicht an dem FG-Treffen teilgenommen haben oder keiner Fachgruppe angehören: Bitte scheu-
en Sie sich nicht und teilen uns ihre Vorschläge mit (E-Mail: sven.melchert@ vds-astro.de)!
Weitere Informationen - Die ,,Woche der Schulastronomie" wird
nun vom 9. bis 16.11.2009 stattfinden - Volkssternwarten wird empfohlen,
mit ihrem ,,lokalen Bonus" bei örtlichen Behörden und Sponsoren um Unterstützung zu bitten - Wo es keine Volkssternwarte gibt, können Amateurastronomen private ,,Sternführungen" veranstalten oder die lokale Presse informieren - Auf der Homepage zum Jahr der Astronomie (www.astronomiejahr2009.de) kann jeder seine Aktivitäten in eine Liste eintragen lassen - Es werden weitere Treffen für all jene stattfinden, die sich für das Jahr der Astronomie engagieren wollen: Am 20.8.08 in Bonn und am 18.10.08 in Bamberg (siehe auch o.g. Homepage)
Die VdS wird im ,,Journal für Astronomie" und auf ihrer neu gestalteten Homepage www.vds-astro.de über weitere Entwicklungen berichten, so dass wir alle ein schönes und erfolgreiches ,,Jahr der Astronomie" erleben werden!
Die neue Homepage der VdS ist sichtbar!
von Dietmar Bannuscher, VdS-Vorstand
Dank der intensiven, konstruktiven und manchmal mühevollen Arbeit von Christoph Prall und Alexander Weis stellt sich die Homepage der VdS nun in einem ganz neuen Gewand dar. Neben der modernen überschaubaren Ansicht bietet die neue Homepage auch ganz viele Informationen auf den ersten Blick. Weitere Einblicke in das Leben der VdS erschließen sich leicht durch Drücken der einfach und treffend angeordneten Buttons in der Menueleiste.
Die VdS wünscht eine vergnügliche und effektive Arbeit auf der neuen Homepage.
VdS-Journal Nr. 27
NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5
Fachgruppentagung bündelt Aktivitäten
von Sven Melchert und Alexander Weis, VdS-Vorstand
Abb. 1: Die Teilnehmer der Fachgruppentagung am 21. Juni in Arnstadt
Am 21. Juni trafen sich auf Einladung des VdS-Vorstands Leiter und Redakteure der VdS-Fachgruppen im thüringischen Arnstadt. Der VdS-Vorsitzende Otto Guthier, das für die Koordination der Fachgruppenarbeit zuständige Vorstandsmitglied Dietmar Bannuscher und Jürgen Schulz von der Kirchheimer VdS-Sternwarte als Gastgeber konnten rund 25 Teilnehmer begrüßen, womit die meisten Fachgruppen unmittelbar vertreten waren. Im Mittelpunkt stand die Abstimmung der Arbeit an gemeinsamen Projekten, allen voran das VdS-Journal, dessen Inhalte wesentlich durch Beiträge der Fachgruppen bestimmt sind. Weitere Themen waren unter anderem die Kostenerstattung für die Fachgruppenarbeit, die Möglichkeiten der Mitwirkung der Fachgruppen an der inhaltlichen Gestaltung des neu gestalteten VdSInternetauftritts und die Produktion von Fachgruppenflyern, die als Werbemittel auf Tagungen und Messen eingesetzt werden sollen.
Das VdS-Journal Diskutiert wurden im Rahmen des Themenblocks VdS-Journal Ansätze, die wesentlich eine Optimierung der Produktionsabläufe betrafen. Um den Umfang von über 400 Farbseiten im Jahr mit den verfügbaren Kräften zu bewältigen und die Qualitätsansprüche weiterhin erfüllen zu können, wurden konkrete Maßnahmen zur Optimierung der Zusammenarbeit erörtert und beschlossen. Auch die Entlastung der Endredaktion durch eine vorgeschaltete, laufende redaktionelle Betreuung wurde
erörtert. Erfreulich war zu berichten, dass das VdS-Journal dank der aktiven Fachgruppenarbeit inhaltlich auf ein breit gefächertes Artikelangebot zurückgreifen kann. In der Vergangenheit mussten daher ungeachtet des erweiterten Seitenumfangs einiger Ausgaben Artikel verschoben und regelmäßige Rubriken zugunsten aktueller Beiträge zurückgestellt werden. Ebenfalls diskutiert wurde nicht zuletzt vor diesem Hintergrund die Möglichkeit einer vierten Ausgabe im Internationalen Jahr der Astronomie 2009.
Die VdS-Homepage Die neue zentrale Website der VdS, die seit Anfang Juni unter www.vds-astro.de zu sehen ist, wurde von der Webredaktion kurz vorgestellt. Die Website basiert nun auf einem Content Management System, was die Pflege der Text- und Bildinhalte wesentlich erleichtert und auch Möglichkeiten zur automatischen Steuerung der Inhalte eröffnet. Alexander Weis von der Webredaktion demonstrierte die Möglichkeiten, im Content Management System Beiträge und Nachrichten auf der VdS-Website einzustellen und zu aktualisieren. Diese Möglichkeit, die über einen persönlichen Zugang in Kürze auch den Mitgliedern der Fachgruppen zur Verfügung stehen wird, stieß auf reges Interesse. In Zukunft wird die Aktualität und Themenvielfalt der Website durch die steigende Zahl der Themenlieferanten zusätzlich gewinnen. Ebenfalls vorgestellt und erläutert wurde das Projekt einer VdS-Mediathek. Referenten, die insbesondere im Hinblick auf
das Internationale Jahr der Astronomie Vorträge oder Kurse gestalten möchten, sollen hier umfangreiche Materialien wie Textvorschläge, Bilder und Diagramme finden, um schnell und effektiv einen eigenen Vortrag erstellen zu können. Dieser Service, der es erleichtern soll, einen Vortrag anzubieten, soll auch über das Jahr 2009 hinaus als Service der VdS etabliert werden und der Breitenarbeit zugute kommen.
Fachgruppenflyer Gezeigt wurden beim Fachgruppentreffen auch die Entwürfe für neu gestaltete Fachgruppenflyer. In einem einheitlichen, modernen Look stellen diese Werbemittel jeder Fachgruppe ausreichend Raum für eine individuelle Präsentation ihres Angebots bereit. Auf Veranstaltungen wie Messen und Kongressen sollen die Flyer genutzt werden, um über die Arbeit in den Fachgruppen zu informieren und Mitglieder zu werden. Ein Flyer für das Angebot der VdS allgemein im gleichen Erscheinungsbild ist ebenfalls in Vorbereitung.
Die Fachgruppentagung klang mit einem gemeinsamen Abendessen und einem gemütlichen Beisammensein in der VdSSternwarte aus.
VdS-Journal Nr. 27
6 DEEP-SKY
Neues aus der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung"
Liebe Sternfreunde,
in dieser Ausgabe stellt die visuelle Beobachtung von Deep-Sky-Objekten den Schwerpunkt des VdS-Journals. Als erstes möchte ich den Autoren welche mit ihren Artikeln dazu beigetragen haben herzlich danken! Ich bin überzeugt, dass die folgenden Artikel das Schwerpunktthema gebührend repräsentieren. Zu den Schwerpunkten in der ,,FG-Arbeit" steht die Ausrichtung des jährlichen DeepSky-Treffens, das in diesem Jahr schon zum fünften Mal erfolgreich realisiert wurde. Mit rund 80 Teilnehmern, darunter wieder viele Erstbesucher, war die mit der FG Astrofotografie durchgeführte Veranstaltung gut besucht und konnte die Teilnehmerzahl in diesem Jahr leicht steigern. Auch hier der Dank an unsere Referenten, die durch ihre Beiträge das DST überhaupt erst möglich machen! Der Termin für das nächste Treffen steht schon fest: Das DST 2009 findet vom 13.3 bis 15.3.2009 wieder im hessischen Bebra im Hotel Sonnenblick statt. Am Rande des DST sollte unsere FG-Sitzung stattfinden, die allerdings mangels Teilnehmern
nicht einberufen wurde. Hier komme ich zu einem essentiellen (oder besser existenziellen) Problem, welches ich hier erwähnen muss. Absichtlich habe ich im vorangegangenen Text den Begriff FG-Arbeit in Anführungszeichen gesetz, da ich zurzeit keine Fachgruppe (Betonung auf ,,Gruppe") erkennen kann. Ich muss feststellen, dass mir außer Uwe Glahn (und vormals noch Matthias Juchert) kein weiterer Sternfreund dauerhaft zur Seite steht bzw. stand und sich für die Belange innerhalb der FG interessiert. Die ,,Fachgruppe" ist in Wirklichkeit somit nur ein ,,Fachduo". Ich halte es für Etikettenschwindel, eine Gruppe zu suggerieren, wo nur ein oder zwei Personen die gesamte Arbeit leisten. Ich habe durchaus Verständnis für all jene, die ehrenamtliche (FG-) Arbeit in der oft knapp bemessenen Freizeit nicht realisieren können. Doch ganz allein geht es eben nicht. Im letzten Heft habe ich zur Mitarbeit aufgerufen, bisher ohne Resonanz. So ist die Arbeit als FG-Redakteur weiterhin zu vergeben. Auch der Posten des FG-Webmaster ist zu besetzen, zumal die VdS zusammen mit ihren Fachgruppen einen neuen
Internetauftritt plant. So beschränken sich die Aktivitäten der ,,FG" leider auf das DST und, bestenfalls, auf die Beiträge hier im Journal (was ich nicht unbedingt als FG-Arbeit, sondern vielmehr als Verdienst der fleißigen Autoren sehe). Das ist m. E. nicht genug ,,output" für eine Fachgruppe der VdS, denn letztendlich bleibt nur das Deep-Sky-Treffen als Aufgabe übrig. Die Mailingliste hat leider auch nicht mehr den Zuspruch wie vor einigen Jahren. Viele Sternfreunde tauschen sich in anderen Foren (sog. ,,boards") über das Thema ,,Deep Sky" aus. Über die Ursache dieses Zustands möchte ich hier nicht ausschweifend spekulieren. Vielleicht fehlt es der/ einer ,,FG" einfach an Profil und definierter Aufgabe. Ich kann diesbzgl. ein Versagen meinerseits nicht ausschließen. So habe ich den Entschluss gefasst, den Posten des Fachgruppenleiters zur Verfügung zu stellen. Falls sich kein Nachfolger und andere Personen für die o. G. Aufgaben finden, werde ich dem VdS-Vorstand den Vorschlag machen, die Fachgruppe Visuelle-Deep-Sky-Beobachtung binnen Jahresfrist aufzulösen. So weit muss es aber nicht kommen! Wer Interesse an der Leitung der Fachgruppe und der Realisierung eines eventuellen Neustarts hat, den möchte ich bitten, sich mit mir in Verbindung zu setzen. Mein persönliches Engagement für die visuelle Beobachtung und die Amateurastronomie wird darunter sicher nicht leiden - so werde ich auch weiterhin das Deep-Sky-Treffen zusammen mit Peter Riepe und Wolfgang Steinicke organisieren und meine Vortragstätigkeiten beibehalten - dann aber einfach nur als Jens Bohle und nicht mehr als ,,FG-Leiter". Ihr/ Euer Jens Bohle
Die Stärken der visuellen Deep-Sky-Beobachtung
von Johannes Schilling
In unmittelbarem Kontakt mit dem Sternenhimmel Die meisten Sternfreunde werden zu Beginn ihrer Leidenschaft vom Wunsch getrieben, die Objekte im Himmel mit eigenen Augen zu sehen, und das heißt: Im direkten Blick durch das Okular. Sicher erinnern sich noch viele Sternfreunde an ihre ersten Eindrücke vom tiefen Himmel: Welche Faszination ging davon aus, im Teleskop
das zarte, geschwungene Glimmen des Orionnebels im tiefen Himmel selber zu sehen! Mit diesem Nebel eröffnete sich eine neue Welt, von der das unbewaffnete Auge nichts ahnen konnte. Klar: Man hat davor schon Fotos vom Orionnebel gesehen; aber ihn mit eigenen Augen im kleinen Anfängerrohr sehen zu können, das glich dem Eintritt in eine neue Welt,
der gegenüber die Betrachtung eines Fotos vom Orionnebel doch nur immer eine Angelegenheit in der alten, irdischen Welt war. Damit wird die erste und wohl wichtigste Qualität der visuellen Beobachtung klar. Sie verschafft uns einen direkten Kontakt mit dem beobachteten Objekt: Unser Auge steht durch das empfangene zarte Licht in unmittelbarer Berührung mit
VdS-Journal Nr. 27
DEEP-SKY 7
der leuchtenden Nebelgestalt, die in 1400 Lichtjahren Tiefe schwebt. Es ist kein irdisches Licht, das uns ein Foto sichtbar macht, sondern es ist das Licht des beobachteten Objekts selber, das sich in seiner ganz bestimmten Formung sichtbar macht. Dieser Unterschied ist so bedeutsam wie der zwischen dem Foto eines Menschen und dem Anblick, wenn wir ihm selber gegenüberstehen. So merkwürdig und realitätsfremd es wäre, wenn wir uns bei einem geliebten Menschen immerzu nur mit einer Sammlung von technisch noch so perfekten Fotos begnügen würden, so merkwürdig und unverständlich wäre es doch, wenn wir uns bei den geliebten Objekten des Deep Sky nur mit immer besseren Fotos begnügen würden und sie nie in ihrer eigenen Realität im visuellen Beobachten kennenlernen wollten. Aber Fotos zeigen Deep-Sky-Objekte doch häufig viel besser, heller und detailreicher als ihr direkter Anblick im Okular, Fotos sind deshalb unverzichtbar - so lautet ein Einwand gegen den Wert rein visuellen Beobachtens. Nun, wir müssen uns entscheiden: Wollen wir Fotos betrachten oder wollen wir die Deep-Sky-Objekte selber betrachten. Zugegeben: Fotos zeigen die Objekte heller und detailreicher, wir haben hier eine weitere Welt von interessanten Wahrnehmungen für unser Auge, aber es ist eben nicht mehr die Welt der leuchtenden Deep-Sky-Objekte, der wir uns in unmittelbarer Berührung aussetzen und darin, in der aktiven Wechselwirkung mit ihnen, etwas von der eigenen Realität dieser Objekte erfahren. Wollen wir den authentischen Eindruck von unseren Objekten haben, so führt kein Weg daran vorbei: Wir müssen sie selber sehen, und zwar nicht mit einem flüchtigen Blick, sondern mit voller Aufmerksamkeit. Die Deep-SkyObjekte sprechen zu uns durch ihre meist zarten und fließend wirkenden Lichter, in denen sie uns etwas von ihrem Wesen enthüllen. Wie wir geschätzten Menschen Zeit und Aufmerksamkeit schenken, wenn wir ihnen begegnen und sie kennenlernen möchten, so sollten wir auch einzelnen Deep-Sky-Objekten viel Zeit und aufmerksames Beobachten widmen. Die Flut der Fotos verführt uns leicht zu der Vorstellung, dass nur diese Fotos die Welt des Deep-Sky so zeigen können, wie sie an sich ist. Die Vertiefung in das visuelle Beobachten führt uns aber zu einem anderen, philosophischen Begriff von Realität: Realität ist kein statisches, rein objektives Vorhandensein, sondern in erster Linie ein Prozess, der in der Wechselwirkung von
Abb. 1: Für die visuelle Beobachtung erscheint sogar der Orionnebel in einem viel zarteren Licht als auf den meisten Fotos. Trotzdem werden auch mit kleinen Instrumenten viele Details sichtbar. Für diese Zeichnung an einem 15 x 70-Fernglas wurden drei Stunden Beobachtungszeit aufgewendet.
Gesehenem und Sehendem, von Erkanntem und Erkennendem sich abspielt, also etwas durch und durch Dynamisches und Lebendiges, aus dem weder das Objekt noch der Mensch als Subjekt ausgeblendet werden darf. Was ist ein Licht ohne ein sehendes Auge, ohne die Möglichkeit des Gesehenwerdens? Was ist ein Auge ohne Licht, das es sehen macht?
Die Leistungen des menschlichen Auges Im Vergleich mit den auf Fotos sichtbaren Details, den Farben und der gezeigten Grenzgröße scheint unser Auge deutlich im Nachteil zu sein. Auch der Blick durch Teleskope mit großen Öffnungen scheint diesen gewaltigen Abstand nie ganz aus-
gleichen zu können. So wird verständlich, dass viele Amateure rasch auf Fotografie umstellen. Wir wollen was sehen, und das Foto zeigt uns von diesen Objekten ungleich mehr als unser Auge, so lautet die Devise. Der Astrofotograf vervollkommnet seine Technik, in seinen Fotos müssen wir vor allem die technischen Leistungen bewundern. Und was tut der visuelle Deep-Sky-Beobachter, dessen Devise es ist, statt Foto und Bildschirm das Objekt selber, in seinem eigenen, unirdischen Licht, zu beobachten? Er strebt danach, in der Wechselwirkung mit dem Objekt sein Sehen zu üben und zu vervollkommnen. Diese Übung ist nicht in wenigen Minuten oder mit einer einzigen längeren
VdS-Journal Nr. 27
8 DEEP-SKY
Abb. 2: Das menschliche Auge ist in der Lage, bei geduldiger Beobachtung auch feinste Nebelstrukturen aufzulösen, so dass die Zeichnung dem Foto mit einem großen Teleskop nicht mehr nachsteht: Detailansicht um den zentralen Mehrfachstern im Trifidnebel. Man beachte: Die hellen 7,5-mag-Sterne stören die Wahrnehmung benachbarter schwacher Nebelteile nicht. Die Zeichnung entstand an einem 10-ZollNewton mit 188-facher Vergrößerung in drei Stunden Beobachtung, ohne Nebelfilter. Ort: Schwäbische Alb.
Beobachtung abgetan. Sie umfasst viele Jahre und fordert ein regelmäßiges, kontinuierliches Beobachten. Am ehesten lässt sich die Übung im visuellen Beobachten mit dem Erlernen und Gebrauch eines Musikinstruments vergleichen. So wie z. B. jemand, der sich um die Interpretation einer Komposition von J. S. Bach bemüht,
diese Komposition nicht nur einmal durchspielt, sondern sie über längere Zeit hinweg studiert und einübt, so wird auch einem visuellen Deep-Sky-Beobachter nicht einfallen, etwa die Galaxie Messier 74 in einem fünfminütigen Durchmustern erfasst und gesehen zu haben, er wird ihr mehrere Stunden widmen, vielleicht sogar
über mehrere Abende hinweg. Diese lange Beobachtung wird um so spannender sein, je mehr Jahre der Übung schon vorhergegangen sind. Das Sehen ist ein intensives, lauschendes Mitvollziehen der gesehenen Gestalten, eine Art Nachkonstruktion in der Wechselwirkung mit dem Objekt. Dieses innere Mitvollziehen findet seinen sicht-
Abb. 3: Keinesfalls in kurzer Zeit visuell zu erfassen: Die Detailfülle der Galaxie Messier 74 in einer Überblickszeichnung, entstanden nach 3,5 Stunden Beobachtung an einem 16-Zoll-Newton mit 231-facher Vergrößerung.
10 D E E P - S k y
Abb. 4: Bei hoher Vergrößerung werden an Planetarischen Nebeln zahlreiche Details sichtbar, so dass es ganz unsinnig wäre, hier das Auge im Vergleich zum Foto noch als stumpf und unergiebig zu bezeichnen. Der Saturnnebel NGC 7009 bei 552-facher Vergrößerung an einem 16-Zoll-Newton, ohne Filter. Abb. 5: Der visuellen Beobachtung zeigen sich an Kugelsternhaufen Strukturen, die sie zu ganz verschiedenen, unverwechselbaren Gebilden machen. Fotos tendieren dazu, Kugelsternhaufen einander stark anzugleichen, vor allem wegen der Erhöhung der Grenzgröße und der Einebnung von Kontrasten. Eine Zeichnung von Messier 15, entstanden in acht Stunden Beobachtung an einem 10-Zoll-Newton bei 102-facher Vergrößerung.
D E E P - S K Y 11
Abb. 6: Sternhaufen heben sich für die visuelle Beobachtung deutlich ab von ihrer Umgebung und bieten reizvolle eigene Gestaltungen. Hier der Sternhaufen Messier 37 mit seiner rautenförmigen Grundgestalt und dem orangegelben Zentralstern. Zeichnung am 10-Zoll Newton mit 51-facher Vergrößerung.
barenAusdruck in der Zeichnung, und umgekehrt wird die sehende Aufmerksamkeit wiederum durch das Zeichnen angeregt und gesteigert. Zeichnen ist die eigentliche Schulung des visuellen Beobachtens. Derselbe Wechselprozess findet auch beim musikalischen Interpretieren zwischen dem inneren Hören einer Komposition und den gestalteten hörbaren Tönen statt. Nun, worin zeigen sich die möglichen Leistungen des menschlichen Auges? Ich möchte hier einiges aus eigener Erfahrung berichten: Die Grenzgröße im Erfassen von Sternen, Galaxien und Nebeln kann
Abb. 7 (unten): Visuelle Beobachtung im Rausch der Tiefe: Anblick des Zentralteils des 300 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxienhaufens Abell 1656 mit etwa 80 Galaxien. Der Zeichnung liegen sieben Stunden Beobachtungszeit am 10-Zoll-Newton bei 188-facher Vergrößerung zugrunde.
12 D E E P - S K Y
Abb. 8: Farbiger Gasnebel: Zeichnung der Front in der Huygensregion des Orionnebels mit 116-facher Vergrößerung am 16-Zoll-Newton. Viele Planetarische Nebel weisen in größeren Öffnungen deutliche Farbtönungen auf, allerdings meist anders als auf Fotos.
mit den Jahren der Übung im indirekten Sehen deutlich gesteigert werden. Im 10-Zoll-Newton sind Sterne mit 16 mag erfassbar, oder auch der Kugelsternhaufen G 52 in M 31 mit 15,7 mag. Im Coma Galaxienhaufen Abell 1656 konnte ich mit dem 10-Zoll-Spiegel nach sieben Stunden Beobachtung über 80 Galaxien in einer Zeichnung festhalten. Im 16-Zoll-Newton beobachtete ich im Sommer 2007 ,,Hoags Objekt", die 600 Millionen Lichtjahre entfernte Ringgalaxie PGC 54 559 mit 16 mag Helligkeit und konnte dabei den Ring ausmachen und ihn vom Zentrum unterscheiden. Klar, die mögliche Grenzgröße von Fotos wird unser Auge nie erreichen, aber das Erreichbare bietet schon für ein ganzes Beobachterleben unerschöpfbare Möglichkeiten. Seine volle Stärke kann
VdS-Journal Nr. 27
unser Auge im simultanen Erfassen großer Kontrastunterschiede ausspielen: Eine Galaxie neben einem helleren Stern; der Galaxienkern inmitten schwacher Arme und Außenbereiche; der Zentralstern eines planetarischen Nebels, umgeben von Lichthüllen; ein auffallend heller rötlicher Stern, von vielen schwachen Sternlein umvölkert; helle Sterne, eingelagert in den Hauch von Reflexions- oder Gasnebeln: Es ist für mich immer wieder erstaunlich, welche gewaltigen Unterschiede das Auge hier umfassen und ausgleichen kann. Ein geübtes Auge wird mit diesen Phänomenen meist weniger Schwierigkeiten als ein Foto haben, der helle Stern läuft nie zu einer aufgeblasenen Scheibe auseinander, er bleibt sternförmig; in einer guten Optik überflutet er auch nicht das ganze Blickfeld
mit seinem Schein. So zeigt das visuelle Beobachten seine Stärken im Erfassen von Strukturen um einen helleren sternförmigen Galaxienkern herum: Spiralarmansätze oder einzelne Sternwolken können hier bei höherer Vergrößerung ausgemacht werden, während sie auch in hochaufgelösten Fotos oft in der Überblendung untergehen. Ähnliches gilt für kleinere planetarische Nebel: Mit hoher Vergrößerung werden hier meiner Erfahrung nach Details beobachtbar, die man auf Fotos von deutlich größeren Teleskopen vergeblich sucht. Aber auch in schwachen ausgedehnten Lichtflächen ist das geübte Auge kein Versager: Es vermag die schwächsten Kontraste noch wahrzunehmen, die sich beim Übergang in einen dunkleren Hintergrund ergeben. Die Wahl der richtigen Vergrößerung, das Schwenken des Teleskops und der Gebrauch des indirekten Sehens geben hier oft den Ausschlag für die Entdeckung. Enorme Vorzüge im Vergleich zur Fotografie weist das Auge dann auf, wenn es um die Wahrnehmung von Formen und Gestalten geht, die einem bestimmten Objekt seinen besonderen, einzigartigen Charakter verleihen: Auf Fotos sehen Kugelsternhaufen einander sehr viel ähnlicher als sie dies für das menschliche Auge tun: Hier zeigt jeder Kugelsternhaufen, von seiner Gesamthelligkeit mal abgesehen, eine ganz besondere Gestaltung, mit Sternketten und Sternarmen, kleinen Häufchen und Dunkelzonen - typische Details, die im Foto zugunsten der Erhöhung der Grenzgröße meist verschwunden sind. Ein Sternhaufen geht in vielen Fotos im Sternenhintergrund unter, während er sich für das Auge immer wunderbar abhebt. Aus dem visuellen Beobachten sollte jedoch kein Wettrennen mit Fotos gemacht werden. Die Welt des Auges ist eine ganz eigene Welt, schon allein wegen der speziellen spektralen Empfindlichkeit des menschlichen Auges. Egal, mit welcher Öffnung und mit welchem Grad der Geübtheit wir beobachten: Wir selber sind es, die durch unser Auge in unmittelbaren Kontakt mit einem unerschöpflichen Reich von Formen im Sternenhimmel treten und dadurch deren zarte Realität und erhabene Schönheit in unserem aufmerksamen Sehen sich enthüllen lassen - eine Realität, die ohne uns verborgen wäre, so wie das Licht ohne ein es sehendes Auge. Diese Tatsache genügt schon, um jeder aufmerksamen Beobachtung einen besonderen Wert für uns zu verleihen.
14 D E E P - S K Y
Milchstraßenzeichnung
von Evelyn Petkow
Abb. 1: Das tolle Poster ,,Die Milchstraße. Eine Panoramaaufnahme unserer Galaxie" und darunter (nicht maßstabgetreu) meine gezeichnete Milchstraße
In einer mondlosen Nacht, fernab künstlicher Lichtquellen, erkennt man das glimmernde Band der Milchstraße. Eine Serie komplexer Dunkelwolkenlandschaften scheint sie der Länge nach zu teilen.
Riesige Mengen intergalaktischen Staubs versperren uns leider die Sicht auf die zentralen Regionen unserer Galaxie. Zwei tolle Artikel [1] + [2] erweckten in mir schon lange den Wunsch nach der
zeichnerischen Darstellung dieser Dunkelwolkenbereiche. Exzellente Nächte und Zeit waren während unseres Aufenthalts in Namibia 2007 reichlich vorhanden. Im namibischen Winter zieht das Band der
Abb. 2: Milchstraßenabschnitt OPH - SGR - SCO - LUP - CEN
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 3: Milchstraßenabschnitt CRU - CAR - VEL - PUP
D E E P - S K Y 15
Milchstraße hoch oben über den Himmel. Ein Feuerwerk für die Augen.
Vorbereitung Ich pauste die entsprechenden Himmelsabschnitte (Sterne) aus dem Deep Sky Reiseatlas [3] heraus. Ich entschied mich für die Größe DIN A 3. Auf diese Weise wurden vier Bögen Transparentpapier von mir vorbereitet. Diese Blätter dienten mir nachts als Grundlage für das Einzeichnen der Milchstraße. Ich wusste, dass ich während des ersten Neumonds im April noch den Himmelsabschnitt Gemini und Orion skizzieren kann. Für den Juni-Neumond waren Aquila und Cygnus eingeplant. Jetzt fehlt mir nur noch der Himmelsabschnitt zwischen dem Sternbild Stier und Kassiopeia!
Bedingungen - Neumondzeit - Bortle Skala 2
Zeit - Vorbereitung des Transparentpapiers ca.
8 Stunden - Skizzieren der Rohzeichnung während
der drei Neumonde ca. 30 Stunden - Die Reinzeichnung ca. 17 Stunden
Umsetzung Diese erfolgte auf schwarzem Fotokarton nach einer Idee von Uwe Glahn [4]. Ich unterlegte die aneinander gereihten Skizzen mit dem Karton und durchlöcherte jeden einzelnen Stern. Vier Bögen waren nun gespickt mit Sternen und jede durchgedrückte Delle wurde mit weißer Farbe markiert. Danach wurde die Milchstraße 1:1Abschnitt für Abschnitt übertragen. Dies geschah möglichst noch am darauf folgenden Tag. Dann ist das Gesehene der letzten Nacht noch präsent. Die Milchstraßenstruktur wurde mit weißer Kreide gemalt. Damit die Konturen fließender erscheinen, benutzte
ich einen Filzwischer. Problematisch war die exakte Darstellung der Helligkeitsabstufungen der Milchstraße.
Literaturhinweis: [1] A. Latußeck 2004: ,,Die Milchstraße" Teil
1, interstellarum Nr. 36 (Okt./Nov.2004) 52 [2] A. Latußeck 2005: ,,Die Milchstraße" Teil
2, interstellarum Nr. 38 (Feb./März 2005) 42 [3] M. Feiler + P. Noak: Deep Sky Reiseatlas, Oculum-Verlag, 2005 [4] U.Glahn 2003: ,,Deep Sky Zeichnungen, Teil 2", interstellarum Nr.30 (Okt. 2003)
Beobachtungen der Haffner-Sternhaufen von Mitteleuropa aus
von Matthias Juchert
Allgemeines und Historie Neben den klassischen Sternhaufen aus dem Messier-, NGC- oder IC-Katalog finden unter Beobachtern auch immer wieder unbekanntere Kataloge wie Berkeley, Czernik oder Stock Beachtung. Viele dieser Kataloge, die zumeist auf Basis der Inspektion von Fotoplatten entstanden, enthalten neben schwachen, visuell kaum beobachtbaren Objekten auch wahre Schätze und erfreuen sich entsprechender Beliebtheit. Andere Entdeckungen, wie den Sternhaufen von Haffner, sind dagegen bis heute eher Geheimtipps. Hans Haffner (1912 - 1977) war Mitte der 50er Jahre an der Sternwarte HamburgBergedorf tätig [1]. Ende 1955 ergab sich für ihn die Gelegenheit, am südafrikanischen Boyden-Observatory nahe Bloemfontein zu wirken, was er insbesondere für Sternhaufen-Photometrie und Aufnahmen der südlichen Milchstraße nutzte. Im November und Dezember 1955 gelangen mit einem 10"-RefraktorAufnahmen im Bereich der Sternbilder Canis Major und Puppis, auf denen bei genauer Analyse insgesamt 27 unbekannte, nebelige Objekte bzw. Sternhaufen entdeckt wurden. Die Ergebnisse dieser Arbeit wurden schließlich 1957 in ,,Neue galaktische
Sternhaufen in der südlichen Milchstraße" veröffentlicht [2]. Zwei Faktoren begünstigten diesen umfassenden Sucherfolg. Zum einen finden sich die zumeist schwachen Haffner-Sternhaufen in einem Bereich der Wintermilchstraße, der für Europa nur wenige Grade über den Horizont reicht und somit den umfassenden visuellen Surveys auf der Nordhalbkugel entging. Zum anderen stand mit den FranklinAdams-Charts nur ein einziges Werk von Fotoplatten mit vergleichsweise geringer Auflösung zur Verfügung, das auch den Südhimmel abbildete. Der seinerzeit noch unvollständige POSS konnte von Haffner nur fragmentarisch zur Verifikation genutzt werden. Von den 27 Sternhaufen in Haffners Liste wurden 4 Objekte bereits von anderen Beobachtern vorher entdeckt. In den aktuellen Standardwerken für Sternhaufen wie dem ,,New Catalog of Optically Visible Open Clusters and Candidates" [3] hat sich eine Nummerierung von 26 Haufen (Haffner 1 - 26) durchgesetzt. Die Haufen verteilen sich zwischen -6 Grad und -33 Grad Deklination auf die Sternbilder Canis Major (9 Objekte), Monoceros (1 Objekt) und Puppis (16 Objekte), womit theoretisch alle von Mitteleuropa aus erreich-
bar sein sollten. Die Beobachtung dieses Kataloges wurde mit einem 8"-Newton im westlichen Land Brandenburg (52,3 Grad n.B.) durchgeführt, wobei die Beobachtungen über insgesamt 5 Winternächte mit sehr guten Beobachtungsbedingungen (fst > 6,5 mag u. sehr gute Horizontsicht) verteilt wurden.
Beobachtungen der Haffner Sternhaufen Haffner 1 = Tombaugh 1 Dieser Sternhaufen ist identisch mit dem bereits 1938 [4] vom Pluto-Entdecker Clyde Tombaugh aufgefundenen Haufen Tombaugh 1, was Haffner selbst vermerkt. Das Objekt findet sich nordwestlich eines hellen Sternpaares und erscheint bei 50x als Nebelwolke um einen 11m-Stern. Ab 98x verschwindet der nebelige Hintergrund und erste Haufensterne werden erkennbar.
Haffner 2 = Tombaugh 2 Auch Haffner 2 wurde bereits knapp 20 Jahre zuvor von Tombaugh entdeckt. Vermutlich hat Haffner die Haufen der Vollständigkeit halber aufgenommen. Der Sternhaufen beeindruckt auf dem DSSBild durch seine Dichte und Sternzahl. Es handelt sich um ein besonders weit entferntes Exemplar in einer Distanz von über
VdS-Journal Nr. 27
16 D E E P - S K Y
Abb. 1: Haffner 15
43.000 Lichtjahren. Somit ist er nur unter sehr guten Bedingungen erkennbar, aufgrund einer markanten Sternkonstellation jedoch eindeutig zu orten. Bei 98x blitzt der Haufen immer wieder indirekt auf und erinnert visuell an einige PalomarKugelsternhaufen.
Haffner 3 Weit nördlich im Sternbild Monoceros findet sich Haffner 3 - eine kleine Sterngruppe, deren hellste Mitglieder etwa 14 mag erreichen. Das Objekt ist visuell sehr schwach aber aufgrund seiner nördlichen Lage dennoch als Nebel erkennbar. Luginbuhl und Skiff [5] beschreiben das Objekt als gerade noch mit 6" wahrnehmbar, während es mit 12" als schwacher Sternhaufen erkennbar wird.
Haffner 4 Nur 50' nordöstlich von Gamma CMa findet sich Haffner 4 inmitten einiger heller Sterne, die zwar beim Aufsuchen helfen, jedoch die Beobachtung stören. Somit konnte der Haufen trotz nahezu optimaler Bedingungen nicht eindeutig visuell identifiziert werden.
VdS-Journal Nr. 27
Haffner 5 Auf den DSS-Aufnahmen erfordert Haffner 5 ein großes Aufnahmefeld, um sich gut vom Umfeld abzuheben. Der 9,5 mag-Stern westlich des Haufens beeinflusst die Wahrnehmung spürbar. Bei hoher Vergrößerung sind jedoch ca. 10 Sterne, die heller als 14 mag sind, aufgelöst. Von südlichen Standorten existieren Sichtungen mit 3"-Teleskopen!
Haffner 6 Der Sternhaufen findet sich im nordöstlichen Canis Major und ist in ein reiches Milchstraßenfeld eingebettet. In einer markanten Anordnung heller Sterne ist indirekt ein sehr schwacher, dreieckiger Nebel erkennbar, aus dem 2-3 schwache Vordergrundsterne aufblitzen. Bei geringer Vergrößerung befindet sich der bekannte Emissionsnebel NGC 2359 noch mit im Feld.
Haffner 7 Bereits Haffner weist in seinen Entdeckungsnotizen auf die Nähe des Haufens zu Eta CMa hin - er befindet sich nur 20' südwestlich des 2,45 mag hellen
Sterns. Das Objekt erscheint bei 98x als schwacher, aber eindeutiger Nebelfleck, wobei der helle Stern außerhalb des Feldes gehalten werden sollte.
Haffner 8 Der Haufen Nummer 8 zählt mit Sicherheit zu den interessantesten und auch nördlichsten Sternhaufen des Katalogs. Er ist bereits bei 50x als deutlicher Nebel erkennbar. Bei 126x ist die längliche Form augenscheinlich, wobei insgesamt 14 Haufenmitglieder aufgelöst sind.
Haffner 9 In den Entdeckungsnotizen beschreibt Haffner das Objekt als ,,fünf helle Sterne auf einem Untergrund vieler schwacher". Das Objekt kontrastiert am DSS gut zum Umfeld. Visuell ist der Haufen bei mittleren Vergrößerungen schwach aber deutlich als unaufgelöster Nebel wahrnehmbar.
Haffner 10 Haffner 10 ist sicherlich eines der Highlights des Kataloges, denn er bildet zusammen mit Czernik 29 eines der seltenen, überlappenden Paare von Sternhaufen, die sich
D E E P - S K Y 17
Abb. 2: Haffner 10 und Czernik 29
visuell beobachten lassen. Fitzgerald und Moffat [6] weisen darauf hin, dass trotz des unterschiedlichen Alters die Möglichkeit einer physikalischen Verbindung besteht. Czernik 29 ist der jüngere Sternhaufen mit den leuchtkräftigeren Sternen und zeigt bei 126x 7 aufgelöste Sterne. Haffner 10 ist hingegen sehr schwach und nur phasenweise indirekt als Nebel erkennbar.
Haffner 11 Visuell ist Haffner 11 auch aufgrund der südlichen Lage und der Entfernung von immerhin 5200 pc ein schwieriges Objekt. Es war nur bei Bildfeldbewegung indirekt als sehr schwache Aufhellung feststellbar.
Haffner 12 = NGC 2425 Dieser Puppis-Sternhaufen wurde bereits am 8.3.1793 von W. Herschel entdeckt und später in den NGC-Katalog aufgenommen. Warum Haffner die Identität nicht bemerkte, bleibt ungeklärt. Bei niedriger Vergrößerung verbleibt der schwache Sternhaufen nebelig und zeigt zwei Kondensationszentren. Ab 126x sind mehrere Sterne vor nebeligem Hintergrund aufgelöst.
Bezeichnung
Haffner 1 Haffner 2 Haffner 3 Haffner 4 Haffner 5 Haffner 6 Haffner 7 Haffner 8 Haffner 9 Haffner 10 Haffner 11 Haffner 12 Haffner 13 Haffner 14 Haffner 15 Haffner 16 Haffner 17 Haffner 18 Haffner 19 Haffner 20 Haffner 21 Haffner 22 Haffner 23 Haffner 24 Haffner 25 Haffner 26
RA h ms
07 00 29 07 03 05 07 04 00 07 06 11 07 18 02 07 20 05 07 22 55 07 23 24 07 24 42 07 28 36 07 35 30 07 38 17 07 40 30 07 44 51 07 45 32 07 50 20 07 51 37 07 52 39 07 52 47 07 56 15 08 01 09 08 12 27 07 09 24 07 28 56 07 48 40 08 15 39
Dekl. Grad ` ``
-20 34 00 -20 49 00 -06 07 58 -14 59 00 -22 40 00 -13 08 02 -29 30 00 -12 20 00 -17 00 10 -15 23 00 -27 41 59 -14 52 42 -30 05 00 -28 22 00 -32 51 00 -25 28 00 -31 49 00 -26 23 00 -26 17 00 -30 22 00 -27 13 00 -27 54 00 -16 57 00 -18 19 00 -25 57 00 -30 50 00
Größe
5,0 3,0 5,0 5,0 6,0 6,0 3,0 5,0 4,0 3,0 5,0 8,0 14,0 10,0 3,0 5,0 2,0 5,0 2,0 3,0 3,0 6,0 11,0 2,0 2,0 5,0
Sternbild
CMa CMa Mon CMa CMa CMa CMa CMa CMa Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup Pup CMa Pup Pup Pup
Bemerkung Tombaugh 1 Tombaugh 2
NGC 2425
(1) (3) (4) (5)
VdS-Journal Nr. 27
18 D E E P - S K Y
Haffner 13 Der Sternhaufen zählt zu den 5 südlichsten Objekten, die jenseits von -30 Grad Deklination liegen und für den Beobachtungsstandort weniger als 8 Grad über den Horizont treten. Trotzdem handelt es sich um das einfachste Objekt des gesamten Katalogs. Visuell ist ein kleiner Sternenhalbkreis erkennbar, wobei sich insgesamt 16 Sterne gut vom Umfeld abheben.
Haffner 14 Bei Haffner 14 konnte bei zwei Beobachtungsversuchen keine positive Sichtung erreicht werden. Der Kontrast zum Milchstraßenumfeld ist auch auf den DSSAufnahmen sehr gering, so dass für die Beobachtung wohl größere Instrumente an einem südlichen Standort eingesetzt werden müssen.
Haffner 15 Bei der Nummer 15 handelt es sich um einen hellen, deutlichen Sternhaufen mit Einzelsternen ab 10 mag. Bei sehr guter Durchsicht konnte dieser südlichste Sternhaufen des Katalogs gesichtet werden. Mit fast -33 Grad Deklination erreichte das Objekt kaum 5 Grad Horizontabstand! Daher verblieb der Sternhaufen nahezu nebelig mit nur 5-6 aufgelösten Einzelsternen.
Haffner 16 Das Objekt ist bereits bei geringer Vergrößerung als deutlicher Nebelknoten mit zentraler Kondensation erkennbar. Ab 98x sind 5 hellere Einzelsterne von der Nebelwolke erkennbar. Insgesamt ein einfaches und lohnendes Beobachtungsobjekt.
Haffner 17 Haffner beschreibt diesen Sternhaufen als ,,sehr deutliches Objekt in einem Dunkelfeld". Leider ist dies visuell aufgrund der sehr südlichen Lage und nur mäßig heller Einzelsterne nicht nachzuvollziehen. Selbst bei hoher Vergrößerung kann nur der hellste Haufenstern erkannt werden.
Haffner 18 Direkt in die Nebelfelder von NGC 2467 eingebettet findet sich mit Haffner 18 wiederum ein sehr gut erkennbares Objekt. Es handelt sich um eine längliche Sternkondensation nordöstlich des hellsten Nebelbereichs. Die Auflösung gelingt schwierig, wobei sich die hellsten Einzelsterne im nördlichen Haufenbereich finden.
VdS-Journal Nr. 27
Haffner 19 In einem Gesichtsfeld mit NGC 2467 und Haffner 18 findet sich auch noch Haffner 19. Auch hier ist der Sternhaufen gut erkennbar und sehr kompakt. Selbst bei 190x ist der zentrale Sternknoten kaum aufzulösen.
Haffner 20 Aufgrund der südlichen Lage und Einzelsternen ab 13,5 mag konnte der Sternhaufen nicht von 52,3 Grad n.B. gesichtet werden, jedoch gelang eine Sichtung mit dem gleichen Instrument von Kärnten/Südösterreich aus. Hierbei erschien das Objekt bei 50x als sehr schwacher Nebel im Sternfeld. Zusätzlich sticht der nördlich gelegene, hellere Sternhaufen NGC 2489 als sehr schwache Sternwolke mit ins Auge.
Haffner 21 Auch bei Haffner 21 gelang die Sichtung vom nördlichen Standpunkt nicht. Die Analysen von Fitzgerald und Moffat [7] deuten an, dass nur wenige Haufensterne die 13. Größe erreichen und das Gros sogar schwächer als 14,5 mag ist. Da diese Werte jedoch denen von Haffner 20 ähneln, sollte zumindest von einem alpinen Standort die Beobachtung gelingen.
Haffner 22 Noch eine Klasse schwächer zeigt sich der ebenfalls nicht visuell erkennbare Sternhaufen Haffner 22. Hier erreichen die hellsten Sterne nur 15 mag und auch das DSS-Bild zeigt nur eine schwache Kondensation im reichen Sternfeld.
Haffners ,,Unsichere Objekte" Zusätzlich zu diesen 22 Sternhaufen enthält Haffners Liste noch 5 ,,unsichere Objekte", die von (1) bis (5) nummeriert sind. Während das Objekt (2) identisch mit NGC 2396 ist, was Haffner noch selbst bemerkte, sind die Objekte (1) und (3) - (5) in dieser Reichenfolge heutzutage als Haffner 23 - 26 bekannt. Bei Haffner 23 handelt es sich um ein ausgedehntes Objekt, das sich auf den DSS-Aufnahmen kaum vom Umfeld abhebt, während es visuell bei 50x überraschend gut als unkonzentrierte Sternwolke erkennbar ist. Auch Haffner selbst vermerkt: ,,Lockere Kondensation im Sternfeld". An der Position von Haffner 24 ist visuell nur ein reiches Milchstraßenfeld erkennbar. Diese Beobachtung bestätigt auch ein Blick auf das DSS-Feld, das keinerlei Sternhaufen zeigt und selbst Haffner schreibt ,,sehr schwaches Objekt". Daher wird das Objekt
in modernen Katalogen nicht mehr als Sternhaufen sondern als Asterismus klassifiziert. Haffner 25 findet sich nur 8' östlich von Omicron Puppis und hebt sich auf den DSS-Aufnahmen klar vom Umfeld ab. Visuell stört der Stern sehr. Trotzdem konnte indirekt mehrfach ein schwacher Nebel erkannt werden, wobei eine hohe Vergrößerung notwendig war. Haffner 26 zeigt sich auf den DSS-Aufnahmen als Haufen-ähnliche Ansammlung schwächerer Sterne, die von manchen Quellen als Sternhaufen, von anderen jedoch als Asterismus klassifiziert wird. Aufgrund der Schwäche und der geringen Kondensation ist an der Position visuell nur eine gewundene Sternkette erkennbar. Vom eigentlichen Objekt ist jedoch nichts erkennbar.
Fazit Trotz ihrer (für den Beobachtungsort) weit südlichen Lage und dem Einsatz eher moderaten Equipments konnten von den 26 Sternhaufen nur 6 visuell nicht erkannt werden, wobei in einem Fall das Objekt auch auf dem DSS nicht nachweisbar ist. Neben einer Anzahl grenzwertiger Sternhaufen findet sich ein überraschend hoher Anteil lohnender Beobachtungsobjekte. Natürlich war bei jeder einzelnen Beobachtung auch der atmosphärische Begrenzungsfaktor solch südlicher Beobachtungen spürbar. Egal ob als spannendes Experiment am südlichen Horizont, oder interessante Beobachtungsidee für eine Beobachtungsnacht in den Alpen oder im Mittelmeerraum - die Haffner-Sternhaufen haben ihren festen Platz in der Vielfalt astronomischer Beobachtungsobjekte.
Literatur: [1] Heckmann, O.: Nachrufe : Hans Haffner,
MitAG 42, 5 (1977) [2] Haffner, H.: Neue galaktische Sternhaufen
in der südlichen Milchstraße, ZA, 43, 89 (1957) [3] Dias, W. S. et al.: New Catalog of Optically Visible Open Clusters and Candidates, www.astro.iag.usp. br/~wilton/clusters.txt (2008) [4] Tombaugh, C. W.: Two New Faint Galactic Star Clusters, PASP 50, 17 (1938) [5] Luginbuhl, C.B.; Skiff Brain A.: Observing handbook and catalogue of deep-sky objects, Cambridge (1990). [6] Fitzgerald, M. P.; Moffat, A. F. J.: The Puppis open cluster pair Czernik 29 and Haffner 10, PASP 92, 489 (1980). [7] Fitzgerald, M. P.; Moffat, A. F. J.: Haffner 20 and 21, Two Moderately Old Open Clusters in Puppis, PASP86, 480 (1976).
D E E P - S K Y 19
Meines Großvaters Doppelsterne
von Robert Korn
Doppelsterne hatte ich in meiner bisherigen Amateurzeit eigentlich nur sehr gelegentlich beobachtet, meist um die Leistungsfähigkeit meiner Teleskope und den Erfolg von Justierarbeiten zu testen; wahrscheinlich halten es die meisten Amateurastronomen nicht anders. Indessen sind diese Konstellationen durchaus interessant und ist ihre Beobachtung über lange Zeiträume von wissenschaftlichem Wert: Da Doppelsterne auf ihren Wegen umeinander den Gesetzen der Himmelsmechanik folgen, eröffnet das die Möglichkeit, über die Erfassung ihrer zueinander wechselnden Örter im Lauf der Zeit
- die wahren Bahnen, - die Gesamtmasse des Systems - und die Einzelmassen der beteiligten
Komponenten zu erfahren.
Man kann mit Recht sagen, dass die Beobachtung von Doppel- und Mehrfachsystemen die Möglichkeit eröffnet, ,,Sterne zu wiegen". Dass ich dazu gekommen bin, Doppelsterne messend zu beobachten, ist nicht zuletzt eine Konsequenz aus dem mittlerweile erreichten Lebensalter - in mehrfacher Hinsicht: Ich bin jetzt 58 Jahre alt und habe in den letzten Jahren doch zunehmend die Erfahrung machen müssen, dass meine Augen weniger lichtempfindlich sind, jedenfalls schneller ermüden, als das noch vor einigen Jahren der Fall war. Also habe ich mich von der früher nicht ohne Erfolg betriebenen visuellen Jagd nach lichtschwachen Deep-Sky-Objekten verabschiedet...Weiter wird das voranschreitende Lebensalter - jedenfalls bei
mir - mit einem gewissen Zuwachs an Beobachter-Geduld kompensiert, so dass ich jetzt Befriedigung darin finde, eine halbe Stunde an einem wenig spektakulären Sternpaar rumzumessen, was mich früher wohl fürchterlich genervt hätte. Schließlich ist mir eine etwas verblichene Broschüre wieder in die Hände gefallen - sie stammt von meinem Großvater mütterlicherseits, den ich nie erlebt habe, weil er schon 1942 verstorben ist. Der Titel der 1922 im Verlag von Gustav Fischer, Jena, verlegten Broschüre von 58 Seiten Umfang:
Anleitung zur Himmelsbeobachtung mit kleinen Fernrohren von Hans Lietzmann. Mein Großvater, von Beruf Professor für alte Kirchengeschichte, war ein begeisterter Amateurastronom. Einer von denen, die nicht nur gucken, sondern ihre Beobachtungen sammeln, auswerten, dabei messen und rechnen... Von seinen astronomischen Hinterlassenschaften ist nur besagtes Bändchen auf mich gekommen, seine Kollektion feinster ZEISSscher Fernrohre auf uhrwerk-getriebenen Montierungen hat zwar die Bomben und die Russen in Berlin überstanden - ist dann aber im Winter 1946 doch in Bohnenkaffee und Lucky Strikes umgetauscht worden. Ich kann es meiner Großmutter nicht verübeln... Jedenfalls war mir diese Broschüre anfangs meiner astronomischen Passion, da war ich 14 Jahre alt, der erste Wegbereiter an den Sternenhimmel. Neben Hinweisen zum Umgang mit Fernrohren und Anleitungen zum Auffinden vieler Nebel und Haufen enthält das Büchlein
zahlreiche Hinweise auf Doppelsterne - jeweils mit angegebenen Abständen und Positionswinkeln und Nummer des heute nicht mehr benutzten ,,Ambronnsche Sternverzeichnis" - wie nachstehend auszugsweise:
Abb. 2:
Auf meiner Suche nach sinnvollen neuen astronomischen Betätigungsfeldern hat mir das Heft den entscheidenden Anstoß gegeben, mich mit Amateurmitteln an Doppelsternen zu versuchen. Mein Großvater muß einige Meßgerätschaften besessen haben, darunter sowohl den zur Ermittlung des Positionswinkels benötigten Positionskreis von ZEISS als auch das ZEISSsche Schraubenmikrometer mit beleuchtetem Fadenkreuz. Beides wird heute nicht mehr hergestellt - das Mikrometer von ZEISS, unten eine Abbildung aus der Broschüre, ist wohl zu einem gesuchten und entsprechend teuren Sammlerstück geworden.
Abb. 1: Hans Lietzmann
Abb. 3: Schraubenmikrometer
VdS-Journal Nr. 27
20 D E E P - S K Y
Jedenfalls keimte der Wunsch, die zahlreichen von Hans Lietzmann 1922 beschriebenen und mit präzisen Angaben versehenen Doppelsterne doch einmal darauf hin zu untersuchen, ob sich in der Zwischenzeit von mehr als 85 Jahren etwas mit Amateurmitteln Messbares an Abständen und Winkeln geändert haben mag...
Immerhin ein Unterfangen, das über die von ihm angeführten Doppelsterne hinaus - die in der Regel am Auflösungsvermögen eines vierzölligen Refraktors ihre Grenze finden - auf ein schier unerschöpfliches Reservoir an Kandidaten zurückgreifen kann. Da ich weder fotografisch noch mit elektronisch abbildenden Hilfsmitteln arbeiten kann - ich lebe in einer Berghütte ohne Wasser/Kanal, Zentralheizung und ohne Anschluss ans Stromnetz, mein 12VStrom kommt nur spärlich aus zwei Solar-Paneelen, - war von Anfang an klar, dass mir für Doppelstern-Messungen nur die altmodische Methode in Betracht kommt, nämlich mit Positionskreis und Mikrometerschraube zu arbeiten. Die Anschaffung des Positionskreises machte keine Schwierigkeiten - es gelang mir alsbald, einen ZEISS-Positionskreis fast ungebraucht günstig zu erwerben. Da der mit dem ZEISS-typischen M-44 Gewinde versehen ist, habe ich mir von Gerd Neumann in Münster Adapter drehen lassen.
gen, ein russisches Fadenkreuzmikrometer Fabrikat LOMO aufzutreiben, das für den Einsatz am Mikroskop gedacht war. Das Ding ist solide aufgebaut, leichtgängig und mit einer fein und spielfrei agierenden Mikrometerschraube ausgerüstet. Außerdem kann man es gut zerlegen und die Komponenten nach Bedarf weitgehend frei zueinander justieren. Da das LOMO-Messokular keine feste Markierung hatte, auf die der Bezugsstern eingestellt und gegen die das bewegliche Fadenkreuz dann auf den anderen Stern hin verschoben werden kann, musste diese nachträglich angebracht werden. Ich habe das schließlich mit dem ganz zarten Strich eines Werkzeugs zum Glasritzen auf dem gläsernen Markierungsträger erledigt. Ging erstaunlich gut - hätte aber auch schief gehen können...
Das Okular hat f=16mm - etwas knapp für enge DS, da die resultierende Vergrößerung am C8 dann nur 130-fach beträgt. Daher beabsichtige ich, bei Gelegenheit mit einer einschraubbaren kurz bauenden Barlow-Linse das nachzubessern. Unten links ein Bild meiner Schätze.
Zunächst hatte ich einen gebraucht erworbenen Dunkelfeld-Tubus - Mikroskopzubehör von ZEISS - eingesetzt. Der war notwendig, um das Gesichtsfeld stufenlos so weit aufzuhellen, dass ich die fein geätzten Markierungen auch gegen den Himmelshintergrund erkennen konnte. Indessen habe ich von dessen Verwendung inzwischen Abstand genommen: Denn er ist 15 cm lang, verschiebt den Schwerpunkt des Teleskops daher erheblich und verur-
sacht allein durch den langen Hebel eine auch in nur geringfügigem Maße höchst unerwünschte Wackelei. Also wurde das anders gelöst: Ich habe eine kleine rote Leuchtdiode (LED) in den Lichtweg etwa 8 cm mittig vor die Feldlinse des Okulars gebracht. Die leuchtet das Gesichtsfeld von knapp 17´ gerade aus. Dazu braucht es je zwei gegenüberliegende 1,5 mm-Bohrungen in den Reduzierstutzen, um die recht steifen Anschlussdrähte - isoliert natürlich - durchzuführen. Durch die zweite Bohrung wird parallel ein weiterer Draht geführt und direkt vor und hinter der Bohrung mit dem Anschlußdraht verlötet, um die Position der LED zuverlässig zu fixieren. Die naheliegende Befürchtung, dass sich diese Konstruktion sehr störend auf die Abbildungsqualität auswirkt, hat sich nicht bestätigt. Jedenfalls nicht bei noch mäßiger Vergrößerung. Die LED lasse ich über einen Vorwiderstand von 150 kOhm an 12 V nur ganz schwach glimmen - das reicht gerade noch so zum Erkennen der Messmarken und überstrahlt erst Begleitsterne schwächer als 10 m. Außerdem habe ich in die Zuleitung einen Tastschalter gelegt, der es mir erlaubt, die Feldaufhellung während des Beobachtens an- und auszuschalten, was beim Positionieren schwacher Sterne sehr hilfreich ist. Und so sieht das C8 dann mit komplett angesetztem ,,Meßgeschirr" aus:
Abb. 4
Schwieriger war es, ein FadenkreuzOkular mit Mikrometerschraube, zumal beleuchtet, zu beschaffen. Mangels Nachfrage wird sowas für Amateurzwecke offenbar nicht (mehr) hergestellt; alte ZEISSTeile erzielen Sammlerpreise... Nach einiger Suche ist es mir dann aber gelun-
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 5
Abb. 6
Alles in allem habe ich für die Anschaffung der Gerätschaften rund 500,- aufgewendet. Die Technik des Messens von Doppelsternen ist ziemlich einfach: Wie mit dem Positionskreis umzugehen sei, lehrt bereits Großvater Lietzmann:
D E E P - S K Y 21
Abb. 7: Messung des Positionswinkels im umkehrenden Fernrohr
,,Ein Wort ist noch über den Positionskreis zu sagen: Das ist eine in 360 Grad rechtsumlaufend (entgegen dem Uhrzeigersinn) geteilte Kreisscheibe, die man mit einem Fadenmikrometer verbinden kann. Der Nullpunkt ist unten. Man stellt das Mikrometer richtig ein, indem man den Faden auf 90 Grad bringt und prüft, ob nun ein beliebiger Probestern auf dem Weg durch das Gesichtsfeld genau an ihm entlang läuft, d.h. man stellt ihn dem Parallelkreis am Himmel parallel. Dann muß bei parallaktischer Aufstellung des Rohres der Zeiger des Positionskreises auf 0 Grad stehen; eventuell ist zu korrigieren. Will man nun den Winkel messen, den zwei Sterne mit der Meridianlinie 0 Grad bilden, so dreht man den Faden rechts herum, bis er genau die Lage der Doppelsterne hat, d.h. bis beide ihn gleichzeitig passieren, und liest dann die Drehung, den Positionswinkel (p) am Kreise ab."
Das Messen mit der Mikrometerschraube bedarf keiner großen Erläuterung. Die erste Maßnahme besteht jedenfalls darin, diese zu eichen. Dazu hatte ich zunächst die Mikrometerschraube an Mizar, dessen aktuelle Distanz gut bekannt ist, probiert. Und so für meine Messschraube zunächst einen Wert von 0,729"/ Teilstrich erhalten. Mit diesem Reduktionsfaktor habe ich dann eine gute Weile gearbeitet - bis ich an Delta Ori/Mintaka die umgebaute Feldaufhellung erproben wollte. Die in zwei Nächten jeweils 62 abgelesenen Einheiten entsprachen danach einer Distanz von 45". Die ließen sich allerdings mit den Angaben im Bright Star Catalogue, die zwischen 51,5" und 52" schwanken, nicht mehr vereinbaren. Ich habe mich dann etwas ratlos an Wolfgang Vollmann in Wien gewandt und der versierte Doppelstern-Beobachter teilte mir mit, dass seine aktuellsten Messungen ebenfalls bei 53" lägen. Die Lösung ergab sich schließlich aus Folgendem: Zunächst ist eine einzige Referenzquelle schlicht zu wenig - ich habe die Messschraube danach an 5 weiten Doppelsternen probiert und die Werte gemittelt. Außerdem hatte sich durch den Wegfall des langen Hellfeld-Tubus die Fokuslage des SC geändert - und damit systembedingt auch die Brennweite. Deren Verringerung resultiert in geringerer Vergrößerung - und einem größeren Reduktionsfaktor von jetzt 0,897"/Teilstrich.
Jede Messung wird möglichst zweimal ausgeführt. Beim Messen der Abstände
dergestalt, dass einmal der Hauptstern und einmal der Begleiter ,,fixiert" und jeweils die andere Komponente mit der Messmarke angefahren werden. Ebenso wird der Positionswinkel einmal ,,links" und einmal ,,rechts" vom Meridian angefahren. Die Ergebnisse werden notiert und ausgemittelt. Ich kann sagen, dass die Abweichungen bei Messungen des Positionswinkels unter den Einzelmessungen bei maximal +/-2 Grad und bei den Distanzen um +/- 1 Teilstrich entsprechend etwa 1,6" liegen. Typischerweise ist die Genauigkeit besser, das hängt aber auch vom Seeing und der Zenithdistanz des Sterns ab. Da ich aus Stabilitäts- und vor allem Orientierungsgründen keinen Zenithspiegel einsetze, schaffen zenithnahe Sterne erheblichen ,,Verrenkungsfaktor" - was die Messqualität eindeutig beeinträchtigt. Einschränkend muß ich den von mir angewandten Methoden ,,all´antica" außerdem attestieren, dass sie wirklich verlässliche Ergebnisse erst ab Distanzen > 6" liefern. Dann allerdings sind sie recht brauchbar und mit den Katalogangaben konsistent.
Nachteile der beschriebenen Methode bestehen darin, dass die Genauigkeit der Ergebnisse sicher geringer ist als bei interferometrischer Methode oder dem Einsatz von CCD-Kameras mit anschließender Auswertung anhand von CD-ROMKartenwerken. Letztere Methode ermöglicht insbesondere den Nachweis von Eigenbewegungen und somit das Ausscheiden rein optischer Doppelsterne. Das insbesondere bei Systemen mit
Name
UMa Boo Boo Boo Boo Cor Lyr Lyr Ori Ori 23 Ori Leo 93 Leo 54 Leo Leo Vir
SAO
28737 29045 64589 101138 83500 64834 68010 67452 132220 132323 112697 81298 81998 81583 118875 138917
RA 2000 Dek 2000 Mag1 Mag2
13h 24 14h 14 15h 15 14h 41 14h 45 15h 39 19h 14 18h 50 05h 32 05h 35 05h 23 10h 19 11h 48 10h 55 11h 27 12h 42
54 Grad 55 2,4 4,2
51 Grad 47 4,7 7,2
33 Grad 19 3,6 7,4
16 Grad 25
4,6 6,0
27 Grad 05 2,7 6,3
36 Grad 38 4,8 5,0
39 Grad 09 4,8 8,1
33 Grad 22 3,4 6,7
- 00 Grad 17 2,2v 6,8
- 05 Grad 54 3,2 7,0
03 Grad 32 5,2 7,0
19 Grad 51 2,4 3,5
20 Grad 13 4,8 8,4
24 Grad 45 4,5 7,0
02 Grad 50 5,4 7,0
- 01 Grad 27 3,3 3,3
Distanz" 1900
14 13 105 7 2,7 7,5 28 46 53 11 32 3,6 74 6,5 90 6,3
Distanz" aktuell
16 14 108 5,5 < 2 8 30,5 44 50 11 31 6,5 72 7 92 < 1
PosWi Grad 1900
150 238 79 100 330 305 84 150 360 140 28 120 356 107 170 324
PosWi Grad aktuell
153 234 77,3 105 346 304 82 151 360 142 28 123 356 111 180 47
Datum
25.3.07
13.5.07/20.05. 13.5.07/20.05. 16.04.07 13.5.07/20.5. 13.5.07/30.5. 13.5.07/20.5. 28.01.08/25.03.07 28.01.08/ 28.01.08/ 11.03.07 5.6./25.03.07 5.6.07/ 11.03.07 16.04.07
Tab. 1: Einige Ergebnisse; die gestrichenen Werte - rot - sind meine Messungen gegenüber den 1922 berichteten Angaben - blau.
VdS-Journal Nr. 27
22 D E E P - S K Y
geringem Abstand. Auch müssen die altmodischen Gerätschaften erst mit Aufwand und Geduld beschafft und dem Verwendungszweck angepasst werden.
Ein nicht zu unterschätzender Vorteil des beschriebenen ,,handwerklichen"
Vorgehens ist die Schnelligkeit, mit der brauchbare Ergebnisse erzielt werden: Nach etwas Übung lässt sich ein System in einer guten halben Stunde aufsuchen und ausmessen; wenn man sich einigermaßen räumlich beieinanderliegende Systeme für die Sitzung aussucht, lassen sich ohne
weiteres 5 - 6 Sternpaare in zwei Stunden ,,durchmessen". Die Ergebnisse liegen dann auch noch durchaus im Rahmen...
Einfache visuelle Messungen von Doppelsternen
von Wolfgang Vollmann
Doppelsternbahnbewegung ohne Messeinrichtung beobachtet Schon seit vielen Jahren beobachte ich Doppelsterne - sie bieten schöne Himmelsanblicke, die auch mit kleinen Fernrohren und unter Stadtrandbedingungen begeistern. Besonders interessiert hat es mich schon vor Jahren, der Bahnbewegung der schnelleren Doppelsterne zuzusehen. Bei manchen Systemen ist eine Änderung der Winkeldistanz der beiden Sterne bzw. des Positionswinkels schon in wenigen Jahren bemerkbar, selbst mit einem kleinen Fernrohr.
Wie wird die Winkeldistanz geschätzt? Eine Möglichkeit zur Schätzung der Winkeldistanz eines Doppelsternsystems bietet das Beugungsbild bei unterschiedlichen Objektivöffnungen. Ein Stern zeigt im Fernrohrokular ein Beugungsscheibchen und ein oder mehrere schwache Beugungsringe. Ein etwa gleich helles Sternpaar erscheint dann getrennt, wenn das Beugungsscheibchen des zweiten Sterns gerade im Lichtminimum zwischen Beugungsscheibchen und erstem Beugungsring des ersten Sterns liegt. Das wird als ,,Rayleigh-Kriterium" bezeichnet und ist abhängig von der Objektivöffnung: Distanz = 138"/D (D = Objektivdurchmesser in mm).
Abb. 1: Bahn des Doppelsterns Kastor A-B (STF 1110). Gezeichnet mit den Bahnelementen von W. D. Heintz 1988. Eingezeichnet ist der Ort des Begleiters jeweils im Frühling 1975/2005/2035.
Es sind aber auch etwas engere Doppelsterne noch als solche erkennbar: so fand z.B. W. R. Dawes mit verschiedenen Fernrohren, dass er Paare mit 117"/D gerade noch trennbar fand (0,85x Rayleigh-Kriterium). Geübte Beobachter können bis zu einer Winkeldistanz von 0,5-0,6x des RayleighKriteriums eine geringe Elongation des Beugungsscheibchens erkennen und damit die Doppelsternnatur und die ungefähre Richtung Hauptstern-Begleiter feststellen!
Ich beobachtete im März 1975 mit meinem 80/880 mm Schülerrefraktor bei 146-fach-
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 2: Airy disc = Beugungsscheibchen; Größe abhängig von Lambda (Wellenlänge) und Objektivdurchmesser D. FWHM = full width half maximum, entspricht etwa dem wahrgenommenen Durchmesser der Begungsscheibe; Intensität des Lichts auf 50% vom Maximum gefallen. Aus [14]
D E E P - S K Y 23
er Vergrösserung den Doppelstern Kastor (Alpha Geminorum). Bei 80 mm Öffnung beträgt das Rayleigh-Kriterium 138/80 = 1,73 Bogensekunden. Da die beiden Sterne damals genau 2,0" voneinander entfernt waren, konnte ich sie gut in zwei winzige Scheibchen auflösen. Ich blendete mein Fernrohr auf 60 mm ab - RayleighDistanz 2,3": jetzt berührten sich die beiden Sternscheibchen. Bei Abblendung auf 40 mm - Rayleigh-Distanz 3,45" - war der Doppelstern nicht mehr auflösbar.
Im Februar 2004 wiederholte ich den Versuch mit dem gleichen Fernrohr und Vergrößerung. Durch die Umlaufbewegung in den knapp 30 Jahren war die Winkeldistanz von Kastor A und B mittlerweile auf 4,3" angewachsen. Kastor war jetzt auch bei Abblendung auf 40 mm Objektivdurchmesser klar trennbar!
Wie wird der Positionswinkel geschätzt? Durch die tägliche Bewegung wandern alle Gestirne von Ost (Positionswinkel 90 Grad ) nach West (270 Grad ). Ich stelle mir ein Uhrzifferblatt mit dem helleren Stern in der Mitte vor. Die Ost-West-Richtung entspricht dann im Okular den Stunden ,,9" bzw. ,,3 Uhr". Die Richtung vom helleren Stern zum schwächeren kann sehr gut in ganzen ,,Stunden" (30 Grad im Positionswinkel), mit etwas Übung ohne weiteres auf ,,1/2 Stunden" (15 Grad ) abgeschätzt werden. Natürlich muss die Orientierung des Bildfelds im Okular (astronomisches Fernrohr ohne oder mit Zenitprisma) beachtet werden.
Beispiel: Beobachtung von Xi UMa, meistens mit dem 80 mm-Refraktor (in Klammern Distanz / Positionswinkel laut Ephemeride; Umlaufzeit ist ,,nur" 60 Jahre!): - April 1976 (3,1" / 112 Grad ): bei 146x
war er deutlich zu trennen. Den Positionswinkel schätzte ich zu 120 Grad (aus der täglichen Bewegung; Nachführung hat dieses Fernrohr nicht). - Juni 1985 (2,2" / 89 Grad ): der Begleiter war nun fast genau im Osten zu sehen. Meine Schätzung des Positionswinkels: 90 Grad. Die Bewegung des Doppelsterns war merkbar geworden! - Mai 1993 (0,9" / 350 Grad ): jetzt genügte der 80-mm-Refraktor nicht mehr zur Trennung. Im 150/3000-mm-Refraktor der Urania-Sternwarte Wien waren die beiden Sterne aber deutlich getrennt (300x); Positionswinkel-Schätzung: 345
Grad - nun war er fast im Norden. - Mai 1996 (1,4" / 299 Grad ): nun gelang mir
erstmals wieder die Sichtung mit dem 80-mm-Refraktor: sehr schwierig, nur länglich. Positionswinkelschätzung: 290 Grad - fast im Westen. - Mai 2001 (1,8" / 264 Grad ): leicht trennbar bei gutem Seeing; Positionswinkel: 270 Grad - im Westen. - März 2004 (1,8" / 248 Grad ): im 130-mmRefraktor gut trennbar mit Abstand; Positionswinkel-Schätzung 255 Grad . Xi Ursae Maioris ist auch die nächsten Jahre ein gutes Objekt für solche Beobachtungen: im Frühjahr 2008 beträgt der Positionswinkel noch 220 Grad , sechs Jahre später 2014 steht der Begleiter dann genau im Süden bei Positionswinkel 180 Grad .
Abb. 3: Skalen im Baader-Microguide-Okular. 1 = Lineare Skala mit 60 Teilstrichen, die je 100 Mikrometer lang sind. Wird benutzt für die Distanzmessung und zum Bestimmen des Positionswinkels (siehe unten) 2 = Positionswinkelskala 3 = Konzentrische Kreise 4 = Grosse Winkelskala. Wird benutzt für die Bestimmung des Positionswinkels (siehe unten)
Der Positionswinkel gibt die Richtung vom helleren Stern zum schwächeren an: Nord = 0 Grad , Ost = 90 Grad , Süd = 180 Grad , West = 270 Grad . Im astronomischen Fernrohr mit umgekehrtem Bild läuft er gegen den Uhrzeigersinn, gezählt von Norden (unten). Bei Verwendung eines Zenitprismas/spiegels am Refraktor/SC mit seitenverkehrtem Bild läuft er im Uhrzeigersinn.
Doppelsternbahnbewegung mit dem astrometrischen Okular gemessen Seit mehreren Jahren sind astrometrische Okulare auf dem Markt. Baader/Celestron bietet das Microguide Okular an (ca. 200
Euro), Meade ein ähnliches astrometrisches Okular (ca. 150 Euro). Mit diesen Okularen lässt sich ohne weitere Hilfsmittel die Messgenauigkeit von Doppelsternen gegen die einfachen Schätzungen ganz erheblich steigern. Gute Messungen können eine Genauigkeit von einem Grad im Positionswinkel und einen Distanzfehler von maximal zwei Prozent liefern! Diese Messokulare bieten eine Strichplatte mit verschiedenen Skalen, die sehr gut für Distanz- und Positionswinkelmessungen verwendet werden können. Eine regelbare Batteriebeleuchtung der Strichplatte ist ebenfalls vorhanden. Die folgenden Beispiele beziehen sich auf das Baader Microguide-Okular [3], das ich selbst verwende. Sie sind aber mit anderen ähnlichen Okularen ebenfalls möglich. Zusätzlich zum Messokular benötigen die meisten Beobachter eine Barlowlinse, um eine Brennweite des Fernrohrs von drei, besser fünf Metern zu erreichen. Damit wird mit dem Microguide-Okular (12,5 mm Brennweite) eine Vergrösserung von 240x bzw. 400x erreicht. Selbst bei kleinen Fernrohren mit 80 oder 100 mm Durchmesser ist das wünschenswert da sonst die Abbildung auf den Okularstrichskalen zu klein ist.
Erforderlich ist ebenfalls eine relativ genau aufgestellte parallaktische Montierung mit motorischer Nachführung, die sich aber per Handtaster abschalten lässt - das dient wieder zur genauen Festlegung der Ost-West-Richtung. Es gibt aber auch schon erfolgreiche Versuche mit einem azimutal aufgestellten Dobson-Teleskop, Doppelsterne zu messen [5].
Messung der Winkeldistanz mit dem Microguide-Okular Die Winkeldistanz der zu messenden Sterne wird mit der linearen Skala in der Mitte des Okulars gemessen. Dazu wird das Okular so gedreht, dass die lineare Skala möglichst genau in der Richtung der beiden Sterne zeigt. Jetzt kann die Distanz in Teilstrichen von der Skala abgelesen werden. Eine Schätzung auf 0,1 oder 0,2 Teilstriche ist durchaus möglich. Die Schätzung wird mehrfach wiederholt und möglichst an weiteren Abenden ebenfalls nochmals durchgeführt.
Beispiel: Beobachtungen von Gamma Arietis mit einem 130/1040-mm-Refraktor, 5x-Barlowlinse (Powermate) und Microguide-Okular: 13. Jan. 2008: Distanz 2,0 Teilstriche
VdS-Journal Nr. 27
24 D E E P - S K Y
23. Jan. 2008: mehrere Messungen: 2,0 / 2,1 / 2,0 / 2,0 / 2,0 / 2,0 Teilstriche Mittelwert: 2,01 Teilstriche plus/minus 0,04 Teilstriche.
Eichung der linearen Skala im Okular durch Sterndrift Die Eichung der linearen Skala erfolgt durch einen Stern, der bei ausgeschalteter Nachführung entlang der Skala läuft (Okular richtig drehen!). Mit der Stoppuhr wird die Zeit, die der Stern braucht, um alle 60 Teilstriche zu durchlaufen gemessen und möglichst oft wiederholt, auch bei verschiedenen Sternen unterschiedlicher Deklination. Beispiel: Gamma Arietis am 23. Jan. 2008: Zeitdauer 15,69s / 15,77s / 15,69s / 15,79s Mittelwert: 15,74s plus/minus 0,05s
Bei einer Deklination des Sterns von +19 Grad 19`59,1" zum Beobachtungstermin (nachgesehen mit dem freien Sternkartenprogramm ,,Cartes du Ciel" [6]) berechnet sich die Strichskala mit 60 Teilstrichen zu 60 TS = Zeitdauer [s] * 15,0411 * cos (Deklination) = 223,4" plus/minus 0,7" Ein Teilstrich entspricht also einer Winkeldistanz von 3,72" plus/minus 0,01"
Mehrere solcher Bestimmungen ergaben bei meiner Konfiguration einen Durchschnittswert von 3,706" pro Teilstrich. Die Messung von Gamma Arietis mit 2,01
Teilstrichen liefert also eine Winkeldistanz von 7,45". Der Washington Double Star Catalog 2006.5 [1] gibt eine Messung von 7,4" im Jahre 2005 an (Sternidentifikation: WDS 01535+1918 = Rektaszension und Deklination 2000.0 und STF 180AB = Entdeckercode von Friedrich Georg Wilhelm Struve).
Messung des Positionswinkels mit dem Microguide-Okular Auch diese Messung benützt die lineare Skala in der Okularmitte. Zuerst wird bei eingeschalteter Nachführung der Doppelstern zwischen die beiden Striche gebracht - das Okular wird so gedreht, dass beide Sternkomponenten möglichst genau zwischen die beiden Striche zu liegen kommen. Der hellere Stern wird dann mit der Feinbewegung genau in die Mitte der linearen Skala (Markierung 30 Teilstriche) gebracht und dann wird die Nachführung abgeschaltet. Jetzt driftet der Stern an den Rand und dort kann an der großen Winkelskala der Positionswinkel abgelesen werden. Bei der Beobachtung mit dem astronomischen Fernrohr (umgekehrtes Bild) wird die äußere Skala benutzt, bei Verwendung eines Zenitprismas/ Zenitspiegels (seitenverkehrtes Bild) die innere Skala. Die Messung wird mehrmals wiederholt, dabei drehe ich das Okular mehrmals um 180 Grad . Die äußere Winkelskala ist zwar nur auf 5 Grad geteilt, der
Winkel kann aber auf 0,5 Grad genau geschätzt werden. Beispiel: wieder Gamma Arietis: Messungen 90,5 Grad / 89,5 Grad / 90,0 Grad / 89,0 Grad / 89,0 Grad / 89,0 Grad (innere Skala, da ein Zenitprisma benutzt wurde). Mittelwert 89,5 Grad plus/ minus 0,6 Grad . Konstruktionsbedingt muss von diesem Ergebnis noch 90 Grad abgezogen werden, als gemessenen Positionswinkel erhalte ich also -0,5+360 = 359,5 Grad . Der WDS 2006.5 gibt eine Messung von 1 Grad im Jahr 2005 an - mein Ergebnis ist also nur 1,5 Grad kleiner! Bilder zur Erklärung der Messung des Positionswinkels: beide Bilder zeigen den Anblick im Refraktor mit Zenitprisma (Norden oben, Osten rechts, Westen Richtung tägliche Bewegung links). Die beiden Komponenten des Doppelsterns sind rot skizziert, die Himmelsrichtungen im Okular ebenfalls, der Pfeil gibt die Richtung der täglichen Bewegung bei ausgeschalteter Nachführung an. Zunächst wird das Messokular so gedreht, dass die beiden Sterne genau auf der linearen Skala 1 liegen. Dann wird der hellere Stern in die Mitte der linearen Skala bei Teilstrichnummer 30 gebracht. Nach Abschalten der Nachführung driftet der Stern nach Westen. Der Winkel auf der inneren Winkelskala wird auf 1 Grad oder besser geschätzt, bei dem der hellere Stern die Skala passiert. Die schwach gezeichnete Strichskala stammt aus dem Microguide-Handbuch [3].
Abb. 5: Messung eines Positionswinkels von 20 Grad . Der Begleiter ist vom helleren Stern in Richtung Teilstrichnummer 0 zu erkennen. Der Hauptstern driftet von Teilstrichnummer 30 und passiert die innere Winkelskala bei 110 Grad . Der Positionswinkel wird berechnet zu 110 Grad - 90 Grad = 20 Grad .
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 6: Messung des gleichen Positionswinkels 20 Grad , aber mit um 180 Grad gedrehtem Microguide-Okular. Der Begleiter ist also vom Hauptstern Richtung Teilstrichnummer 60 zu sehen. Wieder driftet der Hauptstern von Teilstrichnummer 30 und passiert die innere Winkelskala bei 290 Grad . Der Positionswinkel wird berechnet zu 290 Grad + 90 Grad = 380 Grad - 360 Grad = 20 Grad .
D E E P - S K Y 25
Beispiele von eigenen Doppelsternmessungen mit dem Microguide-Okular Beta Ori (Rigel) = STF 668 A-BC = WDS 05145-0812 / 0,3 und 6,8 mag Messung: 2008,12 Distanz 9,5" PW 203,7 Grad Rigel ist durch den grossen Helligkeitsunterschied kein einfacher Doppelstern - ein gutes Testobjekt für Sirius, der etwa 11/2 Stunden später kulminiert.
118 Tau = STF 716 AB = WDS 05293+2509 / 5,8 und 6,7 mag Messung: 2008,06 Distanz 4,6" PW 210,2 Grad
Delta Ori = STFA 14 Aa-C = WDS 05320-0018 / 2,4 und 6,8 mag Messung: 2008,07 Distanz 53,5" PW 359,9 Grad Schönes weites Paar!
Zeta Ori = STF 774 Aa,C = WDS 05407-0157 / 1,9 und 9,6 mag Messung: 2008,06 Distanz 59,1" PW 9,6 Grad Weites Paar mit großem Helligkeitsunterschied - noch gut zu messen mit dem 130-mm-Refraktor!
Alpha CMa (Sirius) = AGC 1 AB = WDS 06451-1643 / -1,5 und 8,5 mag Messung: 2008,22 Distanz 8,4" PW 96,7 Grad Sehr schwierig durch den enormen Helligkeitsunterschied. Am besten mit einer sechseckigen Blende vor dem Objektiv beobachtbar.
Weitere Messungen für eigene Vergleiche sind dem JDSO [9], den Webseiten von Florent Losse [10], J. S. Schlimmer [11] und meiner Webseite [12] zu entnehmen. Zum Vergleich kann auch der WDS-Katalog [1] und bei Objekten mit bekannter Bahn der Bahnkatalog [2] benutzt werden.
Einige Doppelsterne mit im kleinen Fernrohr erkennbarer Bahnbewegung in den nächsten Jahren:
Mit Fernrohren bis zu 150 mm Öffnung gibt es einige Doppelsterne, die in den nächsten Jahren eine erkennbare Umlaufbewegung zeigen. Die Liste ist nach Rektaszension geordnet.
Alpha Piscium = WDS 02020+0246 = STF 202 / 3,8 und 4,9 mag
2008: 1,8" 266 Grad / 2018: 1,7" 259 Grad Längere Umlaufperiode (ca. 900 Jahre); gut trennbar mit 80 mm
14 Orionis = WDS 05079+0830 = STT 98 / 5,3 und 6,2 mag 2008: 0,9" 304 Grad / 2013: 1,0" 295 Grad / 2018: 1,0" 287 Grad Umlaufzeit 199 Jahre.
Alpha Canis Maioris (Sirius) = WDS 06451-1643 = AGC 1 / -1,5 und 8,5 mag 2008: 8,0" 98 Grad / 2013: 9,8" 83 Grad / 2018: 10,9" 72 Grad Sehr schwieriges Objekt durch den großen Helligkeitsunterschied, beobachtbar ab ca. 100 mm Öffnung. Am besten bei möglichst ruhiger Luft und einer sechseckigen Blende vor dem Objektiv beobachtbar [13].
Alpha Geminorum (Kastor) = WDS 07346+3153 = STF1110 / 1,9 und 3,0 mag 2008: 4,5" 59 Grad / 2018: 5,3" 53 Grad Weiterer Begleiter C 9,8 mag in 71" 164 Grad .
Zeta Cancri AB = WDS 08122+1739 = STF1196AB / 5,6 und 6,0 mag
ASTROCOM - Kompetenz
NEU! WATEC WAT-120N+ astronomische Video-Kamera: Überzeugend durch hohe Lichtempfindlichkeit, sehr gute Bildschärfe, einfache Bedienung und jetzt auch KurzzeitBelichtungen!
auf
breiter
Basis
Klassen besser!
Technische Daten:
um
1/4 1/4
WAT-120N+ Kamera mit Fernbedienung ....................... auf Anfrage Focal-Reducer 0,5x, C-Mount-Adapter und Preise für komplette Sets .......................................... auf Anfrage
ASTROCOM Binokular-Ansatz
Neues Modell (siehe Bild rechts) - jetzt werden die Okulare statt mit Klemmschrauben mit einer komfortablen Ringklemmung fixiert! Kein seitliches Dejustieren, kein versehentliches Verlieren der Klemmschrauben!
1/4 1/4
Viele weitere interessante Produkte sowie eine aktuelle Schnäppchenliste mit günstigen Angeboten finden Sie
im Internet unter www.astrocom.de!
ASTROCOM GmbH/Abt. 0 · Fraunhoferstr. 14 D-82152 MARTINSRIED / MÜNCHEN (089) 8583 660 · Fax (089) 8583 6677
eMail: service@astrocom.de · www.astrocom.de
Mo N de eu le ls !
ASTROCOM Binokular-Ansatz mit Aufbewahrungsbox .................... nur 119,00
PARALUX 1,6x MagniMax Barlow-Linse (für Newtons, etc.) ............................ nur 39,00
26 D E E P - S K Y
2008: 1,0" 44 Grad / 2010: 1,1" 36 Grad / 2012: 1,1" 29 Grad / 2014: 1,1" 22 Grad / 2016: 1,1" 16 Grad / 2018: 1,1" 9 Grad Umlaufzeit 59,6 Jahre. Gut sichtbarer Begleiter C mit 6,2 mag in 5,9" 69 Grad (2008) - schönes Dreifachsystem!
Omega Leonis = WDS 09285+0903 = STF1356 / 5,4 und 6,1 mag 2008: 0,7" 100 Grad / 2018: 0,9" 113 Grad Schwieriges Objekt für 125-150 mm Öffnung, Umlaufzeit 118 Jahre.
Xi Ursae Maioris = WDS 11182+3132 = STF1523 / 4,3 und 4,8 mag 2008: 1,6" 226 Grad / 2010: 1,6" 211 Grad / 2012: 1,6" 197 Grad / 2014: 1,7" 183 Grad / 2016: 1,9" 171 Grad / 2018: 2,0" 161 Grad Rasche Umlaufbewegung, Umlaufzeit 59,9 Jahre.
Gamma Virginis = WDS 12417-0127 = STF1670 / 3,5 und 3,5 mag 2008: 1,0" 35 Grad / 2010: 1,5" 20 Grad / 2012: 1,8" 12 Grad / 2014: 2,2" 6 Grad / 2016: 2,5" 2 Grad / 2018: 2,7" 359 Grad Periastron 2005 - das Paar wird jetzt rasch weiter
Xi Bootis = WDS 14514+1906 = STF1888 / 4,8 und 7,0 mag 2008: 6,2" 310 Grad / 2018: 5,4" 299 Grad Siehe VdS Journal 25 [8] Zeta Herculis = WDS 16413+3136 = STF2084 / 2,8 und 5,5 mag 2008: 1,1" 196 Grad / 2013: 1,2" 153 Grad / 2018: 1,3" 118 Grad Ein ziemlich schwieriger Doppelstern mit größerem Helligkeitsunterschied für gute 100-150-mm-Fernrohre. Umlaufzeit nur 34,4 Jahre - rasche Umlaufbewegung!
Mü Draconis = WDS 17053+5428 = STF2130 / 4,9 und 5,0 mag 2008: 2,3" 8 Grad / 2018: 2,5" 358 Grad
26 Draconis = WDS 17350+6153 = BU 962 / 5,2 und 8,6 mag 2008: 1,2" 321 Grad / 2010: 1,1" 317 Grad / 2012: 0,8" 311 Grad / 2014: 0,6" 301 Grad / 2016: 0,4" 278 Grad / 2018: 0,3" 231 Grad Durch den Helligkeitsunterschied nicht leicht zu sehen, wird rasch schwieriger, Umlaufzeit 76,1 Jahre.
70 Ophiuchi = WDS 18055+0230 = STF2272 / 4,0 und 5,9 mag 2008: 5,4" 134 Grad / 2013: 6,1" 128 Grad / 2018: 6,5" 124 Grad Umlaufzeit 88,4 Jahre, derzeit leicht trennbar.
Mü Cygni = WDS 21441+2845 = STF2822 / 4,5 und 5,9 mag 2008: 1,7" 315 Grad / 2018: 1,5" 324 Grad
Zeta Aquarii = WDS 22288-0001 = STF2909 / 3,7 und 3,9 mag 2008: 2,2" 174 Grad / 2018: 2,5" 163 Grad
Pi Cephei = WDS 23079+7523 = STT 489 / 4,4 und 6,7 mag 2008: 1,2" 357 Grad / 2018: 1,2" 5 Grad Umlaufzeit 160 Jahre.
Weitere Beobachtungsmöglichkeiten für Doppelsternmessungen Neben der visuellen Beobachtung eignen sich besonders gut Webcam-Messungen [8] und Messungen mit einer CCDKamera [7] für Amateure - über beide Möglichkeiten habe ich im VdS Journal bereits berichtet.
Literatur - Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and
William I. Hartkopf: The Washington Double Star Catalog (WDS). http://ad.usno.navy.mil/wds/ - Aktuelles Verzeichnis aller Doppelsterne.
- William I. Hartkopf & Brian D. Mason: Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars. http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6. html
- Der aktuelle Bahnkatalog mit Bahnelementen und Ephemeriden.
- Peter Stättmayer: Bedienungsanleitung zum Messokular Baader Micro-Guide. http://www.baader-planetarium.de/download/micro-guide.pdf
- Robert Argyle: Observing and Measuring Visual Double Stars. Springer Verlag 2004. Aktuelles sehr empfehlenswertes Buch über (fast) alle Aspekte der Doppelsternbeobachtung.
- Thomas G. Frey: Visual Double Star Measurements with an Alt-Azimuth Telescope. JDSO Vol.4, No.2. http://www. jdso.org/volume4/number2/Frey_59_65. pdf
- Patrick Chevalley: Cartes du Ciel. http:// astrosurf.com/astropc/cartes/index.html
- Sehr gute Freeware mit dem WDS Katalog von 2004
- Wolfgang Vollmann: STF2486 - Doppelstern-Astrometrie mit der CCD-Kamera. VdS Journal 22.
- Wolfgang Vollmann: Die Umlaufbewegung des Doppelsterns Xi Bootis. Doppelstern-Astrometrie mit der Webcam. VdS Journal 25.
- JDSO: Journal of Double Star Observations: http://www.jdso.org
- Webseite von Florent Losse: http://www.astrosurf.com/hfosaf
- Webseite von J.S.Schlimmer: http://www.epsilon-lyrae.de
- Webseite von W. Vollmann: http://home.pages.at/vollmann
- Seite über Sirius (Alpha CMa): http://home.pages.at/vollmann/sirius.htm http://telescope-optics.net
24 Grad 48' 17'' South / 15 Grad 53' 49'' East
von Evelyn Petkow
Ende März 2007 ging es zur Sternenbeobachtung für drei Monate zur Sossusvlei Mountain Lodge im nördlichen Teil des Namib Rand Nature Reserve. Mein Mann und ich wussten schon, wie es dort ist. Gigantische Dünenfelder im Süden und schroffe Berge im Norden prägen das Bild. Bei einem so langen Aufenthalt, ohne Ortswechsel, sollte man eine große Faszination für die Wüste mitbringen. Man kannte uns dort schon, wir
folgten einer Einladung. Die Vorfreude war riesig - und die Vorbereitungen ebenfalls. Unsere besten Freunde Ingeborg und Richard Hämmerle, sowie Regina Grohmann haben während unserer Reise zu Hause die Stellung gehalten.
Die Lodge hat ein kleines Observatorium und verfügt über ein 12" MEADE. Die ,,LX-Dame" ist nicht mehr die Jüngste. Sie hat während unseres Aufenthalts brav
ihren Dienst getan. Wir wussten, dass dies in der Vergangenheit nicht immer der Fall war. Sicherheitshalber nahmen mein Mann und ich eigenes Equipment mit.
Ausrüstung: - 8 Zoll Reisedobson + Ersatzteile,
Gegengewicht + Sucher - 6 Okulare + 11/4 Okularauszug + Filter - Justierlaser + grüner Laserpointer +
Werkzeug + Wasserwaage
VdS-Journal Nr. 27
D E E P - S K Y 27
- 25x150 mm Großfernglas / Taukappe + ICS-Montierung, Gitzo-Stativ + Telrad
- Laptop + Astronomieprogramme + Steckdosenadapter + Ladegerät + Akkus
- 2 Rotlichtlampen + 2 Stirnlampen - 10x30 mm Fernglas (stabilisiert) - Sternkarten [1] + Astronomische
Literatur [2] bis [4] + Jahrbuch [5] - Zeichenbedarf + Fotokarton + weiße
Kreide usw. - kl. Digitalkamera + Stativ - warme Funktionsunterwäsche +
Skijacke + Mütze + Handschuhe + Schlafsack - Eine Checkliste fürs Equipment [6] kann ich jedem Sternfreund empfehlen. Rückblickend betrachtet war die Zusammenstellung perfekt. Nur den UHC Filter hatte ich so gut verstaut, dass ich ihn erst wieder nach der Rückreise in einem Socken fand!
Transport Die LTU beförderte auf ihrem Streckennetz Windhoek Astronomen-Equipment bis zu 30 kg ohne Aufpreis hin und zurück. Hoffentlich bleibt der Service! 90 kg Gepäck wurden auf zwei Roll-Reisetaschen (95x47x40cm) und zwei Rucksäcke verteilt. Der Dobson passte exakt in einen Skischuhrucksack (als Kabinengepäck) hinein. Peter Dunning, der damalige Manager der Lodge, hat freundlicherweise alles mit seinem Auto transportiert.
Ein paar Worte zu dem Gerätethema dürfen nicht fehlen. Mechanische Probleme durch Sandstaub sind immer in Betracht
Abb. 2: Lodge aus der Vogelperspektive
Abb. 1: Keine UFO-Landeplätze, sondern Hexenringen
zu ziehen. Dunkle Wolken zogen leider für mich schon in der zweiten Woche auf. Die Montierung vom Großfernglas blockierte horizontal ohne Vorwarnung von einer Minute zur nächsten. Herr Birkmaier aus Augsburg hatte uns vorgewarnt. Für diesen Fall hatte er als ,,Notausstieg" zum Auseinandernehmen extra eine Zusatzkupplung gebastelt. Eine Ölbestellung aus Windhoek hätte eventuell vier Wochen gedauert - und die Lodge bot keinen Tropfen an! Schmiermittel sind wohl rar in Namibia. Improvisation war angesagt. Wir schmierten die dafür nicht vorgesehene Zusatzkupplung mit mei-
ner Vaseline (eigentlich als Hautpflege gedacht) - und konnten dann das Instrument wieder drehen. Diese Notlösung tat für die restlichen 10 Wochen ihren Dienst.
Sternfreu(n)de Langweilig wurde es nie. Zum einen standen neben der ausgiebigen visuellen Beobachtung zeichnerische Großprojekte wie die Milchstraße mit bloßem Auge, die Große und Kleine Magellansche Wolke, der Eta-Carina-Nebel und zahlreiche Planetarische Nebel auf meinem Programm. Zum anderen ergab sich von Gast zu Gast die Möglichkeit, interessierten Menschen die Tür zum Universum zu öffnen. Das Alter und die persönliche Ausrichtung spielten dabei keine Rolle: von quirligen 4 bis zu rüstigen 89 Jahren, vom Esoteriker bis zum Astrophysiker. Die Tür stand jedem offen, und 445 Menschen traten ein. Sie warfen einen Blick ins Reich der Sterne und Planeten, obwohl für sie oft nur wenig Schlaf bis zum ,,Wake Up Call" um 5 Uhr morgens für die typischen Lodge-Aktivitäten blieb. Aber ohne meinen grünen Laserpointer wäre ,,die Macht" nicht ,,mit mir" gewesen, der war so wichtig wie die Instrumente! Joseph, der Nachtwächter, besuchte uns besonders häufig. Er hatte die reinsten ,,Eulenaugen" und sah auf Anhieb jedes von mir beschriebene Objekt. Jedes! Das Bino war seine große Liebe. Niemand sonst war so ergriffen von den damit sichtbaren verschiedenen Farben der Sterne wie er. Und wenn dann der Mond
VdS-Journal Nr. 27
28 D E E P - S K Y
Abb. 3: Fluoreszierende Nebelschwaden am 26. April 2007; Panasonic Lumix DMC - FX 01 ISO 80, F2,8, 60 s.
über den Bergen aufging, war er von den Okulargummimuscheln nicht mehr wegzulösen. Wie üblich war - gerade für Newcomer - Saturn der Renner unter den Objekten. Ist der wirklich echt oder ist da ein Dia im Teleskop? Zu den schönsten Erinnerungen zählt sicherlich die Begegnung mit zwei Damen um die Neunzig. Sie hatten ihn das erste Mal im Leben ,,live" gesehen. Spitzenreiter unter den DeepSky-Objekten war der Kugelsternhaufen Omega Centauri. Der Eindruck aus dem Okular wurde ganz subjektiv mit einer erstaunlichen Palette von Assoziationen verbunden: Brokkoli, Mandala, Explosion, Eiskristall, Schneeball, Zuckerwatte, Großstadt von oben bei Nacht, Blick durchs Kaleidoskop, Mikroskopquerschnitt. Galaxien (außer SMC und LMC) waren für viele Teleskopneulinge auch mit dem Meade sehr schwer erahnbar. Deshalb verglich ich z.B. NGC 5128 mit einem kosmischen ,,Hamburger" oder NGC 4039 mit einem Erdnussflip. Und siehe da, jeder fand die Galaxie. Am längsten dauerte es, wenn der visuelle Eindruck mit einer vorgeformten Weltanschauung in Konflikt stand, die so etwas wie andere Galaxien gar nicht vorsah.
VdS-Journal Nr. 27
Für viele war bereits die Geschichte von der ,,Geburt", dem ,,Leben" und dem ,,Tod" von Sternen neu und eine Herausforderung. Für mich selber immer eine Faszination, die ich gerne mit anderen Betrachtern teilte, war in diesem Zusammenhang die diesbezügliche ,,Erlebniswelt" des Carina-Nebels. Im Großfernglas konnte ich den besten Eindruck schinden. Das Objekt wirkte fast dreidimensional und war für viele wie ein Flug ins All. Mit 8", einem O[III]-Filter und bei niedriger Vergrößerung wurde die Nebelstruktur richtig kontrastreich. Mit dem 12"-Teleskop bin ich näher auf den Stern Eta-Carina eingegangen. Ab 200-fach tauchte der rötliche HomunculusNebel auf. In diesem Zusammenhang möchte ich auch einen anderen Konflikt erwähnen. Einerseits war dem häufig mitgebrachten Bedürfnis des Betrachters nach der kosmischen Ruhe, Erhabenheit und ästhetischer Schönheit des Nachthimmels sowie seiner Objekte Rechnung zu tragen. Auch ich war manchmal so von dem einen oder anderen Objekt ergriffen, dass ich - wozu man eben nur bei einer solchen Gelegenheit die Zeit hat - Stunden mit seiner bloßen Betrachtung verbrachte. Andererseits war es aber auch gewünscht, das Wahrgenommene mit dem aktuellen
astronomischen Kenntnisstand zu verbinden. Dann war Schluss mit ,,Friede, Freude, Eierkuchen". Z.B anhand des Galaxienkannibalismus (manche sprechen auch von Hochzeit) konnte ich schildern, wie es im Universum richtig rund geht.
Deep-Sky-Bedingungen Namibia ist berühmt für seinen tollen Himmel, die Wüstenlage war ausgezeichnet! Ich möchte aber ausdrücklich betonen, dass bei kurzem Aufenthalt ein ungetrübter Sternenhimmel nicht immer gewährleistet ist.
Gesamtzahl: 83 Nächte 24 Mondnächte 5 Nebelnächte / 6 Sturmnächte / 3 Gewitternächte / 2 Bauchwehnächte 37 gut nutzbare Deep-Sky-Nächte (Seeing 3 / Bortle-Skala 2-3)
Das helle Zodiakallicht und -band war nicht das einzige Problem, mit dem ich zu ,,kämpfen" hatte. Es war endlich der erste Neumond, und die Schwärze des Himmels kam leider von den Wolken. An einem Abend blinzelte ausschließlich Beteigeuze durch. An ein Set up am Teleskop war nicht zu denken. Aber manchmal hilft Geduld
D E E P - S K Y 29
und Ausdauer, auch wenn sie nicht von einem selber kommt: Eine Gruppe Spanier kam - und wollte Sterne sehen. Nachdem für sie um 20 Uhr der Tag erst begann, wurde gewartet und gewartet. Der Himmel riss um Mitternacht tatsächlich noch auf. Die Lücken reichten für einige Objekte im Großfernglas aus, und ihr Glück kannte keine Grenzen. Zum Dank wurde das Bino abfotografiert wie noch nie.
Ende April war der erste Kälteeinbruch. Eine Nebelwalze rollte, vom Ozean kommend, ins Landesinnere hinein. Das Mondlicht brachte die Schwaden zum ,,Fluoreszieren". Die Atmosphäre war richtig unheimlich! Am 20. Mai um 0:35 Uhr kam es noch dicker. Innerhalb von 10 Minuten war der gesamte Himmel dicht. Eine triefnasse Wüste begrüßte uns am Morgen. Nur gut, dass wir das gesamte Equipment ins Observatorium gestellt hatten.
Mit der Luftruhe brauchte man etwas Glück und Geduld. Ab Mitternacht wurden die Bedingungen besser. Hohe Vergrößerungen waren jedoch eher problematisch. Das betraf die Planetarischen Nebel, wie auch die Planeten.
Trotz allem habe ich ein ganzes ,,Lebenspensum" an Betrachtungszeit gehabt!
Ich konnte meine Sammlung um 41 PN erweitern. NGC 5189 und NGC 6302 waren meine Favoriten.
Weitere Zeichnungen: - 16 Galaktische Nebel - 11 Dunkel-
nebelgebiete - Milchstraße visuell (Gemini > Vela >
Crux > Sagittarius > Cygnus) - 23 Offene Sternhaufen - 39 Kugelstern-
haufen - 91 Galaxien - LMC und SMC im Großfernglas - 22 Einzelobjekte [7]+[8] beider
Satellitengalaxien
Die Große Magellansche Wolke war eine echte Herausforderung. So manches Mal wollte ich den Griffel in die Ecke schmeißen. In einer Grobskizze wurden über einen Zeitraum von einer Woche viele Teilbereiche herausgearbeitet. Die Kleine Magellansche Wolke war nicht so kniffelig. Bei ihr hatte ich mit der Müdigkeit zu kämpfen, waren doch die besten Beobachtungsbedingungen in den frühen Morgenstunden.
Abb. 4: Leuchtspurverlauf des Bolides vom 27. Mai 2007 um 17:24 Uhr
Es folgt eine kleine Auswahl von Ereignissen. Alles andere würde den Rahmen sprengen. Am 29. März um 5:10 Uhr stolperte mein Mann beim Sternenspaziergang über einen Kometen am Südosthimmel. Unabhängig davon erreichte uns Tage später über den
Manager eine Mail von George Tucker aus den USA. Sie betraf diesen Kometen, der Anfang des Monats entdeckt wurde: ,,Terry Lovejoy of Thornlands, Queensland, Australia, has discovered a 9th-magnitude comet in the southern constellation Indus."
Abb. 5: PN NGC 5189, Zeichnung 12", 200x, OIII-Filter
VdS-Journal Nr. 27
30 D E E P - S K Y
Anfang Mai brach eine Mondlichtphobie unter den Leuten aus. Schadet das Licht meinen Augen? Eine deutsche Zeitung hatte das zur März-Mondfinsternis geschrieben. Reisende erzählten es an der Bar. Von der Bar breitete sich dann der ,,Virus" unaufhaltsam aus. Für die Skeptiker benutzte ich ab diesem Zeitpunkt ausschließlich das Teleskop und einen Mondfilter. Ich selber habe den Mond nächtelang mit dem Fernglas betrachtet. Wie auch am 4. Mai, als Antares und Mond in Konjunktion standen. Der Zeitpunkt ihrer engsten Annäherung fand leider hinterm Berg statt. Um 19:09 Uhr tauchte das ,,Herz des Skorpions" auf. Der Moment, in dem beide über den, mit Gräsern bewachsenen, schwarzen Berggrad aufgingen, war gigantisch. Am 27. Mai ereignete sich etwas Besonderes. Es war Dämmerung und noch kein Stern am Himmel. Wir blickten in
die Ferne. Um 17:24 Uhr zog plötzlich eine türkisblaue Feuerkugel geruhsam ihre Bahn. Der Einfallswinkel war nicht sehr steil, und sie verschwand ohne einen Ton zwischen den Bergen. Ich griff schleunigst zum Bleistift und erstellte eine Skizze. Danach machte ich noch schnell ein Foto, um den Ort und die Lichtverhältnisse festzuhalten. Es ist sehr schwierig die Helligkeit richtig einzuschätzen [9]. Steve Eric Golob und Laura Eliana Arciniega, die auch unbedingt in meinem Artikel erwähnt werden wollten, kamen zu uns raufgestürmt. Habt ihr das gesehen? Auch etliche andere fragten mich. Auch sie ahnten, dass sie etwas Besonderes beobachtet hatten.
Literaturhinweise [1] M. Feiler, Ph. Noach: Deep Sky
Reiseatlas, 2005, Oculum Verlag [2] Webb Society, Deep-Sky Observer`s
Handbook Vol. 7 The Southern Sky, 1987
[3] G.R. Kepple, G.W. Sanner: The Night Sky Observer`s Guide, Vol. 2, 2002, Willmann - Bell,Inc.
[4] L. Spix: moon scout, 2006, Oculum Verlag [5] Sky Guide Africa South 2007, The
Astronomical Society of Southern Africa, ASSA Sky Guide, c/o SAAO, PO Box 9, Observatory, 7935 [6] Vereinigung der Sternfreunde e.V., Projektleitung W. Steinicke, Praxishandbuch Deep Sky, Kosmos-Verlag 2004 [7] S. Binnewies u. R. Stoyan 2001: ,, Die Kleine Magellansche Wolke", interstellarum Nr.17 ( April 2001) [8] K. Veit u. S. Binnewies 2001: ,, Die Große Magellansche Wolke", interstellarum Nr. 18 (Juli 2001) [9] B. Gährken 2002:"Feuerkugel über China", interstellarum Nr. 24 (Okt./Nov. 2002) 26
NGC 1985 - ein kleiner aber interessanter Reflexionsnebel
von Walter Kutschera
In letzter Zeit stehen öfters Reflexionsnebel und deren relativ wenig beobachtete Strukturen auf meinem Beobachtungsprogramm. So stand das Objekt NGC 1985 am 9.2.2008 bei recht guten Bedingungen (Bortle 3) gegen 21.00 Uhr auf meiner Beobachtungsliste. Der 20-Zöller f5 fährt die Position 05h37m Rektaszension und +32 Grad Deklination an. Der erste Anblick bei 80facher Vergrößerung zeigt nur einen Stern 13. Größe, der von einer kleinen Nebelfläche umgeben ist. Die leicht im Sternengewimmel der Wintermilchstraße am Zielgebiet untergeht. Ein erster Einsatz von UHC- und O[III]-Filter bringt keine Steigerung des Bildeindrucks. Erst bei Beobachtungen ab 250fach zeigt das etwa 1,5 Bogenminuten große Objekt sein wahres Aussehen. Links und rechts vom 13 mag hellen Anregestern stehen zwei weitere Sterne ca. 15. Größe augenscheinlich vor der umgebenden Nebelfläche, die jetzt unregelmäßig rund wirkt. Sie zeigt deutlich verschieden helle Zonen mit schwachen Strukturen, die auf Positionswinkel 112 Grad durch eine bogenförmige Dunkelwolke mit Ausläufer begrenzt wird. Sie zieht sich vom Nebelrand bis zum Anregestern hin. Dieser Eindruck steigert sich noch, wenn man die Vergrößerung
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 1: Ngc: 1985. Da: 09.02.08; UT:833; Instr. 20"f5; Verg: 600x; Bortle: 3
auf 400fach mit dem Binokular erhöht. Jetzt blitzen noch drei weitere, meist nur indirekt wahrnehmbare, schwache Sterne im Dunkelwolkenbereich auf. In nur 1,2 Bogenminuten Abstand zu NGC 1985 in südlicher Richtung befindet sich der Planetarische Nebel PK 176+0.1. Er zeigt
sich bei 400fach als stellares Objekt von 15. bis 16. Größe. Bei Einsatz des UHCFilters meine ich einen schwachen Halo zu sehen. Schwierig aber trotzdem interessant, da die Ausläufer des Nebelrandes von NGC 1985 am Okularrand zu sehen sind.
Astronomie kompakt
<<< Kalender »Himmel und Erde 2009«
Astronomen präsentieren im Bildkalender Himmel und Erde 2009 ihre schönsten Aufnahmen und lassen Sie an den fantastischen Möglichkeiten der modernen Naturbeobachtung teilhaben. Zusätzlich bietet er wichtige Hinweise auf die herausragenden Himmelsereignisse 2009 und erläutert auf einer Extraseite alle auf den Monatsblättern des Kalenders abgebildeten Objekte knapp und anschaulich. 14 Seiten; 13 farbige Großfotos; Spiralbindung; Format: 55 x 45,5 cm; 29,95 zzgl. Porto; als Standing Order 27,- inkl. Inlandsversand; ISBN 978-3-80246-3 Erhältlich unter www.spektrum.com/lesershop oder im Handel
> Flecken, Flares, Eruptionen
> Magnetfelder und Sonnenwind
> Die Heliosphäre als Physiklabor
> Polarlichter 8,90
> Grundlagen der Kosmologie
> Elementarteilchenphysik und Kosmologie
> Von der Rekombination zur Bildung Schwarzer Löcher
8,90
> Vom Kometenring zur Welteninsel
> Scheibe, Staub und Schwarzes Loch
> Die Nische, in der wir leben
> Supernovae und »lokale Blasen«
8,90
> Die Entstehung von Sternen und Planeten
> Was ist ein Planet? > Auf der Suche nach
Planeten bei anderen Sternen > Wo gibt es Zwillinge der Erde? 8,90
> Licht in der Astronomie
> Adaptive Optik > Licht und Kosmologie > Supernovae > Goethes Farbenlehre > Quantenoptik und
einzelne Atome 8,90
Die 200 schönsten Galaxien in Bildern der besten Astrofotografen: > Die Andromedagalaxie > Zwischen Herkules und
Perseus > Galaxien in den
Jagdhunden und im Haar der Berenike 7,90
> Vor dem Urknall: Welt ohne Anfang?
> Im Griff der Dunklen Energie
> Planeten: Von der Staubmaus zur Erde
> Der geheimnisvolle Ursprung der Braunen Zwerge
8,90
Alle Preise inkl. Mehrwertsteuer.
>> Alle Hefte sind im Handel erhältlich. Eine Bestellmöglichkeit und weitere Themenhefte finden Sie unter:
Wissen aus erster Hand
> Nebra: Der geschmiedete Himmel
> Jungsteinzeitliches Sonnenobservatorium
> Die Weltkarte des Ptolemäus
> Muslimische Astronomie
8,90
> Zwillingswelten > Dunkle Materie > Quantentheorien der
Gravitation > Vor dem Urknall 8,90
www.spektrum.com/sonderhefte
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg | Tel 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 | service@spektrum.com
32 D E E P - S K Y
Six, five, four, three, two, one: click
von Elmar Rixen
Zum Sehen geboren, zum Schauen bestellt, das war in der Jugend mein Motto, wenn ich zum Firmament aufschaute, und es packte mich wie weiland Faust: Ein unbegreiflich holdes Sehnen trieb mich ins Universum fern zu sehn und unter tausend heißen Tränen fühlt ich mir eine Welt entstehn. Da klangen so ahnungsvoll die Namen Orionnebel, Andromedagalaxie, Sturmvogel, Pferdekopf und Hantelnebel. Und wie freudig erregt betrachtete ich den diffusen Fleck unterhalb der Gürtelsterne: zerfranste Filamente, Geburtsstätte von Sonnen. Fast stockte es mir in der Kehle, als ich 20 Jahre später in Frankreich durch mein C11 zum ersten Mal den Überrest einer Supernova erblickte. Kein spektakulärer Fransenteppich aus Gasen und Staub, kein verwirbelter Nebelfleck. Ein weitaus schönerer Anblick bot sich mir: unterhalb eines hellen Sterns ein zarter dünner Faden, so zart, dass ich ihn gerade wahrnehmen konnte und auch bemerkte, dass er sich an einer Stelle zweiteilte und an einer anderen leicht zerfranste: Sturmvogel. Jahre später: Hehres Glänzen, heil'ges Schauern. Erster Anblick der Milchstraße unter namibischem Himmel bei Neumond. Und eines Tages nahm ich die Droge und kam nicht mehr von ihr weg. Ich meine die Astrofotografie. Man will anderen zeigen und mitteilen, was man Herrliches am Firmament geschaut hat. Verständlich. Doch es macht süchtig. Allmählich erkenne ich das Fass ohne Boden. Und trotzdem spring ich hinein und komme nicht mehr heraus. Es verschlingt Unsummen an Geld: Saubere Optik, stabile Montierung, präzise Nachführung, Giant Easy Guider, Hypersensibilisierungsanlage, Filme, eigenes Fotolabor... Später Digitalkameras, Notebook, Starguider, Software und Zeit. Anfang Juli 2007 war es dann soweit. Ich konnte mit dem 50-cm-Cassegrainspiegel der IAS im Primärfokus fotografieren. Mit der Handbox bediente ich die Go toFunktion. Erinnerungen kamen hoch. Als Fünfzehnjähriger sah ich in einem Bildband Edwin Hubble mit Pfeife im Mund am 48 Zoll Schmidt-Spiegel auf Mount Palomar. Damals hatte man noch Träume, heute muss ich lächeln. Glotzte man vor Jahren in namibischen
VdS-Journal Nr. 27
beim Raum mit der Liebschermontierung
und dem 50ger Teleskop leider nicht
möglich, da keine Halterungen für
Windschutzplanen an den Wänden ange-
bracht waren. Nun ist dieses Teleskop
wegen seines Gittertubus nicht so anfäl-
lig gegen Wind. Doch bei längeren
Belichtungszeiten beeinflusste der Wind
die Qualität des Bildes. Was war zu tun?
Ich machte nun jeweils mehrere Bilder von
30 oder 60 Sekunden von Objekten des
südlichen Himmels. Ich war erstaunt, dass
selbst Bilder von 10 Sekunden Belichtung,
die ich mit dem DSLR-Focus-Programm
machte, auch schon erkennbare Strukturen
bei hellen Galaxien zeigten. Eigentlich
hatte ich vor, nur in der ersten Nachthälfte
Abb. 1:
zu beobachten und mir in einer der näch-
Hubble an der 48-Zoll Schmidt-Camera sten Nächte in der zweiten Nachthälfte den
Wecker zu stellen. Da die Go To-Funktion
Frostnächten noch stundenlang durch den bei der FS2 so präzise arbeitete, kam ich in
Off-Axis-Guider einen Leitstern nahe der einen Astrorausch. Im Comahaufen und in
Erahnbarkeitsschwelle an, verrenkte sich der Jungfrau gibt's doch so viele Galaxien.
dabei im Astronomenspagat alle Glieder, Davon muss ich einige erwischen. Aha,
so hockt man heute die
Nacht hindurch vor
dem Notebook. Und
dann überkommt einen
die Fresssucht. Man
will alles haben, was
da oben wimmelt und
schimmert. Da oben?
Um auch einmal nach
oben zu blicken und
ein Objekt direkt
anzuschauen, hatte
ich mir den 18 Zoll
IAS-Dobson vor die
Tür gestellt. Mit ihm
wollte ich während
einer Aufnahmeserie
beobachten. Doch es
kam nicht dazu. Es
war zu windig und
ungemütlich. Selbst
der ST4 CCD-Kamera
bereitete der Wind
beim Nachführen
Schwierigkeiten. Auch
Sternfreund Walter
Gröning, der mit der
AK2 arbeitete, klag-
te ständig über den
Wind und baute sich
einen einfallsreichen Abb. 2:
Windschutz. Das war Der Autor am 50-cm-Spiegel der IAS
D E E P - S K Y 33
Abb. 3: M 8 Lagunennebel
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Geschäftsstelle: Postfach 1169, D-64629 Heppenheim Tel: 0 62 52 / 78 71 54 Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: service@vds-astro.de www.vds-astro.de
Redaktion:
Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert, Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
Mitarbeit: Ruth Lulay, Eva Garbe
Grafiken u. Bildbearbeitung: Produktbüro Lehmann und die Autoren
Layout:
Bettina Gessinger, Dipl. Designerin
Anzeigen:
Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle
LithoundDruck: Produktbüro Lehmann, Waltrop
Vertrieb:
Teutsch, Laudenbach
Bezug:
,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint dreimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 20,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 28 ist der 13.09.2008, für die Ausgabe Nr. 29 der 24.01.2009. Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll FG-Treffen Juni 2007, Heppenheim). VdS-J 28: Computerastronomie, VdS-J 29: Mond, VdS-J 30: Spektroskopie. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
VdS-Journal Nr. 27
34 D E E P - S K Y
Abb. 4: M 83 in der Wasserschlange
NGC 4565 sieht hier im Buch gut aus. Also 8 Aufnahmen à 60. ...six, five, four, three, two, one: click. Anschließend kurz kontrolliert. Jawohl, bei fast allen Aufnahmen sind die Sterne bei Vergrößerung punktförmig. Bei einer nicht. Das war wohl die Windböe von vorhin. Walter hat bei diesem Windstoß ein Bild erhalten, das eher an eine Zeichnung von Paul Klee erinnerte als an ein Astrobild. Jetzt die nächste Galaxie: M 64, die Black-Eye-Galaxy; six, five, four, three, two, one: click. Schon wieder ein Bild. Für solche Aufnahmen hatte ich früher mit dem C14 und Film pro Bild eine Stunde belichtet und mir bei der Nachführung per Off-Axis-Guider im Astronomenspagat fast das Kreuz ausgerenkt. Mann, ist das toll. Sofort das nächste Bild, dann Go to M 99.... six, five, four, three, two, one: click; dann Go to M104, Sombrero-Galaxie, ... six, five, four, three, two, one: click; M 100 ist auch ein schönes Blümchen, also pflücken: Go to M 100, ... six, five, four, three, two, one: click; da sieh mal an, ich falle fast vom Stuhl: Der herrliche Spiralnebel ist umgeben von 8 bis 10 Galaxien. So entsteht ein Bild nach dem anderen. Die Sternfreunde in Krefeld werden staunen.
VdS-Journal Nr. 27
Ja, wenn man so einen Lichteimer hat! Mensch, mach doch ein paar Aufnahmen im Norden. Die Gelegenheit bekommst du so schnell nicht wieder. Also Go to M 27 Hantelnebel, ...six, five, four, three, two, one: click; Go to NGC 6960, Cirrusnebel ...six, five, four, three, two, one: click; Go to M 57 Ringnebel ... six, five, four, three, two, one: click, Go to M 13 ... six, five, four, three, two, one: click, M 33, ... six, five, four, three, two, one: click; NGC 7317 Stephans Quintett ... six, five, four, three, two, one: click; vielleicht sogar den Andromedanebel? Nein, das hat keinen Sinn. Der ist zu groß. Den kriegst du nicht ganz ins Bild. Willst du nicht doch wieder in südliche Regionen gehen und dort Objekte aufnehmen? Na klar, Helixnebel, Sculptorgalaxie, Fornaxhaufen und und und... six, five, four, three, two, one: click, click, click, click... Wo ist Walter? Weg! Walter ist weg und ich sitze hier alleine, six, five, four, three, two, one: click und knipse ein Deep Sky-Objekt nach dem anderen... six, five, four, three, two, one: click. Soll ich den Orionnebel noch aufnehmen? Der steht aber etwas tief! Doch schnell noch den Tarantelnebel mit verschiedenen Weißabgleichen.
Geschafft! Die Dämmerung kommt. 30 Objekte in einer Nacht. Früher waren das vier oder fünf. Die meisten sind trotz der kurzen Belichtungszeit gut geworden. Zu Hause werde ich die Aufnahmen noch aufaddieren und bearbeiten. Dann müssten das eigentlich Superbilder werden. Ähnlich euphorisch arbeitete ich in den nächsten Nächten. Doch irgendetwas fehlt. So ganz zufrieden bin ich nicht. Ich merke jetzt zu meinem großen Bedauern, dass ich in der ganzen Zeit nicht ein einziges Objekt mit meinen Augen geschaut habe, nicht eines. Nur in die Glotze gestarrt. Wo ist eigentlich NGC 6545? Irgendwo im Comahaufen. Und M 100? Auch im Comahaufen? oder ist es der Virgohaufen? Aber irgendwo da oben ist er. Irgendwo! Go to... six, five, four, three, two, one: click...
Schade!
Das Deep-Sky-Treffen 2008
von Jens Bohle
Wie schon im Vorwort erwähnt, war das Deep-Sky-Treffen auch im Jahre 2008 wieder ein großer Erfolg. Dies spiegelte sich vor allem in der hohen Teilnehmehrzahl insgesamt wieder. Auch die relativ hohe Anzahl an ,,DST-Neulingen" spricht für sich. So haben wir fast nichts am Ablauf des Treffens gegenüber den Vorjahren geändert. Erstmalig konnten wir über den Rabatt für VdS-Mitglieder auch einen Rabatt für Schüler und Studenten anbieten. Die Vorträge waren in diesem Jahr anteilig im fotografierenden Lager
höher, aber die Thematik Deep Sky, bzw. die Natur der Beobachtungsobjekte, bietet den beiden Fachgruppen traditionell eine hohe Schnittmenge, so dass auch für visuellen Beobachter die astrofotografischen Beiträge hochinteressant sind. Ich möchte hier in diesem Bericht eher die Bilder vom DST 2008 sprechen lassen und so anderen Sternfreunden, die noch nie beim DST waren, einen Eindruck vom Treffen verschaffen. Vielleicht sehen wir uns vom 13.3-15.3. 2009 beim 6. DeepSky-Treffen!
Abb. 1: Uwe Glahn berichtete zusammen mit Ronald Stoyan über das SkyQuality-Meter
D E E P - S K Y 35
Abb. 2: Michael Mushardt wertete messtechnisch in einem ,,Feldversuch" die Durchmesser der Austrittspupillen vieler Teilnehmer in einem separaten abgedunkelten Raum aus und stellte die Ergebnisse vor.
Abb. 3: Dass auch visuelle Beobachter gute Astrofotos machen, bewies uns Uli Zehndbauer in seinem Vortrag
Abb. 4+5: Der gut besuchte Vortragsraum
VdS-Journal Nr. 27
36 D E E P - S K Y
Abb. 6+7: Die Deep-SkyBeobachtung ist schon längst keine Männerdomäne mehr!
Abb. 8: Ein leerer Bauch studiert nicht gern- dies gilt auch beim DST
Abb. 9: Schon beim Frühstück dreht sich (fast) alles um das Thema Deep Sky
Vorstandsinfo
Abb. 10: Gehört schon zum ,,DST-Inventar" - VdSMedaillenträger HansGünter Diederich
VdS-Journal Nr. 27
Liebe Mitglieder,
Jens Bohle, seit nunmehr fünf Jahren für die Fachgruppe ,,Deep-Sky" aktiv, hat in dieser Ausgabe sein Ausscheiden als Fachgruppenleiter erklärt.
Diese Aufgabe übernahm Jens Bohle von Wolfgang Steinicke, der diese Fachgruppe über viele Jahre im Sinne der großen Gemeinde von ,,DeepSkybeobachtern" sehr effektiv betreut hatte. Bei beiden sehr aktiven und rührigen Sternfreunden bedankt sich der VdS-Vorstand, für die langjährige und vertrauensvolle Zusammenarbeit, vor allem aber auch für die Redaktionsarbeit am VdS-Journal. Wir bedanken uns auch sicherlich im Sinne der großen Zahl von ,,Deep-Skybeobachtern" in Deutschland.
Gleichzeitig möchte der Vorstand erklären, dass wir im Sinne einer Weiterführung dieser erfolgreichen Arbeit als VdS-Fachgruppe, geeignete Nachfolger/in suchen, die bereit sind als Fachgruppenleiter/in und/ oder als Fachgruppenredakteur/in in der VdS und beim VdS-Journal mitzuarbeiten.
Interessenten möchten sich direkt an den Vorstand wenden, der auch gerne für weitere Informationen zur Verfügung steht.
Mit KOSMOS immer einen Blick voraus ...
Das Astro-Jahrbuch Nr. 1! Mit allen wichtigen Himmelsereignissen sowie Infos rund um Mondphasen, Finsternisse, Planeten und Sterne. Mit Übersichtskarten und Tageskalendarium - die wichtigsten Infos auf einen Blick. Neu: Mit Fototipps!
Hans-Ulrich Keller Kosmos Himmelsjahr 2009 304 S., ca. 300 Abb. /D 14,95 ISBN 978-3-440-11350-9
Q Ein Glanzstück im XXL-Format
Ferne Galaxien zum Greifen nah: Die neue Sicht auf unser Universum in über 450 prachtvollen Bildern, aufgenommen von den besten Teleskopen, Satelliten und Raumsonden der Welt. Einmalig in Größe und Qualität entführt dieser traumhaft schöne Bildband in die unendlichen Weiten des Weltalls. Beeindruckende Fotografien offenbaren die erstaunliche Schönheit der kosmischen Schöpfung, deren Rätsel die Forschung mehr und mehr zu lösen vermag.
Giles Sparrow Der Kosmos 224 Seiten, 450 Fotos und Illustrationen /D 68,- ISBN 978-3-440-11352-3
Das Kosmos Himmelsjahr mit CDROM in der Geschenkbox. Buch und Software bieten alle Informationen rund um die Himmelsbeobachtung mit vielen Animationen, Grafiken und Info-Datenbanken.
Hans-Ulrich Keller Kosmos Himmelsjahr 2009 DeLuxe Kosmos Himmelsjahr + CD-ROM /D 24,90 ISBN 978-3-440-11351-6
Die Himmelsjahr-Software für den PC stellt Himmelsereignisse mit faszinierenden Animationen dar. Praktisch: Fachbegriffe sind mit dem ,,Wörterbuch der Astronomie" verknüpft und werden mit einem Klick erklärt.
Hans-Ulrich Keller Kosmos Himmelsjahr 2009 digital CD-ROM /D 16,95* *unverbindl. Preisempfehlung ISBN 978-3-440-11349-3
www.kosmos.de
38 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Vergleichstabelle für Nachthimmelhelligkeitsklassen
- eine Anwendung für Handrohr und Photometerokular
von Klaus- J. Stepputat
- Teil 3 -
Die Nachthimmelshelligkeit ist ein Sorgenkind des heutigen Amateurastronomen. Der größte Teil der Bevölkerung in den Industriestaaten findet nichts Unnützes daran, die Nacht zum Tage zu machen! Wie hell, oder besser wie dunkel, der sternenklare Nachthimmel ist, kann man mit etwas Sorgfalt schätzen. Dazu gibt es eine beschreibende Skala von John E. Bortle [1][2]. Merklich ungenauer erscheint dagegen die subjektive Angabe der schwächsten, mit bloßem Auge sichtbaren Sterne (fst, faintest visible star), denn hier geht die Qualität der Augen und die Übung im indirekten Sehen ein. Die sehr große Streubreite von gemeldeten fst-Werten bei gleichen Bedingungen wurde schon demonstriert [3].
Eine Himmelshelligkeits-Tabelle Wenn man als Amateur über Methoden zu einer quantitativen visuellen Bestimmung der Himmelsleuchtdichte verfügt, reizt es schon, die verschiedenen in der Literatur angebotenen beschreibenden Bestimmungsmethoden z.B. [1][2] im objektiven Maßstab anzugleichen. Als Anknüpfpunkte (Eichpunkte) dienen hier die ausführlichen Sichtbeschreibungen der Bortle-Klassen. Unter solchen Sichtbedingungen wurden die Himmelshelligkeiten visuell gemessen. Das Handrohr [4] liefert Ergebnisse für die Untergrundhelligkeit U in Magnituden pro Quadratgrad, das Photometerokular [5] in Candela pro Qudratmeter (cd/m2 - das ist die gesetzliche Einheit der photometrischen Leuchtdichte).
Vorschlag für eine Vergleichstabelle der Nachthimmelshelligkeitsklassen Bortle-Klassen mit zugehörigen Werten für fst, m/ Grad , m/ , m/ " und cd/m2. Die fst-Werte der zweiten Spalte stammen von Bortle selbst, die fst-2-Werte aus zwei wissenschaftlichen Quellen (siehe Abschnitt 2).
Aufbau und Erklärung der Vergleichstabelle für NachthimmelsHelligkeitsklassen Die erste Spalte nennt die Bortle-Klasse, die zweite den von Bortle selbst angegebenen Bereich der schwächsten sichtbaren Sterne (fst). Dabei besteht allerdings der begründete Eindruck, dass die fst-Werte in den ersten Klassen (1bis 3) von Bortle um wenigstens eine halbe Magnitude zu optimistisch angesetzt wurden, denn nur unter künstlich abgedunkelten Bedingungen vermag der durchschnittlich Sehtüchtige noch Sterne der 8. Größenklasse wahrzunehmen, nicht jedoch unter einem natürlichen Sternenhimmel [6]. Als nächster Schritt wurden die BortleKlassen mit physikalischen Leuchtdichten (in der letzten Spalte) passend abgeglichen. Dabei ist der tiefste Wert von 10-4 cd/ m2 durch die natürliche Himmelshelligkeit vorgegeben. Diese hat drei extraterrestrische Quellen (35% Sternen- und Zodiakallicht, 45% Ionosphärenleuchten, 20% Troposphärenstreulicht). Nur in den Zeiten geringer Sonnenaktivität wird der oben genannte tiefste Wert erreicht, normal leuchtet die Atmosphäre rund doppelt so hell [7] - selbst Bortle wird also keinen Ort auf der Erde gefunden haben, wo der Himmel dunkler war.
Bortle
1 2 3 4 5 6 7 8 9
fst
7,6 - 8 7,1 - 7,5 6,6 - 7,0 6,1 - 6,5 5,6 - 6,0 5,5 5,0 4,5 < 4,0
fst-2
--- - 6,9 5,8 - 6,6 5,5 - 6,3 5,2 - 6,1 5,0 - 5,6 4,8 - 5,5 4,7 - 5,4 4,5 - 5,3 4,0 - 4,7
m/ Grad
4,5 3,8 3,4 2,8 2,0 1,3 0,3 -0,5 -3,0
m/ `
13,4 12,7 12,3 11,7 10,9 10,2 9,2 8,4 5,9
m/ "
22,3 21,6 21,2 20,6 19,8 19,1 18,1 17,3 14,8
cd/m2
10-4 2 x10-4 3 x10-4 5 x10-4 10-3 2 x10-3 5 x10-3 0,01 0,1
Weitere Eichpunkte können aus den ausführlichen Sichtbarkeitsbeschreibungen nach Bortle festgelegt werden, z.B. aus den Schilderungen der Erscheinungsformen der Milchstraße in den Klassen 3, 5 und 7 (Klasse 3, unter guten Bedingungen, der Nachthimmel auf dem Aschberg bei Eckernförde oder in Damp an der Ostsee; Klasse 5, ein ,,guter" Nachthimmel in einem südlichem Vorort bei Kiel; Klasse 7 ein ,,sub-normaler" Himmel dort). Mehrere unter solchen Sichtbarkeitsbedingungen durchgeführte Vermessungen der Himmelshelligkeit mit dem Photometerokular erbrachten Mittelwerte, wie sie in der letzten Spalte der Tabelle stehen (U = 3 x 10-4, 10-3 und 5 x 10-3 cd/m2). Dies waren drei weitere Anknüpfpunkte. Die dazwischen liegenden Klassen wurden mit ihren U-Werten vorerst geschätzt. Relativ unsicher erscheinen noch die Leuchtdichten der Klassen 8 und 9. Sie sollen unter Innenstadtbedingungen erst vermessen werden. Allerdings sprechen die fst-2-Werte (s. u.) dafür, dass die U-Schätzungen für die Klassen 8 und 9 nicht so verkehrt liegen können.
Die Magnituden pro Quadratgrad in der Spalte 4 sind aus den physikalischen Leuchtdichten U berechnet worden (mit der Umrechnungsformel: m/ Grad = -2,5 x log (152 x U), dabei ist U in [cd/m2] einzusetzen. Die Umkehrungsformel lautet: U [cd/m2] = 6,56 x 10-3 x 10-0,4m ). Mit dem neuen Handrohr sind sie natürlich auch direkt ermittelbar. Eine solche Messreihe zum Vergleich ist ein noch bevorstehendes Projekt! Die Werte der 5. und 6. Spalte wachsen gegenüber denen von Spalte 4 jeweils um den Summanden 8,9. Denn der Wert des 2,5fachen des Logarithmus von 3.600 ist genau 8,89; (es entsprechen einem Quadratgrad 60 x 60 = 3.600 Quadrat-Bogenminuten und genauso groß ist dann der Sprung zu den QuadratBogensekunden). Die dritte Spalte zeigt zu den Leuchtdichten U (der letzten Spalte) ermittelte fst-2Werte (Grenzhelligkeiten), die aus Reichweitenversuchen von zwei wissen-
VdS-Journal Nr. 27
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 39
schaftlich anerkannten Quellen herstammen. Der erstgenannte Wert ist jeweils aus Siedentopf-Ergebnissen [8][9] gemittelt, der zweite aus denen von Middleton, die in [10] veröffentlicht wurden. Diese Werte dienen auch zur Kontrolle der Plausibilität der übrigen Angaben: Wie gut vertragen sich die Grenzhelligkeiten nach Siedentopf und Middleton mit den Bortle-Werten? Schon wegen der breiten Streuung der fst-Werte aus den verschiedenen Quellen erscheint die Eignung des ,,faintest visible star" für eine objektive Himmelshelligkeitsskala fraglich.
Zur Veranschaulichung eine Grafik nach Middleton Der für das nächtliche Sehen besonders problematische Übergangsbereich vom Zapfen- zum Stäbchen-Sehen ist von Middleton untersucht worden. Im Dietze [10] ist mit einem Kurvenzug ein Zusammenhang zwischen dem Schwellenwert der Beleuchtungsstärke E* (erzeugt von leuchtenden Punktobjekten, z.B. von Sternen) und der Umfeldhelligkeit U funktional dargestellt (wie in Abbildung 1). Die Beleuchtungsstärke E* steht als Teilung auf der senkrechten Achse, auf der waagerechten Achse die Umfeldhelligkeit U. Die E*-U- Wertepaare hatte Middleton [11] aus Einzeluntersuchungen zusammengestellt. Für das adaptierte bloße Auge sind Objekte oberhalb der Kurve sichtbar, unterhalb von ihr nicht. In dieser Darstellung sollen die Inhalte aus der Tabelle graphisch veranschaulicht werden. Dazu ist ein Ausschnitt des Kurvenzugs aus dem Dietze abgebildet, auf der Ordinate die Beleuchtungsstärke E* über drei Dekaden von 10-9 bis 10-6 Lux, auf der Abszisse die Umfeldhelligkeit U über gut fünf Dekaden von unter 10-4 bis 10 cd/m2. Man sieht im Kurvenzug einen deutlichen Knick bei 10-3 cd/m2, der durch den Übergang vom Zapfen- zum Stäbchen-Sehen im Auge verursacht wird. Zwischen 10-2 und 10-3 cd/m2 Umfeldhelligkeit bemerkt man kaum einen Grenzsichtbarkeitsgewinn. Wenn dort U weiter abnimmt, bringt das kein entsprechendes Fallen der BeleuchtungsstärkeSchwellen!
Die Sternmagnituden von 1m bis 8m sind wie im Dietze [10] auf der Senkrechten eingetragen (Beleuchtungsstärke E* und Magnitude m verbindet die Beziehung E* = 2 x 10-6 x 10-0,4m). In Höhe dieser Magnituden wurden waagerechte Linien gestri-
chelt in das Achsenkreuz eingezeichnet. Dadurch sind die Grenzhelligkeiten der Sterne auf den Schnittpunkten der Linien mit dem Kurvenzug direkt abzulesen. Die Bortle-Klassen selbst stehen als senkrechte Balken im Bild, bei ihren U-Werten nach Tabelle zusammen mit den Bortlefst-Werten (letztere als kleine Kreise). Ferner sind von König-Köhler [8] genannte Grenzhelligkeiten (nach Siedentopf) als Kreuze eingezeichnet, die zu einer Kurve verbunden wurden. Die Grenzhelligkeiten der drei Autoren unterscheiden sich für sehr geringe Umfeldhelligkeiten um bis zu eineinhalb Größenklassen. Um 10-3 cd/m2 liegen die Bortle-fst- relativ dicht zu den Middleton-fst-Werten, bei größerer Umfeldhelligkeit nähern sie sich den Siedentopf-fst-Angaben. Bei diesem trostlosen Durcheinander ist die Grenzhelligkeit (fst) gewiss keine geeignete Maßzahl für die aktuelle Himmelsumfeldhelligkeit!
Literatur:
[1] John E. Bortle, Introduction to the Bortle Dark-Sky-Scale, Sky & Telescope, Feb. 2001
[2] Praxisbuch Deep Sky, Hrsg. VdS, KOSMOS-Verlag 2004, Stuttgart, Seite 159 - auf Seite 160 steht dort die Bortle-
Skala in etwas gekürzter Übersetzung und mittleren fst-Werten. [3] R. Stoyan, interstellarum-Grenzgrößenaktion am ITV, interstellarum 35, 2004, Seite 6 [4] K-J Stepputat, Selbstbau eines Handrohrs zur Bestimmung der Himmelshelligkeit, VdS-Journal 25 [5] K-J Stepputat, Das astronomische Sehen, Teil 4, interstellarum 45, 2006, Seite 67 [6] H.H. Vogt, Die schwächsten sichtbaren Sterne, Die Sterne, 31. Jahrgang 1955 er zitiert H.D. Curtis, Lick Observatory und R.B. Lacchini, Sky & Telescope 14, 58, 1954 [7] Landolt-Börnstein, Zahlenwerte und Funktionen, Bd. III Astronomie und Geophysik, 6. Auflage, Springer Verlag 1952, Seite 34, Ziffer 31094 [8] König - Köhler, Die Fernrohre und Entfernungsmesser, Springer Verlag 1959, Seite 109 - (dort wurden SiedentopfGrenzhelligkeitsangaben interpoliert) [9] H. Siedentopf, Grundriss der Astrophysik, Wissenschaftliche Verlagsgesellschaft, Stuttgart 1950, Seite 32 [10] G. Dietze, Einführung in die Optik der Atmosphäre, Akademische Verlagsgesellschaft Geest & Bortig, Leipzig 1957, Seite 231 [11] W. E. K. Middleton, Vision trough the atmosphere, Toronto 1952
Abb. 1: Schwellenwerte der durch Sterne verursachten Beleuchtungsstärke in Abhängigkeit von der Umfeldhelligkeit U, Bortle-Klassen und Grenzhelligkeiten (weitere Erläuterungen im Text)
VdS-Journal Nr. 27
40 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Der Blick ins All - Bau eines Dobson-Teleskops
von Elias Danner
- Teil 1 -
Schon seit meinem fünften Lebensjahr bin ich von der Astronomie begeistert und verfolge dieses Hobby seitdem so oft wie möglich. Schon in der sechsten Klasse machte ich mir Gedanken über ein mögliches Thema für die Achtklass-Arbeit, eine Projektarbeit, in der sich jeder Schüler ein Jahr mit einem von ihm gewählten Thema befasst. Schnell stand für mich fest, dass ich ein leistungsfähiges Teleskop bauen
Abb. 2: Beim Schleifen
Abb. 1: Die Materialien
möchte, völlig unwissend, was da auf mich zukommen würde. Diese Entscheidung stand somit schon zwei Jahre vor dem Abgabetermin fest, so dass ich mehr als genug Zeit haben sollte, wie ich mir dachte. Nach und nach informierte ich mich über die verschiedenen Teleskopbau-Techniken und blieb schließlich bei dem DobsonReflektor-Teleskop stehen. Dass man sogar die Optik als Amateur selbst schleifen kann, war mir lange nicht bekannt, doch
als ich es zum ersten Mal hörte, sollte dies natürlich auch zu meinem Vorhaben gehören. Nun machte ich mich auf die Suche nach Ansprechpartnern, die mir dabei etwas zur Seite stehen könnten und fand diese in den Sternfreunden Breisgau, dem mir nahe gelegenen Astronomieverein. Im Internet hatte ich mich schon in diversen Foren erkundigt, was zum Spiegelschliff alles benötigt wird: Der Spiegelrohling aus möglichst verspannungsfreiem Glas
Abb. 3: Das Vermessen während dem Grobschliff
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 4: Der Feinschliff
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 41
(in meinem Fall Borosilikat-Glas), das Schleifpulver (auch Carbo genannt), ein Schleif-/Poliertool als Gegenstück zum Spiegelrohling sowie das Poliermittel. Dies alles bekam ich von Martin Trittelvitz, der mir gleich seine Unterstützung angeboten hatte. Die erste Frage war für mich, welche Dimensionen das Teleskop haben sollte. Die Kriterien waren: - ordentliche Lichtstärke - Transportabilität - für einen Erstschleifer zu bewältigende
Spiegelgröße
Nach längeren Überlegungen entschloss ich mich für einen Spiegel mit 20 cm Durchmesser, der eine Brennweite von 120 cm bekommen sollte. Dies hielten die meisten meiner Gesprächspartner für einen Elfjährigen gerade so zu bewältigen. Nachdem ich die Materialien bekommen hatte, setzte ich mich gleich mit Stathis Kafalis in Verbindung, von dem ich dann die DVD ,,Spiegelschleif-Workshop" zusätzlich zu dem Buch von Martin Trittelvitz ,,Spiegelfernrohre - selbst gebaut" als Anleitung bekam. Nun konnte es losgehen und ich begann mit dem Grobschliff (Carbo 60-80). Zum Spiegelschleifen bestreut man den Spiegelrohling mit Carbo, feuchtet das Ganze etwas an und legt dann das Schleiftool (eine etwa gleichgroße Scheibe aus miteinander verklebten Fliesen) auf den Rohling. Durch eine w-förmige Bewegung des Tools auf dem Rohling wird das Carbo auf dem Rohling hin und her gerieben und schlägt jedes Mal etwas Glas von dem Rohling ab. Dadurch, dass die Mitte immer mehrmals überfahren wird, vertieft sie sich mehr als der Rand - eine Krümmung entsteht (durch das Vertauschen von Rohling und Tool lässt sich die Brennweite durch die verstärkte Randbearbeitung wieder verlängern). Nach etwa 8 Stunden reiner Schleifzeit hatte ich die nötige Mittentiefe von ca. 1,8 mm erreicht und konnte zum Feinschliff übergehen. Der Feinschliff begann mit Carbo 120 und hat in meinem Fall mit Carbo 1200 geendet. Den Feinschliff konnte ich nach ungefähr 13 Stunden Schleifzeit beenden, musste jedoch feststellen, das ich einen recht ansehnlichen Kratzer auf den Spiegel gebracht hatte, der mich nun ungemein störte. Obwohl er nicht von Belang war, bin ich zu Carbo 400 zurückgekehrt, habe den Feinschliff nochmals vollzogen und dabei die Brennweite auf 1160 mm verkürzt, dieses Mal erfolgreich ohne Kratzer.
Abb. 5: Blick durch den Foucaulttester
Mit dem Polieren begann die körperlich deutlich anstrengendere Arbeit, da das mit einer Pechhaut beschichtete Poliertool eine perfekte Anpassung an den Spiegel erfordert, wodurch der Widerstand ungemein groß wird. Doch auch das Auspolieren ging mir dann recht schnell von der Hand, so hatte ich den Spiegel in ca. zehn Stunden von all seinen Rückständen aus der Schleifphase befreit. Nun konnte ich den Spiegel erstmals mit der sehr genauen Foucault-Technik vermessen, mit dem
Ergebnis, dass die Spiegelmitte eine deutliche ,,Erhebung" hatte. Die Parabel bekam ich nach mehreren Sessions (nochmals ca. 40 Stunden) jedoch einfach nicht vollständig in den Spiegel, und da die Zeit knapp wurde und die Teleskop-Mechanik fertig werden musste, entschied ich mich, die Parabolisierung später fertig zu stellen. Als die Mechanik fertig war konnte ich den Spiegel in Kombination mit einem käuflich erworbenen Fangspiegel erstmals (noch unbeschichtet sowie ohne Parabel) am
Abb. 6: Die Messkurve ausgewertet mit FigureXP
VdS-Journal Nr. 27
42 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Mond und einigen Planeten begutachten und war sehr erstaunt, was ich schon alles sah: Fein gezeichnete Mondstrukturen, scharf und kontrastreich, sowie die Bänder in der Atmosphäre von Jupiter, klar und deutlich. Es ist ein ganz anderes Gefühl, mit einem selbstgeschliffenen Spiegel zu beobachten, die investierte Arbeit zahlt sich durch den Beobachtungsgenuss aus! Ich ließ den Spiegel also vorerst so, dass er für Mond und Planetenbeobachtungen relativ gute Ergebnisse lieferte und werde
ihn nun mit aller Perfektion vollständig fertig stellen. Mein Fazit bis zu diesem Zeitpunkt: Ein Spiegelschliff ist für jeden möglich, der sehr viel Ausdauer, Zeit und Geduld hat. Wenn ich mein Vorhaben als ,,jüngster Spiegelschleifer Deutschlands", wie mir gesagt wurde, vielleicht auch etwas früh in Angriff genommen habe, muss ich doch sagen, dass es sich mit allen Strapazen sehr gelohnt hat und ich es jederzeit wiederholen würde/werde.
Der Bericht zur Teleskop-Mechanik erscheint in der nächsten Ausgabe des VdS-Journals.
Die Beugung zum Freund machen - Venus im Zonenplatten-Teleskop
von Peter C. Slansky
Ein Teleskop ist ein Gerät zur vergrößernden optischen Abbildung von Himmelskörpern. Um eine solche optische Abbildung zu erreichen, müssen die einfallenden Lichtwellen von ihrer ursprünglichen Ausbreitungsrichtung konvergierend abgelenkt werden. Grundsätzlich können Lichtwellen auf drei verschiedene Arten abgelenkt werden: Durch Brechung, durch Reflexion oder durch Beugung. Normale Teleskope bedienen sich der Brechung mit Hilfe von Linsen oder der Reflexion mit Hilfe von Spiegeln oder einer Kombination davon. Das dritte Phänomen, die Beugung, tritt dabei stets mit auf, jedoch lediglich als die Auflösung begrenzend. ,,Beugungsbegrenzt" meint also vor allem Restriktion. Das macht uns die Beugung nicht gerade sympathisch. Könnte man aber nicht einmal den Spieß herumdrehen und ein Teleskop bauen, das gerade mit Beugung arbeitet, statt mit Brechung oder Reflexion?
Optische Grundlagen Auch bei einer Lochkamera spielt die Lichtbeugung eine Rolle. Mit Lochkameras experimentiere ich bereits seit längerem. Aufgrund des notwendigerweise kleinen Lochdurchmessers eignet sich die Lochkamera nur für relativ helle Aufnahmesituationen und für lange Belichtungszeiten. Das sind in der Astrofotografie aber eher seltene Bedingungen. Eine solche Ausnahme war der Venustransit 2004, den ich mit meinem 2,3-m-Lochblenden-Heliographen aufnehmen konnte. Ein weiterer Nachteil der Lochkamera ist die vergleichsweise geringe Auflösung. Diese lässt sich jedoch steigern, indem man mehr Beugungskanten schafft. Das führt zu einer Anordnung aus konzen-
Abb. 2: Binär-Zonenplatte mit 9 Ordnungen
Abb. 1: Die Zonenplatte
trischen Ringen, deren Durchmesser nach außen hin mit der Quadratwurzel degressiv zunimmt: Eine so genannte Zonenplatte nach Fresnel. Es war Lord Rayleigh, der sie in ihrer Wirkungsweise zuerst vollständig beschrieb. Eine Zonenplatte ist sozusagen die Lochkamera für Fortgeschrittene. Praktische Bedeutung hat die Zonenplatte, manchmal auch Diffraktives Optisches Element (DOE) genannt, in der Holographie und bei Röntgenteleskopen gewonnen. Auch werden in manchen modernen Fotoobjektiven Zonenplatten zur Korrektur von Farbfehlern eingesetzt (worüber man aber bei den Objektivherstellern leider kaum seriöse Informationen erhält). Bei der Zonenplatte tritt Beugung an jeder Kante auf (hier Ordnung genannt), also sowohl beim Übergang von transparent zu opak als auch umgekehrt. Sowohl die Auflösung als auch die Lichtausbeute steigen mit der Anzahl der Ordnungen. Eine weitere Qualitätsverbesserung wird erreicht, wenn die Ordnungen nicht als scharfe Grenzen von transparent zu opak, sondern als sanfte Übergänge ausgebildet werden. Dies führt von der so genannten binären Zonenplatte zur Sinus-Zonenplatte. Eine solche Sinus-Zonenplatte lässt sich vergleichsweise leicht herstellen: Man fotografiert einfach eine geeignete Vorlage mit steil arbeitendem hochauflösendem SW-Negativfilm, wie etwa Kodak Technical Pan, ab. Die Vorlage zu erstellen ist allerdings schon schwieriger. Im Internet fand ich eine entsprechende Datei, die
Abb. 3: Sinus-Zonenplatte mit 29 Ordnungen
VdS-Journal Nr. 27
a s t r o n o m i es e r erlebnis rößer bes schöner g
3. Internationale Astronomie-Messe
Kommen Sie zur AME2008
Abb. 4: First Light
Abb. 5: Second Light
ich zu einer Zonenplatte mit 29 Ordnungen bearbeiten konnte. Die resultierende TIF-Datei ließ ich mir im Fotogeschäft als 20x30 cm Abzug ausbelichten. Auf meiner Website stelle ich sie Interessierten gerne zum Download zur Verfügung. Hier findet sich auch eine genauere Darstellung der optischen Wirkungsweise der Zonenplatte. Das experimentelle Ziel Da eine Zonenplatte mit nur 29 Ordnungen immer noch eine geringe Bildhelligkeit ergibt, kam nur ein Himmelsobjekt mit hoher Flächenhelligkeit in Frage. Nach der Sonne ist das flä-
Gew Sie einein m ne enhr- ise für tä s g o ig ne en Re inc sl t. eF rn lu is g z 2 uP re Sr onn h eninf a in am
nach C 22.07.09
· Teleskopausstellung · Rahmenprogramm
Details erhalten Sie auf unserer Website oder fordern Sie unsere Info-Broschüre an.
· Informations- und Einkaufsmöglichkeiten
· Wann? 13. September 2008, 10 bis 17.30 Uhr
· Wo? Messegelände VS-Schwenningen
Ansprechpartner: Siegfried Bergthal · Walburga Küchler Tel.: 0741 270 62 10 · Email: info@astro-messe.de
www.astro-messe.de
44 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
chenhellste Objekt Venus. Und die Sichel der Venus sollte im Sommer 2007 gut am Abend zu beobachten sein. Also ergab sich die Fragestellung des Experiments ,,ZPPT" (,,Zonenplatten-PlanetenTeleskop") geradezu von selbst: Ist es möglich, die Sichelform der Venus mit einer Zonenplatte abzubilden?
Konstruktion des 4-m-ZPPT Die Aufnahmen wollte ich mit meiner ATIK 1 HS II CCD-Kamera machen. Um eine genügend große Abbildung zu erreichen, sollte die Brennweite deutlich über 2 m liegen. Nach kurzer Suche brachte mir einer meiner Hochschulmitarbeiter ein 4 m langes Papprohr von 11 cm Durchmesser, auf dem zuvor Fotokarton aufgewickelt gewesen war - der ideale Tubus. So berechnete ich die Zonenplatte für eine Brennweite von 4 m. In die Formel geht allerdings auch die Wellenlänge des Lichts mit ein:
Dabei ist d der Durchmesser der äußersten Zone, n die Zahl der Ordnungen, l die Wellenlänge des Lichts und f die Brennweite. Als Wellenlänge wählte ich 540 nm, weil ich einen entsprechenden Grünfilter besaß. Somit ergab sich für den 29. Ring meiner Zonenplatte ein Durchmesser von 15,8 mm. Um eine solche Zonenplatte zu erstellen, fotografierte ich meine Vorlage mit dem entsprechenden Abbildungsmaßstab auf Technical Pan Film ab. Den Film entwickelte ich zu einem Gamma von 1, damit die sinusförmigen Helligkeitsübergänge der Ringe 1:1 auf das Negativ übertragen werden. Das entstandene Negativ wurde mit einer Schieblehre nachgemessen und dann in einem Diarahmen gefasst, wobei der äußere Bereich mit rund ausgeschnittener Alufolie abgedeckt wurde. Das vordere Tubusende wurde mit einer Klemmvorrichtung aus Pappe für das Zonenplatten-Dia abgeschlossen. Am hinteren Tubusende wurde ein 2"-Anschluss für den Flipmirror mit einem 40-mm-Okular und die CCD-Kamera angebracht. Der 4 m lange Papptubus drohte sich in der Mitte zu stark durchzubiegen, daher setzte ich ihn auf eine 2 m lange Stützkonstruktion aus zwei Holzleisten, an der dann die Prismenschiene meiner Lichtenknecker M 100 B Montierung angebracht wurde. Tubus und Stützkonstruktion wurden mit Kabelbindern verbunden. Da das 4-m-ZPPT nicht in mein Auto passt, wurde der gesamte Bau und die Beobachtung in
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 6: Venus im 4m-ZPPT, Phase 0,238. Aufnahme mit CCD-Kamera ATIK 1 HS II und Grünfilter; Summenbild aus 14 Aufnahmen je 8 Sekunden.
der Hochschule für Fernsehen und Film, an der ich lehre, realisiert.
First Light Am Sonntag, den 15. Juni 2007, war es endlich soweit: Der Abend war klar und ich hatte auch Zeit. Allerdings stand Venus bei Sonnenuntergang nur noch 12 Grad über dem Horizont. Schnell baute ich das ZPPT im Garten der Hochschule für Fernsehen und Film auf. Kurz vor Sonnenuntergang erblickte ich ein schwaches grünes, deutlich bananenförmiges Fleckchen im 40-mmOkular meines ZPPT: Die Venussichel! Zu diesem Zeitpunkt hatte Venus einen Durchmesser von 40" und eine Phase von 0,238. Im Garten unserer Filmhochschule feierte gerade ein Filmteam Drehende. Schnell rief ich den Herstellungsleiter der Spielfilmabteilung, Herrn Köglmeier, ans Okular und er bestätigte meine Beobachtung. Doch so schnell ich auch versuchte, die kleine Venussichel ins Blickfeld meiner CCD-Kamera zu bekommen: Schon war sie hinter den Bäumen verschwunden. Nun wurde die Zeit wirklich knapp, denn jeden Abend sank Venus noch ein Stückchen tiefer und das bisher wolkenlose Wetter drohte zu kippen. So machte ich den nächsten Versuch schon einen Abend später, am 16.7.2007.
Second Light Tatsächlich war wieder die kleine grüne ,,Venusbanane" im Okular zu sehen. Diesmal war mein Beobachtungszeuge unser Elektriker, Herr Oberländer. Und
diesmal brachte ich Venus auch bald genug in das kleine Bildfeld meiner ATIK. Bei voll aufgedrehter Verstärkung waren 8 Sekunden Belichtungszeit nötig. Zwischen 21:11 und 21:30 Uhr MESZ konnte ich mehrere Aufnahmeserien machen. Aus diesen suchte ich nachher die 14 schärfsten Einzelbilder heraus, die kontrastkorrigiert, aufaddiert und unscharf maskiert wurden. Die Sichelform ist jedoch schon auf den Rohbildern bzw. auf dem Laptop-Display deutlich zu erkennen.
Fazit Das Experiment ,,Venus im ZPPT" ist gelungen. Es stellt sich die Frage nach neuen Herausforderungen mit dem Zonenplattenteleskop. Über eine Zonenplatte mit mehr Ordnungen wäre die Abbildungsqualität deutlich steigerbar. Dazu erhielt ich von einem Studienfreund bereits eine Vorlage mit 300 Ordnungen. Denkbar ist auch der Einsatz mit einem Schmalbandfilter in der Sonnenfotografie, z.B. bei Sonnenflecken.
Literatur: - E. Hecht: Optik, Oldenbourg Verlag,
München 2005 - W. Richter/ H. Haferkorn: Synthese
optischer Systeme, VEB Deutscher Verlag der Wissenschaften, Berlin 1984
- Webseite des Autors: www.peter-slansky.de
MMEEAADDEE LLXX220000 AACCFF LLXX220000AACCFF:: DDaass pprrooffeessssiioonneelllee kkoommaaffrreeiiee TTeelleesskkoopp
Das LX200ACF hat alle bewährten Eigenschaften des LX200GPS, inklusive GPS, Hauptspiegelklemmung, shiftingfreiem Mikrofokussierer, überdimensioniertem Hauptspiegel, SmartDrive, SmartMount, AutoStar II, um nur einige zu nennen. Darüber hinaus wird die Optik des LX200ACF auf hohem Qualitätsniveau stets in Irvine, Kalifornien hergestellt. Und zu guter Letzt statten wir das LX200ACF mit einem fünf-elementigen Plössl-Okular (26 mm) der Serie 5000 aus. Das neue LX200ACF - unsere größte Neuerung seit dem LX200!
MEADE und M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2007 Meade Instruments Corp. Alle Rechte vorbehalten. Änderungen und Irrtümer vorbehalten. Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet.
MEADE A D V A N C E D P R O D U C T S D I V I S I O N
www.meade.de
MEADE Instruments Europe GmbH & Co. KG D-46414 Rhede · Gutenbergstraße 2
Tel.: 0 28 72 / 80 74-300 · Fax: 0 28 72 / 80 74-333 E-Mail: info.apd@meade.de
JaM hr it en** 3 rantie Ga
** Wer die neue Garantieregistration komplett ausgefüllt an uns zurücksendet, bekommt von uns ein weiteres Jahr Garantie!
Öffnungsverhältnis
8 10 12
F/10
F/10
F/10
Preis
2.895,-* 3.795,-* 5.595*
Finanzieren Sie Ihr Wunschteleskop zwischen 2.000 und 50.000 Euro über Ihren Meade Fachhändler. Weitere Infos unter: finanzierung@meade.de oder 0 28 72 / 80 74-300
Finanzierungsangebot der SEB Bank 2% Bearbeitungsgebühr. Zinssatz 6,99%
*Unverbindliche Preisempfehlung in Euro (D).
GPS
Meade
Schmidt-Cassegrain:
Advanced Coma Free Optiken
Advanced Coma Free:
Abb.1 Stern mit SC-Optik in axis
Was bedeutet Advanced Coma Free? Die Meade ACF-Optiken haben einen großen Vorteil gegenüber konventionellen Optiken: Sie zeigen keine Koma. Koma ist ein Bildfehler, bei dem außerhalb der Bildmitte das Sternenlicht verteilt und zu einem kometenähnlichen Schweif auseinandergezogen wird. Meade Advanced Coma Free Optiken haben diesen Fehler nicht. Die Vorteile sehen Sie bei jedem Blick durch das Teleskop: Kleine runde Sterne bis zum Rand. Durch die höhere Lichtkonzentration erhöht sich auch der Kontrast im Bild und es werden schwächere Sterne sichtbar. Ob Beobachtung oder Fotografie: Die Advanced Coma Free Optiken von Meade haben gegenüber konventionellen Serienteleskopen die Nase vorn. Sie bieten eine Abbildungsqualität, die bisher nur von Ritchey-Chretien Teleskopen und anderen exotischen Systemen erreicht wurde, die jedoch ein Mehrfaches der Meade ACF Geräte kosten.
Abb.1 Stern mit ACF-Optik in axis
Die beiden Bildausschnitte von Aufnahmen von Bernd Koch wurden mit zwei 12" Optiken gemacht: einem klassischen 12" LX200 SC und dem neuen 12" LX200ACF. Trotz sonst gleicher Optikdaten und gleicher Bildbearbeitung zeigt das rechte Bild mit der ACF-Optik kleinere, runde, unverzerrte Sterne. Die höhere Bildschärfe kommt auch der Grenzgröße zugute: im rechten Bild sind schwächere Sterne erkennbar als links.
Eine Revolution in der optischen Leistung von Serienteleskopen
Warum Meade ACF-Optiken? - Höhere Randschärfe -
- Höherer Kontrast im Feld - Höhere Grenzgröße im Feld -
Abb.2 Stern mit SC-Optik 5mm off axis
Abb.3 Stern mit SC-Optik 20mm off axis
Hintergründe: Warum ist die Meade ACF Optik besser als konventionelle Optiken? Ein Teleskop bündelt das Licht des Sterns in ein Beugungsscheibchen, siehe Abbildung 1. Je mehr Licht ein Beugungsscheibchen enthält, desto heller erscheint es. Dieses Beugungsscheibchen wird von Beugungsringen umgeben, die bei einem idealen Teleskop sehr schwach sind. Im Bild ist der erste dieser Ringe sichtbar. Vergleichen wir zwei Teleskope gleichen Durchmessers. Das Gerät, das mehr Licht im Beugungsscheibchen vereint, zeigt hellere Sterne. Dieser Idealzustand wird von herkömmlichen Teleskopen jedoch lediglich an einer Stelle des Bildes erreicht: der Bildmitte. Außerhalb der Mitte des Bildes werden die Sterne deformiert, weil sogenannte optische Aberrationen auftreten. Die Aberration, die in der Regel am auffälligsten ist und am meisten stört, ist die sogenannte Koma. Wenn Koma vorhanden ist, wird das Licht des Sterns in einen kometenähnlichen Schweif auseinandergezogen, siehe Abbildung 2 links. Das ist nicht erst am äußersten Rand des Teleskopgesichtsfeldes der Fall, das Bild zeigt einen Stern, der nur 5 mm von der Bildmitte entfernt ist. Am Rande des Gesichtsfeldes ist die Koma noch markanter, siehe Abbildung 3 links. Das Licht des Sterns wird über ein weites Gebiet gestreut. Im Gegensatz dazu die Sternabbildung im Meade Advanced Coma Free Teleskop rechts: Kleine Sterne, die nur am äußersten Bildfeldrand minimal an Kontrast verlieren.
Abb.2 Stern mit ACF-Optik 5mm off axis
Abb.3 Stern mit ACC-Optik 20mm off axis
MEADE Wireless Teleskopserver WTS 1.0
Der MEADE WTS 1.0 stellt die allerneuste Innovation aus dem Hause MEADE dar. Dieser Teleskop Server wurde speziell von Meade Instruments Europe in Deutschland entwikkelt, da viele Amateurastronomen ein solches Gerät bisher vermissten. Er soll die Arbeit für Astrofotografen und Präsentationen in Schulen und Universitäten deutlich erleichtern.
Der MEADE WTS 1.0 verbindet Ihr Teleskop samt Zubehör drahtlos mit Ihrem PC. Damit ist eine ungestörte und bequeme Beobachtung vom warmen Zimmer aus mit Ihrem MEADE Teleskop in Verbindung mit einer Kamera möglich.
Der MEADE WTS 1.0 stellt eine vollkommen neue Hardware Lösung zur drahtlosen Fernverbindung zwischen Teleskopen und daran angeschlossenen Kameras, Fokussierern, Kuppeln, Wetterstationen und weiteren für die Beobachtung wichtigen Endgeräten und dem Personalcomputer da. Somit ist der MEADE WTS 1.0 der erste am Markt existierende astronomische Device Server für den Hobbyastronomen, Universitäten, Schulen-/ Bildungseinrichtungen und Sternwarten.
Er unterstützt die Fernverbindung zwischen Teleskop und PC-/Laptops über Wireless LAN, IP-Adressen und einem Ethernet.
Vorteile: · Kein Kabelsalat am Fernrohr bis hinein in die Wohnung · Keine unvorhersehbaren USB-oder RS232 Probleme aufgrund von Billigrechnern · Nie wieder draußen frieren · Teleskopansteuerung und übertragung der Livebilder innerhalb eines
Hörsaals/Vorführraums oder einer Sternwarte/Universität/Schule.
Unterstützte Geräte: · MEADE DSI I; II; III und LPI · MEADE LX400; LX200 ACF/GPS/Classic und LX90 · MEADE LXD 75 und ETX 70/80 und 90/105/125
· Starlight X-Press SXVH-9 · Boxdörfer Steuerungen · FS-2 Steuerungen · Canon DSLR / NIKON DSLR · Webcams · Kuppelsteuerungen (RS232 / USB) · Regensensoren, Windsensoren, Wetterstationen (RS232 / USB) · Fokussierer (RS232 / USB) · Alle ASCOM kompatiblen Endgeräte und viele mehr...
NEU!
Unterstützte Software:
· MEADE Autostar Suite / Envisage · MaxIm DL · The Sky · Cartes Du Ciel · Stellarium · Guide
WTS 1.0 skopserver
ss Tele * wirele 399,-
· AstroArt
und viele mehr ...
*Unverbindliche Preisempfehlung in Euro (D).
Anmerkung: Irrtümer und Fehler vorbehalten. Die Sterngrafiken wurden aufgrund von Strahldurchrechnungsdaten mit dem Programm Abberator simuliert auf der Grundlage eines 8" Gerätes. Reale Teleskopabbildungen können von den hier gezeigten Abbildungen abweichen. Die Bildrechte an den gezeigten Aufnahmen liegen bei Bernd Koch. Durch den begrenzten Dynamikumfang bei der Bildschirmdarstellung mussten die Bilder bearbeitet werden. Das geschah jedoch bei den jeweiligen Vergleichsbildern immer mit genau gleichen Einstellungen.
46 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Erfahrungen mit dem Vixen ED 115S Refraktor
von Werner E. Celnik
Eigentlich schreibe ich ja keine Testberichte. Und dies soll auch keiner sein. Meine Absicht ist lediglich, die (keineswegs erschöpfend ausführliche) Zusammenfassung meiner ganz persönlichen Erfahrungen mit diesem Instrument darzustellen. Ich liebe Refraktoren. Mein allererstes Instrument war ein 58-mm-Refraktor von Quelle, den ich im Alter von 12 Jahren geschenkt bekam. Nach einem Jahr verkaufte ich dieses Instrument und erwarb
VdS-Journal Nr. 27
ebenfalls von Quelle, einen 60-mmAchromaten mit 710 mm Brennweite. Alles habe ich damit beobachtet: Sonne, Mond, Planeten, Gasnebel und Galaxien. Später beobachtete ich mit einem SchmidtCassegrain-Teleskop, der größeren Öffnung wegen. Da ich fast stets transportabel beobachte, sind die Anforderungen an die Robustheit meiner Instrumente hoch. Den Refraktor habe ich immer noch. Er diente mir viele Jahre lang als Leitfernrohr zur Nachführung fotografischer Aufnahmen
Abb. 1: Mond am 15.1.2006 um 1:16 UT, Aufnahme mit Refraktor Vixen ED 115S 115/890 mm, mit 4fach-Telekonverter Brennweitenverlängerung auf 3560 mm, 1/125s belichtet auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 400 (6x6), Beobachtungsort Rheinberg, Bildbearbeitung mit Photoshop
mit dem Hauptinstrument. Die Ansprüche wachsen jedoch mit der Zeit: Ein lichtstärkeres Gerät musste her: natürlich wieder ein Refraktor. Aber transportabel musste er sein, also kurz. Und es sollte ein optisch hochwertigeres Instrument sein als ein Achromat. Vom Preis-Leistungsverhältnis boten sich die ED-Refraktoren von Vixen an. Und wegen des Öffnungsverhältnisses von 1:7,7 der Refraktor mit 115 mm Öffnung und 890 mm Brennweite, der mir von Vixen
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U 47
Abb. 2: Mondkrater Petavius und Humboldt am 14.1.2006 um 23:28 UT, Mondalter 14,8 Tage = 13,5 Std. nach Vollmond, Aufnahme mit WebCam ToUCam 740k an Refraktor Vixen ED115S 115/890mm, mit Barlowlinse Brennweitenverlängerung auf 3400 mm, Bildbearbeitung mit GIOTTO und Photoshop, Bildverwendungsrate 5% von 10000 Frames, Einzelbildbelichtung 1/25 s, Beobachtungsort Rheinberg
leihweise zur Verfügung gestellt wurde. Geliefert mit 7x50-Sucherfernrohr (nicht eingesetzt), Rohrschellen und Zenitspiegel. Der Tubus ist innen mit mehreren (gleich großen) Streulichtblenden ausgestattet. Die Gesamt-Baulänge beträgt 950 mm, das Gewicht 4,8 kg. Für mich gerade noch transportabel. Einen stabilen Transportkoffer oder eine gepolsterte Tragetasche gibt es leider nicht. Ich habe mich mit einem wasserdichten Motorradsack in der passenden Länge beholfen, in den ich den Refraktor, umwickelt mit Schaumstoff, geschoben habe. Was sich selbst auf einer Sahara-Reise tatsächlich sogar als staubdicht und rüttelsicher erwies. Die gute
Abb. 3: Mondkrater Plato und das Alpental am 9.1.2006 um 20:27 UT, Mondalter 9,7 Tage, Aufnahme mit WebCam ToUCam 740k an Refraktor Vixen ED115S 115/890 mm, mit Barlowlinse Brennweitenverlängerung auf 3400 mm, Bildbearbeitung mit GIOTTO und Photoshop, Bildverwendungsrate 80% von 104 handverlesenen von insgesamt 2422 Frames, Beobachtungsort Rheinberg
VdS-Journal Nr. 27
48 A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U
Abb. 4: Saturn am 14.1.2006 um 23:58 UT, Aufnahme mit WebCam ToUCam 740k an Refraktor Vixen ED115S 115/890 mm, mit Barlowlinse Brennweitenverlängerung auf 3400 mm, Bildbearbeitung mit GIOTTO und Photoshop, Bildverwendungsrate 15% von 10000 Frames, Einzelbildbelichtung 1/25 s bei 20 Frames/s, Beobachtungsort Rheinberg
Abb. 5: Mars am 9.1.2006 um 18:13 UT, scheinbarer Durchmesser 11,0'', ZM 104 Grad , Aufnahme mit WebCam ToUCam 740k an Refraktor Vixen ED115S 115/890 mm, mit Barlowlinse Brennweitenverlängerung auf 3400 mm, Bildbearbeitung mit GIOTTO und Photoshop, Bildverwendungsrate 5% von 10000 Frames, Einzelbildbelichtung 1/50 s bei 20 Frames/s, Beobachtungsort Rheinberg
Justierung ab Werk litt dadurch nicht, sie ist immer noch perfekt, was für die Robustheit des Gerätes spricht. Praktisch für Transport und Montage ist der an einer Rohrschelle befestigte Handgriff. Die beiden mitgelieferten Rohrschellen sind aus-
reichend stabil: Es war kein Wegwandern des Leitsterns im Refraktor relativ zum Hauptinstrument während zweistündiger Belichtungen festzustellen. Der Standard-Okularauszug mit 80 mm Länge und 2 Zoll Innendurchmesser besitzt fürs Okular 2 Feststellschrauben. Der Fokus liegt so weit hinten, dass auch eine 6x6-Kamera problemlos befestigt werden konnte. Der Ein- und Ausschub erfolgt über eine mit zwei kleinen Schräubchen am Auszug befestigte schmale Zahnstange, wie sie ähnlich bereits mein Uralt-Quelle-Refraktor besaß. Keine Ahnung, wie lange dies hält. Ist ein Kameragehäuse am Auszug befestigt und schaut das Instrument in Zenitnähe, so bewegt sich der Auszug von selbst heraus.
Er kann durch eine Klemmschraube von außen festgesetzt werden. Damit ist zwar das geschilderte Problem behoben, ein neues tritt jedoch auf: Der Auszug hat in seiner Fassung so viel Spiel, dass er darin sowohl beim Ein- und Ausschieben als auch durch das Feststellen seitlich versetzt wird. Das Bild im Okular bzw. im Kamerasucher bewegt sich also seitwärts beim Bewegen oder Feststellen des Auszuges. Bei Astroaufnahmen mit einer leichten WebCam am Auszug ist dies zwar weniger problematisch, das Scharfstellen ist jedoch eine Qual: mit dem Auge am Notebook-Monitor und dem langen Arm am Auszug-Stellrad ist der ,,Feintrieb" derart grob, dass das Finden des Fokus' lange Zeit in Anspruch nimmt und nahezu
Abb. 6: Komet McNaught C/2006P1 und Merkur in der Mittagszeit des 14.1.2007 um 13:41 UT, Aufnahme mit Refraktor Vixen ED 115S 115/890 mm, 1/1000 s belichtet auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 50 (6x6), Beobachtungsort Gornergrat/ Zermatt/Schweiz, Bildbearbeitung mit Photoshop, Kometenhelligkeit -4,8 mag, Merkurhelligkeit -1,1 mag, Abstand des Kometen von der Sonne 5,5 Grad
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 7: Beobachten auf dem schweizerischen Gornergrat in 3135 m Höhe: Refraktor Vixen ED115S 115/890 mm montiert neben einem Schmidt-CassegrainTeleskop 220/1880 mm auf einer Takahashi EM200B Montierung, im Hintergrund das 4634 m hohe MonteRosa-Massiv.
A M A T E U R T E L E S K O P E / S E L B S T B A U + A S T R O F O T O G R A F I E 49
als Glückssache erscheint. Außerdem verändert sich beim Feststellen sogar leicht der Fokus. Der Auszug ist klar der Schwachpunkt des Instrumentes. Vixen verspricht für seine ED-Refraktoren, Verzeihung: ED-Apochromaten, ,,Kontrast und Farbreinheit in höchster Vollendung". Das Objektiv des 115S besitzt nur zwei Linsen. Da ich das Erscheinungsbild von Planeten und Doppelsternen an zweilinsigen Fluorit-Apochromaten kenne, war ich überrascht, wie gut das Versprechen von Vixen eingelöst scheint: Der Doppelstern Eta Coronae Borealis mit einer Komponenten-Helligkeit von 5,6 und 5,9 Größenklassen und einem Winkelabstand von 1,0 Bogensekunden erschien tatsächlich als längliches Scheibchen, also fast getrennt. Das theoretische Auflösungsvermögen liegt bei 1,15 Bogensekunden. Doppelsterne mit 1,5'' Abstand sind leichte Objekte. Der Orionnebel mit einem zweizölligen Weitwinkelokular betrachtet begeistert. Farben sind gut zu erkennen, wenn auch nicht so wie im 220-mm-Schmidt-
Cassegrain. Das Trapez erscheint knackig scharf! Ein Eindruck, der auch bei Vergrößerung mit einem 5 mm LV-Okular bleibt. Das Bild in meiner nur achromatischen Barlowlinse flaut dagegen stark ab, woran die Refraktor-Optik allerdings unschuldig ist. Beobachtungen und Aufnahmen des Kometen McNaught 2006/P1 am Taghimmel direkt neben der Sonne bewiesen die hohe Kontrastleistung der ED-Optik. Langbelichtete Deep-SkyAufnahmen habe ich mit dem Refraktor nicht durchgeführt. Trotz aller Skepsis gegenüber den WerbeVersprechen von Optik-Herstellern hat mich die optische Leistung des Refraktors tatsächlich begeistert. Im direkten Vergleich zu meinem farbfehlerfreien (jedoch nicht auflösungsoptimierten) Schmidt-Cassegrain bei Beobachtungen von Sonne, Mond und Planeten schneidet der ED-Apochromat stets besser ab: Die Schärfe ist besser, der Farbkontrast auf Mars, Jupiter oder Saturn verblüffend. Die Cassini-Ringteilung ist selbstverständlich erkennbar. Auch die Details auf der Mondoberfläche erscheinen knackiger. In
Momenten sehr ruhiger Luft meinte ich die Rille im Alpental zu erkennen... Die Sonnengranulation wird sichtbar. Visuelle Eindrücke, die durch unmittelbar aufeinander folgende fotografische Aufnahmen an Schmidt-Cassegrain und Refraktor bestätigt wurden. Allerdings fehlte mir der unmittelbare Vergleich mit 3- oder 4-linsigen Apochromaten. Die Optik ist klar die Stärke des Instrumentes. Auf der Webseite von Vixen Europe wird das Instrument mit zwei verschiedenen Montierungen angeboten, dazu im Katalog auch als ,,Nur Optik mit Tubus". Das PreisLeistungsverhältnis scheint mir ok zu sein. Bleibt lediglich das Manko des unzulänglichen Okularauszuges, der den ,,höchsten Ansprüchen von Astrofotografen" leider nicht genügen kann. Hier herrscht noch Nachbesserungsbedarf. Oder der versierte Sternfreund ersetzt ihn durch einen anderen aus dem astronomischen Zubehörhandel. Trotz dieses kleinen Wermutstropfens: Der 115S hat mir Freude bereitet.
VdS-Fachgruppe Astrofotografie
- Kontakte nach Österreich
von Peter Riepe
Seit vier Jahren unterhält die FG Astrofotografie freundschaftliche Kontakte zum Astronomischen Arbeitskreis Salzkammergut (AAS). Dort sind bekannte Astrofotografen wie Bernhard Hubl, Günter Kerschhuber und Harald Strauß aktiv. Wichtigstes Begegnungszentrum der Sternfreunde ist ihre Sternwarte in 860 m Höhe auf dem Gahberg am schönen Attersee. Genau genommen reichen die ersten Berührungspunkte aber schon wesentlich weiter in die Vergangenheit zurück: Erwin Filimon, Vorsitzender des AAS, war bereits als Referent zu den ersten Bochumer Herbsttagungen in den achtziger Jahren angereist.
Bei den letzten beiden Deep-Sky-Treffen hatten die ,,Gahberger" die Einladung der VdS-FG Astrofotografie angenommen und interessante Vorträge zu ihren aktuellen Arbeiten gehalten. Umgekehrt gab es im Jahre 2006 einen FG-Besuch von Hans Gerhard Weber und Peter Riepe am Attersee mit Vortrag. In diesem Jahr nahmen Bernd Wallner und Peter Riepe
Abb. 1: Die Teilnehmer des Gahberg-Workshops 2008.
am ,,Gahberg Workshop" vom 2. - 4. Mai teil, ebenfalls mit eigenen Beiträgen. An dieser Stelle soll eine Kurzdarstellung unsere VdS-Mitglieder einmal über diesen traditionellen Workshop informieren, der
seit nunmehr 1995 zu den jährlichen österreichischen Highlights zählt. Lokalität ist der Alpengasthof Kogler, ein rustikales und anheimelndes Haus hoch über dem Attersee mit einer groß-
VdS-Journal Nr. 27
50 A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 2: Franz Klauser bei seinem Vortrag.
Abb. 3: Schiebedachhütte der Volkssternwarte Salzburg auf dem Voggenberg bei Bergheim.
en Terrasse und einem unglaublichen Panoramablick über den See und die Alpen. Schon am Freitagabend hatten sich etwa 35 Sternfreunde aus ganz Österreich und z. T. auch aus Deutschland eingefunden. Dass der Gahberg-Workshop stark auf die Praxis ausgerichtet ist, zeigten erste Vorträge von Sepp Hager zum Selbstschleifen von Teleskopspiegeln und von Alois Ortner zum Prüfen von Optiken. Der Abend blieb dem gegenseitigen Kennenlernen und Austausch von Erfahrungen vorbehalten. Am Samstag steigerte sich die Besucherzahl auf 78 (Abb. 1). Das Lokal wurde eng, was aber niemanden störte. Schnell ein paar Stühle herbeigeschafft und schon konnte
das Programm starten. Dabei übernahm das Gahberg-Team die Moderation und zeitgenaue Abwicklung. Ohne jetzt näher auf die Inhalte einzugehen, kurz eine Auflistung von Referenten und Themen. Selbstbau und Astrofotografie bildeten eindeutig die Schwerpunkte (Abb. 2).
- Dr. Dietmar Hager: ,,PixInsight LE zur Herstellung eines artificial flat und zur Behandlung des Hintergrundrauschens mittels Maske"
- Peter Großpointner: ,,Innovative Drehteile für den praktischen Gebrauch
- Günter Kerschhuber: ,,Montainer 07" - Harald Strauß: ,,Säulen und
Spezialteile"
- Hannes Schachtner: ,,Wireless EOS und Digitale-Nacht-AllSkyCam"
- Dr. Gerald Zauner: ,,Aktuelle Trends in der astronomischen Bildverarbeitung"
- Peter Riepe: ,,Mechanische Rektaszensions-Stabilisierung für größere Teleskope"
- Dr. Michael Steinbatz: ,,Astronomische Studentenprojekte an der Fachhochschule Wels, Teleskop- und CCD-Kamerabau"
- Hannes Schachtner: ,,Remote-Betrieb von Teleskopen"
- Bernd Wallner: ,,Bau eines 24"-Teleskops"
- Christoph Kaltseis: ,,Von der DSLR zur Farb CCD (SBIG ST-4000)"
- Dr. Walter Primik: ,,CCD-Grenzgänge" - Dieter Retzl: ,,Vergleich Refraktor
gegen Reflektor - Überlegungen für den Astrofotografen?" - Franz Klauser: ,,Digitalkamera 10D und SXV-H9 im Parallelbetrieb, Galaxienfeld und zentrale Galaxie gleichzeitig aufgenommen"
Abb. 4: Das Teleskop mit Blick auf die schneebedeckten Zweitausender.
VdS-Journal Nr. 27
In einem Nebenraum bot eine Münchener Astro-Firma an einem Verkaufsstand günstige Einkaufsmöglichkeiten. Mittagspause und Abend waren wieder dem Fachsimpeln über Astronomie bei netter Gastronomie gewidmet. Die Diskussionen über CCDKameras, Optiken, Montierungen, Nachführtechniken, Filtereinsatz, Belichtungszeiten und Bildverarbeitung zogen sich bis weit über Mitternacht hinaus. Unter den österreichischen Astrofotografen gibt es momentan eine starke Fraktion der ,,Apochromatenfreunde", die mit knackig scharfen Einzelaufnahmen in lang belichteten Serien unglaubliche Objektdetails herausholen, z.B.
A S T R O F O T O G R A F I E 51
Abb. 5: Rochus Hess nahm Stephans Quintett am 13.08.2007 auf der Postalm auf. Er benutzte einen Newton 250 mm/1200 mm mit einer Atik 16HR und belichtete L: 6 x 10 Minuten ohne Binning, R/G/B je 3 x 298/297/360 Sekunden mit 2-fachem Binning.
Wechselwirkungsphänomene
bei
Galaxien oder auch wenig bekannte
Herbig-Haro-Objekte in der Umgebung
von Reflexionsnebeln. Zudem hat sich
die Ablichtung von Dunkelwolken zu
einem höchst spannenden Arbeitsgebiet
entwickelt. Am Sonntag endete der
Gahberg-Workshop mit einem Besuch der
Sternwarte. Und da das Wetter blendend
war, hielt mich nichts davon ab, noch einen
einwöchigen Kurzurlaub anzuhängen.
Dazu ein Szenenwechsel vom Salzkammergut nach Salzburg selbst. Im städtischen Salzburger Museum ,,Haus der Natur" wurde 1979 die Arbeitsgruppe für Astronomie gegründet. Leiter ist VdS-Mitglied Gerhard Grau. Auf dem Voggenberg, einem der beiden Hausberge der benachbarten Gemeinde Bergheim, erhielten die Salzburger Sternfreunde 1988 eine eigene Volkssternwarte. Mit einem Celestron 14 werden astronomische Beobachtungen durchgeführt, selbstverständlich auch für die interessier-
te Bevölkerung. Jeden Donnerstagabend stehen öffentliche Führungen auf dem Programm, bei freiem Eintritt. Private Gruppen und Schulklassen können sich für Sonderführungen anmelden. Leiter der Sternwarte ist Bernd Wallner. Er wohnt im deutschen Burghausen an der österreichischen Grenze. Der aktive Astrofotograf - Mitglied in der VdS-FG Astrofotografie hat zur Sternwarte einen Weg von 50 km.
Am 9. Mai stattete ich einen Besuch in Salzburg ab. Gerhard Grau und Bernd Wallner hatten sich freundlicherweise die Zeit genommen, mir die Altstadt zu zeigen mit Dom, Burg, Festspielhaus und Schlossgarten. Selbstverständlich stand auch ein Besuch im ,,Haus der Natur" auf dem Plan, wo wir uns neben der Astronomie auch die Abteilungen Reptilien, Archäologie und Aquaristik anschauten. Am Spätnachmittag ging es dann zur Sternwarte (Abb. 3 und 4). Dass die Salzburger die Astrofotografie auch sehr gut beherrschen, beweisen die
Ergebnisse von Bernd Wallner und Rochus Hess (Abb.5).
Der Kurzurlaub in Österreich hat mir viel gebracht - die freundschaftlichen Bande dorthin werden auf alle Fälle gepflegt und ausgebaut!
Adressen
Erwin Filimon filimon@cablevision.at Astronomischer Arbeitskreis Salzkammergut Sternwarte Gahberg Sachsenstr. 2, A-4863 Seewalchen
Gerhard Grau gerhard.grau@gmx.at Salzburger Volkssternwarte Voggenberg 18, A-5101 Bergheim astronomie.hausdernatur.at/sternwarte.htm
VdS-Journal Nr. 27
52 A S T R O F O T O G R A F I E
Vorwort:
Mit diesem Bericht von Andreas Berger beginnen wir im Journal eine Serie, in der es um Missgeschicke und Fehler geht. Was steckt dahinter? Meist liest man Schilderungen von gelungenen Exkursionen, Projekten und Ergebnissen, garniert mit wunderbaren und technisch
makellosen Bildern. Viele Sternfreunde, besonders die Einsteiger, verzweifeln dann und glauben, dass sie nie an solche Resultate herankommen. Tatsächlich ist es aber so, dass auch die fortgeschrittenen Amateure mit ihren ,,professionellen" Resultaten einmal ganz am Anfang begonnen haben und in der
Regel auch viel Lehrgeld bezahlen mussten! In diesem Sinne viel Spaß beim Lesen. Wer Ähnliches berichten kann, versehen mit einer Prise Humor, sende mir bitte seinen Text mit Bildern.
Peter Riepe VdS-Fachgruppe Astrofotografie
Es kam wie es kommen musste -
Die Sofi 1999
von Andreas Berger
Die Freude war riesig und wir hatten uns alle sehr gut vorbereitet. Es sollte die einzige Sofi in unserer Lebensspanne sein, die in Deutschland stattfinden wird. Kamera-Check..., Drahtauslöser-Check..., Film-Check... es war alles da, es konnte losgehen. Mein Freund Stefan war so nett und hatte sein Wohnmobil zur Verfügung gestellt. Volltanken, Gas geben und los. Die Fahrt ging in den Elsass. Einige andere hatten sich uns angeschlossen und fuhren hinter uns her. Wir kamen im Dunkeln im Elsass bei Weißenburg (Wissembourg) an. Es war eine hervorragend sternklare Nacht. Die Milchstraße war leicht zu sehen, was in Solingen eher selten der Fall ist. Keine Wolke trübte den Himmel, wow! Das wird eine Finsternis geben. In der Nähe eines Maisfeldes campten wir wild. Im Scheinwerferlicht bauten die anderen ihre Zelte auf. Von der Fahrt müde konnten wir dann auch gut einschlafen.
Der Morgen danach: ,,Ich geh´ mal eben Brötchen holen", ,,Ah, wunderbar," tönte es. Leicht gesagt aber nicht getan. Erst drei Ortschaften später entdeckten wir eine Bäckerei, Brötchen suchten wir vergebens, na, macht nix. Nehmen wir halt ein paar Croissants mit. Frisch gestärkt ging es ans Werk. Stativ aufgebaut, Kamera festgetackert, Film rein und das Tele aufgesteckt - wunderbar. Der Himmel war bis auf den Horizont frei von Wolken - prima! Ralf: ,,Hast Du so etwas wie einen Tisch im Wohnmobil?" ,,Ja klar, aber Stefan sagte, dass er nicht ganz in Ordnung sei", gab ich ihm als Antwort. ,,Macht nix, wird schon irgendwie gehen!" Na denn. Ralf baute den Tisch auf, prüfte alles und stellte das kürzlich auf dem ATT erworbene Celestron 5 darauf, um die Finsternis damit zu beobachten. In der Nähe platzierte er seine Kamera-Ausrüstung.
Abb. 1: Unser Zeltplatz im Elsass (Bild: Ralf Herpich, Solingen).
Die Finsternis war voll im Gange. Wolken zogen auf. ,,Hmm, der Himmel wird doch jetzt wohl nicht ... ". Es zog sich langsam immer mehr zu, aber die Sonne war noch vollständig frei von Wolken. Die Sichel wurde immer schmaler. Ralf war begeistert von der Schärfe seines C5. Er ging zur Kamera und dann passierte es: ,,KLICK", ,,KNARZ", die Beine des Klapptisches schoben sich langsam zusammen, aber leider nur auf einer Seite. ,,Andreas - der Tisch ...!" ,,Ralf !!!", wie paralysiert standen wir da und mussten zuschauen, wie die Schwerkraft gnadenlos ihr Werk vollbrachte: ,,KLACK", die Beinchen erreichten ihre maximale Kompression. Das C5 beschleunigte wie ein Porsche Turbo auf der hochglanzpolierten Tischfläche. Mit offenen Mündern standen wir da, wie gelähmt und wussten uns nicht zu helfen, da wir einfach zu weit weg standen, um den physikalischen Vorgang abzubrechen. Es folgte der freie
Fall - absolute Schwerelosigkeit erzeugte eine noch nie dagewesene spannungsfreie Optik. Einen halben Salto später verzerrten sich unsere Gesichter in einem schmerzvollen Gesichtsausdruck, der sicherlich ein Foto wert gewesen wäre, aber die Kameras schauten ja in die ,,falsche" Richtung. ,,PFUMMP", das C5 schlug mit all seiner Massenträgheit in den trockenen harten Boden ein. Völlige Stille erfüllte die Szenerie. Wir sahen uns an, keine Worte, nur Blicke. Ralf ging zur Unfallstelle, kniete sich nieder und nahm den Verunfallten auf. Auf den ersten Blick schien alles ganz zu sein, lediglich der Schärfeeinstellknopf ging etwas schwerer als vorher. Die Schmidtplatte bekam keinen Kratzer ab. Ein Sternentest Tage später zeigte, dass sogar die Optik nicht einmal dejustiert war. Da war doch noch was - ach ja, die Finsternis! Zum Bedauern war leider keine Zeit mehr, nur noch eine Minute bis zur Totalität - da passierte es!
VdS-Journal Nr. 27
A S T R O F O T O G R A F I E 53
Murphys Gesetz schlug zu. Sekunden vor der Totalität zogen dicke Wolken vor die extrem schmale Sonnensichel. Es wurde tatsächlich richtig dunkel - ein Raunen ging durch unsere Gruppe. ,,Sch..." tönte es aus allen Ecken. Fluchen half nichts. Die Zeit verstrich. Da wurde es wieder hell, die Wolke verschwand und wir konnten die Sichel sehen, wie sie jetzt auf der anderen Seite war. Das Gefühl, das wir hatten, kann man nicht beschreiben. Einerseits froh darüber zu sein, überhaupt etwas gesehen zu haben, andererseits voller Enttäuschung darüber, die Totalität nicht erlebt zu haben. Dann fing es auch noch an zu regnen. Wir beschlossen, die Sachen einzupacken und wieder heimwärts zu fahren. Leichter gesagt als getan.
Wir fuhren die schönen Landstraßen in Richtung Autobahn entlang. Überall konnte man Gruppen von Leuten sehen, die mit Teleskopen in den Feldern und an Straßenrändern standen. Ob die etwas gesehen haben? Langsam wurde der Verkehr immer dichter, bis es nur noch ganz langsam voran ging. Da ist sie, die Auffahrt! Plötzlich Stillstand in der Auffahrt. Was ist denn hier los? Nach ungefähr 15 Minuten erreichten wir die Beschleunigungsspur. Nur von Beschleunigung keine Spur. Es hat eine Ewigkeit gedauert, bis die nächste Ausfahrt in Sicht kam. Wir beschlossen, dort heraus zu fahren, um es auf der Landstraße weiter zu versuchen. Dachten wir! Wir dachten falsch. Es kam wie es kommen musste. Selbst in der Ausfahrt standen wir im Stau, da auf der Landstraße nichts mehr ging. Das war richtig gruselig.
Die Hinfahrt hatte etwas mehr als 3 Stunden betragen, zurück brauchten wir über 11 Stunden. Als Bildergebnisse brachten wir die dargestellten Aufnahmen mit heim. Mehr brauche ich hier wohl nicht zu sagen.
Die nächste Finsternis sollte ein Erfolg werden, das ist aber eine andere Geschichte!
Weblinks: [1] Murphys Gesetz: http://de.wikipedia.org/
wiki/Murphys_Gesetz [2] Sofi 1999: http://home.vr-web.de/
michael.kokott/sonnenfinsternis1999.html
Abb. 2: Teilweise verfinsterte Sonne (Bild: Ralf Herpich, Solingen).
Abb. 3: Noch einmal die teilweise verfinsterte Sonne (Bild: Ralf Herpich, Solingen).
VdS-Journal Nr. 27
54 A S T R O F O T O G R A F I E
Fachgruppenübergreifendes Projekt ,,Planetarische Nebel":
NGC 7008 im Sternbild Schwan
von Peter Riepe
Im Katalog von Agnes Acker et al. [1] trägt NGC 7008 auch die Bezeichnung PN G093.4+05.4 (d.h. 93,4 Grad galaktischer Länge und +5,4 Grad galaktischer Breite). Der PN liegt bei RA = 21h00m32,5s und DEK = +54 Grad 32´ 36´´. Mit Abmessungen von 98´´ x 75´´ und einer scheinbaren Helligkeit von 10,7 mag kommt er auf eine durchschnittliche Flächenhelligkeit von 20,1 mag pro Quadratbogensekunde, ist also kein schwieriges Objekt. NGC 7008 ist etwa 860 pc entfernt [2], was 2805 Lj entspricht. Rechnet man dies auf die scheinbare Größe von 98´´ um, ergibt sich ein wahrer Durchmesser von 1,3 Lj.
Abb. 1: Celestron 14 bei f = 3910 mm, OES Megatek plus UHC-Filter (Astronomik), 4 Bilder zu je 10 min belichtet und gemittelt. Autor: Jörg Zborowska.
Abb. 2: 12-Zoll-Newton f/4,5 (Firma AOM), CCD-Kamera SBIG ST-7e, Filter UV/ IR Cut von Baader und Idas LPS, Luminanz 30 min, R und G ebenfalls 30 min, B 50 min bei 2-fachem Binning. Autor: Oliver Schneider.
Visuelle Beobachter, denen zur Kontraststeigerung ein UHC-Filter gute Dienste leistet, schildern NGC 7008 als ein nach Osten offenes Scheibchen, das sich direkt nördlich an einen Doppelstern anschließt. Dessen hellere Komponente ist HD 235422 (auch CCDM J21006+5432A), ein orangefarbener Stern vom Spektraltyp K7 mit 9,5 mag. Sein Begleiter CCDM J21006+5432B ist 10,2 mag hell. Beide Sterne liegen in Nordsüdrichtung und stehen knapp 18´´ auseinander.
NGC 7008 besitzt einen Zentralstern mit der Katalognummer AG82 417. Er hat scheinbare Helligkeiten von B = 13,75 mag und V = 13,23 mag. Nach dem Farbindex B-V = 0,52 mag ist er also weißlichblau, was jedoch mit dem Spektraltyp O7 nicht ganz in Übereinklang steht. In der Regel sind O-Sterne nämlich kräftig blau mit Farbindizes von 0 und kleiner. Die Zentralsterne aller PN sind fortgeschritten in ihrer Entwicklung. Sie haben vor längeren Zeiten ihre äußeren Atmosphärenschichten abgestoßen, und diese umgeben sie nun als leuchtende Hüllen. Da die PN-Zentralsterne kräftige Sternwinde aussenden, expandieren die Hüllen. Bei NGC 7008 geschieht dies mit etwa 40 km/s. Etliche PN besitzen neben ihren Hüllen auch noch äußere Halos,
Abb. 3: Celestron 11 auf Montierung Alt 5 ADN, Starlight Xpress MX916, Belichtungszeiten bei f/10: L = 9 x 700 s, RGB jeweils 6 x 300 s. Autor: Andreas Rörig.
VdS-Journal Nr. 27
A S T R O F O T O G R A F I E 55
Abb. 4: 60-cm-Teleskop des Physikalischen Vereins Frankfurt, Canon EOS 20Da bei ISO 3200, belichtet 17 x 1 min bei 3-minütigen Darkfields. Autor: Sighard Schraebler.
Abb. 5: 60-cm-Cassegrainteleskop, Sekundärfokus bei f = 4,8 m, ST-10XME mit Farbfilterrad, Filter: LRGB-Satz von Astronomik Typ II C, Belichtungszeiten: L = 11 x 240 s, R = 8 x 240 s, G = 8 x 240 s, B = 7 x 240 s. Alle Aufnahmen ohne Binning. Autor: Bernd Wallner.
deren Bildung vor noch längeren Zeiten geschah [3]. Bisher ist aber bei NGC 7008 noch kein äußerer Halo bekannt geworden. Der Zentralstern eines Planetarischen Nebels hat sein Strahlungsmaximum gewöhnlich im UV-Bereich. Seine starke UV-Strahlung ionisiert dieAtome der umgebenden Gashülle. Bei der Rekombination wird diese Anregungsenergie wieder frei, und zwar als Licht diskreter Wellenlängen. So besteht das Licht der leuchtenden PN-Hülle aus charakteristischen, unterschiedlich starken Emissionslinien, die von verschiedenen chemischen Elementen
stammen. Ihre relativen Stärken sind in Tab. 1 aufgelistet. Hierzu habe ich die Originalwerte von [1] in Prozentwerte umgerechnet. NGC 7008 leuchtet am stärksten im Lichte des zweifach ionisierten Sauerstoffs [O III] bei 500,7 nm/495,9 nm. Da diese doppelte Emissionslinie ,,verboten" ist, steht ihr chemisches Symbol in eckigen Klammern. Der [O III]-Anteil bei 495,9 nm Wellenlänge strahlt auch recht stark, fehlt jedoch in der Auflistung von [1]. Im Wesentlichen ist dieses blaugrüne [O III]-Licht - neben dem blauen H-BetaLicht - für die visuelle Sichtbarkeit der
chem. Element
He II [O III] [O III] He I H-Alpha [N II] [S II] [S II]
Emissions -linie (nm)
468,6 436,3 500,7 587,6 656,3 658,4 671,7 673,1
Relative Stärke (%)
14,1 1,4 100 1 76 9,6 -
Tab. 1: Relative Linienstärken in NGC 7008 (in Anlehnung an [1])
Alles rund um das Thema Astronomie auf über 3000 Seiten.
Größtes astronomisches Diskussionsforum im deutschsprachigen Raum mit 13000 Mitgliedern
Größter Marktplatz für gebrauchte astronomische Geräte mit über 50 neuen Anzeigen täglich
Tägliche Astronews und Berichte, Einsteigerbereich, Kindersektion, Bilderdatenbank für Amateuraufnahmen, Artikel, Buchbesprechungen
Besuchen Sie uns: www.astronomie.de Besuchen Sie uns: www.astronomie.de
VdS-Journal Nr. 27
56 A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 6: 14-zölliges Ritchey-Chretien-Teleskop bei f/10, ST-8 XME, Belichtung: L = 20 x 5 min ohne Binning, alle Farbauszüge mit 2x2-Binng: R = 6 x 5 min, G = 5 x 5 min, B = 12 x 5 min, H-Alpha = 3 x 5 min, H-Beta = 1 x 5 min, [O III] = 4 x 5 min und [S II] = 1 x 5 min. Autoren: Gundbert Banik und Ralf Mündlein.
Abb. 7: 20-zölliges RC-Teleskop Optical Systems (f/8,4), Montierung Paramount ME Robotic, CCD-Kamera SBIG ST-10XME mit Farbfilterrad. Belichtung laut Autoren: Luminance = none binned 1x1, Red = 20 minutes binned 1x1, Green = 20 minutes binned 1x1, Blue = 20 minutes binned 1x1. Autoren: Donn und Aaron Starkey/Adam Block/NOAO/AURA/NSF.
meisten PN verantwortlich. Am zweitstärksten in NGC 7008 ist die Emission des einfach ionisierten Wasserstoffs bei 656,3 nm, allen besser bekannt unter der Bezeichnung H-Alpha. Die drittstärkste Emission wird bei 468,6 nm Wellenlänge erzeugt und stammt vom einfach ionisierten Helium He II (keine ,,verbotene" Linie, daher keine eckigen Klammern!). NGC 7008 ist ein relativ starker He-II-Strahler [4]. Dieses blaue Licht trägt geringfügig zur visuellen Wahrnehmbarkeit bei,
VdS-Journal Nr. 27
ebenso wie die bei [1] leider nicht aufgeführte H-Beta-Linie bei 486,1 nm. Man kann deren Stärke jedoch auf ungefähr ein Drittel der H-Alpha-Intensität beziffern.
Von Interesse dürfte auch sein, dass die PN oftmals eine merkliche verbotene Emission des einfach ionisierten Stickstoffs [N II] bei 658,4 nm Wellenlänge besitzen, knapp ,,oberhalb" von H-Alpha. Sie macht bei NGC 7008 immerhin 13% der H-AlphaIntensität aus, wirkt sich also fotografisch
aus. Bei 654,8 nm (also knapp ,,unterhalb" von H-Alpha) ist noch eine weitere [N II]-Linie vorhanden, auf die in [1] auch nicht eingegangen wird. Ebenso ist das in Supernova-Überresten präsente Schwefellicht [S II] bei 671,7/673,1 nm in NGC 7008 nicht aufgeführt. Es bleibt unklar, ob dieser Sachverhalt nicht untersucht wurde oder ob die [S II]-Intensität von NGC 7008 bedeutungslos gering ist. Hier schafft jedoch eine Aussage unseres Projektteilnehmers Gundbert Banik Klarheit: ,,Auffällig ist, dass der Nebel in H-Beta und [S II] sehr schwach und in [OIII] sehr stark ist."
Sehr interessant liest sich eine historische Arbeit von F.G. Pease. In den Jahren 1913/14 startete er eine Nebelüberwachung am 60-Zöller des Observatoriums auf dem Mount Wilson. Die Arbeit wurde 1917 publiziert [5]. Pease benutzte fotografische Platten des Typs Seed 23, die nach 3 Stunden Belichtung bei 20 Grad C 30 Minuten in Rodinal 1:75 entwickelt wurden (damals gab es diese Chemie bereits!). Die erreichte Bildqualität lässt moderne Amateur-Astronomen schmunzeln, aber damals waren solche Ergebnisse revolutionär. Pease wertete die vielen Nebelfotos aus und beschrieb die einzelnen Objekte ausführlich. Seinerzeit zählten Galaxien zu den ,,Nebeln" und waren als Systeme von Hunderten von Milliarden Sternen noch gar nicht bekannt. Nach Pease scheint NGC 7008 nun an seiner Ostseite ,,angebissen". Die hellsten Nebelteile werden beschrieben als direkt östlich des Nordendes der Hauptachse. Die Sterne vor der Nebelfläche werden aufgrund der umgebenden dunklen Ringe dem Nebel selbst zugeordnet. Einer dieser Hintergrundsterne im südwestlichen Nebelbereich wird als länglich beschrieben, als möglicher Doppelstern oder ein kleines längliches Nebelstück.
Die Aufnahmen unserer Projektteilnehmer (Abb. 1 - 8) zeigen, dass NGC 7008 reich strukturiert ist. Der innere Bereich leuchtet rötlich - also stärker in H-Alpha. Östlich des Zentralsterns ist eine hakenförmige dunkle Zone erkennbar: Hohlraum im Nebel oder Dunkelwolke? Weiter nach außen geht die Farbe nach Bläulichgrün über. Hier überwiegt die [O III]-Emission. Ein relativ scharf begrenzter äußerer Bogen ist vom inneren Bereich durch einen leicht dunkleren Ring separiert.
Tatsächlich liegt im Nordteil ein sehr helles, kleines Nebelgebiet. Pease hatte also
A S T R O F O T O G R A F I E 57
Recht. Dieses nördliche Nebelstückchen leuchtet ebenso wie das südwestliche sehr stark im [N II]-Licht, ist also gering angeregt. Dies lässt sich einer grundlegenden Arbeit von B. Balick entnehmen, in der die Struktur verschiedener PN in diskreten Wellenlängen untersucht wurde [6]. Sehr gut passt dazu auch die rote Eigenfarbe, die besonders in den Abb. 6 - 8 sehr schön herauskommt. Abb. 9 zeigt NGC 7008 wie in Abb. 8, aber stark vergrößert. Nun wird sichtbar, dass der helle Nordknoten eine kleinskalige Feinstruktur aufweist.
Zum Schluss noch einmal allen Projektteilnehmern herzlichen Dank fürs Mitmachen!
Quellen [1] A. Acker et al.: Strasbourg-ESO
Catalogue of galactic Planetary Nebulae, I+II; ESO 1992 [2] J.H. Cahn, J.B. Kaler, L. Stanghellini: A catalogue of absolute fluxes and distances of planetary nebulae; A&A Suppl. Ser. 94, 399 (1992) [3] B. Balick et al.: Stellar wind paleontology. II. Faint halos and historical mass ejection in planetary nebulae; ApJ 392, 582-596 (6/1992) [4] R. Tylenda et al.: A catalogue HeII 4686 line intensities in Galactic planetary
Abb. 8: 300-mm-Schiefspiegler bei f = 6 m, Luminanzbild ohne Binning 20 x 5 min belichtet. Für die Farbauszüge 380-mm-Newton f/5, 2-faches Binning, belichtet wurde: R und G je 5 x 5 min, B mit 4 x 5 min. Kamera: SBIG ST-10XME mit Farbfilterrad und AO7, Filter von AstroDon. Autoren: Bernd Flach-Wilken und Volker Wendel.
nebulae; A&A Suppl. Ser. 106, 559-571 (1994) [5] F.G. Pease: Photographs of nebulae with the 60-inch reflector 1911-1916; ApJ 46, 24-55 (1917)
Abb. 9: Ausschnitt aus Abb. 8. Die mit A, B und C bezeichneten Nebeldetails leuchten sehr stark im Licht des einfach ionisierten Stickstoffs [N II]. Schon F.G. Pease wies 1917 auf A und B hin.
[6] B. Balick: The Evolution of Planetary Nebulae. I. Structures, Ionizations, and morphological Sequences; AJ 94, 671-827 (9/1987)
Neugier und ,,Ram Pressure Stripping"
von Hans-Günter Diederich
Das Hobby Astronomie erfreut mich immer wieder durch kleine oder größere Entdeckungen, die sich zufällig ergeben. Ich hatte mir eine CCD-Aufnahme genau angeschaut, war auf eine Auffälligkeit gestoßen, neugierig geworden und hatte schließlich die Erklärung im Internet gefunden: einen mir bis dahin unbekannten Effekt, das ,,Ram Pressure Stripping".
Eine Entdeckung In dieser Aufnahme des Galaxienclusters Abell 1367 in Leo [Abb. 1] war eine merkwürdige Spiralgalaxie in Kantenlage zu sehen. Die eine Seite (sehr hell, gestaucht und leicht umgebogen) passte gar nicht zur anderen Seite, die sich schwach auslaufend im Bildhintergrund verlor. Was hatte diese Asymmetrie verursacht? Die Suche im Internet führte zunächst zur Bezeichnung UGC 6697 und dann zu folgender Erklärung: UGC 6697 wechselwirkt mit der intergalaktischen Materie
von Abell 1367, mit ihrem heißen Gas, das keiner einzelnen Galaxie zuzuordnen ist, sondern sich zwischen den Galaxien, also innerhalb des Clusters, befindet. Dieses Gas wird daher auch ,,intra cluster medium" (ICM) genannt. UGC 6697 fliegt mit hoher Geschwindigkeit durch das Zentrum von Abell 1367 und stößt dabei mit dem ICM zusammen. Ihren Sternen kann das ICM nichts anhaben, aber das zu UGC 6697 gehörende Gas wird von ihm abgebremst, bleibt zunehmend hinter den weiter fliegenden Sternen zurück, wird vom ICM nach hinten aus der Galaxie hinaus getrieben und schließlich vollkommen abgestreift. Dieser Effekt, der das Aussehen von UGC 6697 grundlegend verändert, wird ,,Ram Pressure Stripping" genannt. Man könnte ihn mit ,,staudruckinduziertes Abstreifen von Gas" übersetzen, üblich ist allerdings der englische Begriff. Daher wird er auch hier im Aufsatz verwendet.
Abb. 1: Oben: Galaxiencluster Abell 1367. Unten: UGC 6697, links wenig bearbeitet, rechts mit Pseudofarben heraus präpariert.
Klein aber fein Aus dieser ersten zufälligen Beobachtung entstand nun ein Projekt, das zwischenzeitlich auf 16 Objekte anwuchs. Einige
VdS-Journal Nr. 27
58 A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 2: PGC 36382 (siehe Text)
Abb. 3: NGC 2276 (siehe Text)
Abb. 4: NGC 2276 (siehe Text)
Abb. 5: NGC 2276 (siehe Text)
VdS-Journal Nr. 27
weitere Beispiele und einige Methoden der Bildauswertung stelle ich nun vor.
Abell 1367 weist noch zwei weitere Galaxien auf, deren Gestalt durch ,,Ram Pressure Stripping" verändert wurde. Eine davon ist PGC 36382 [Abb. 2]. Bevor Sie weiterlesen, versuchen Sie bitte, diese Galaxie zu beschreiben. Welche Strukturen und Abweichungen von der ,,Idealfigur" fallen Ihnen auf? Was könnte diese auffällige Gestalt verursacht haben? Falls es ,,Ram Pressure Stripping" ist, in welcher Richtung würde sich PGC 36382 bewegen? Dieses verbal zu beschreiben ist genau das, was auch der visuelle DeepSky-Beobachter tut. Warum sollten wir als CCDler darauf verzichten?
Jetzt wäre auch der Zeitpunkt gekommen, ins Internet zu gehen und nach Literatur über PGC 36382 zu suchen.
Wider den Strich gebürstet NGC 2276 in Cep ist eine StarburstSpiralgalaxie und Mitglied der NGC2300Gruppe. Die Dichte des ICM ist hier allerdings sehr gering. Auch wenn NGC 2276 mit Überschallgeschwindigkeit hindurch fliegt, kommt es nicht zum echten ,,Ram Pressure Stripping". Das, was NGC 2276 widerfährt, wird daher ,,Gas Stripping" genannt. Folglich dauert es auch viel länger, bis das meiste Gas aus NGC 2276 hinaus getrieben ist. Man schätzt, dass NGC 2276 in ca. 1 Milliarde Jahren alles Gas verloren haben wird.
Können wir als Amateure durch bloßes Betrachten dieses ,,Gas Stripping" erkennen? Diese Frage wird in den drei folgenden Abbildungen untersucht. Zunächst lassen wir das Bild von NGC 2276 unvoreingenommen auf uns wirken [Abb. 3] und stellen dann die uns inzwischen vertrauten
Fragen: Sieht die Galaxie seltsam aus? Welche Strukturen sind dafür verantwortlich? Worin liegen die Abweichungen vom Idealbild einer Spiralgalaxie? Was könnte die Ursache hierfür sein?
NGC 2276 vermittelt den Eindruck, an ihrer westlichen Seite (links im Bild) geknautscht und auf der gegenüber liegenden Seite gedehnt worden zu sein. Ihr Nukleus liegt nämlich deutlich näher an ihrer linken Seite. Er ist aus der bei ungestörten Spiralgalaxien üblichen konzentrischen Lage versetzt. In der Literatur wird die linke Seite als ,,führender westlicher Rand" bezeichnet. Mit dieser Seite taucht NGC 2276 also in das ICM ein. Dieser Rand erscheint auch besonders deutlich, im Gegensatz zur gegenüber liegenden Seite geschärft. Dies hatten wir schon einmal bei einer zuvor gezeigten Galaxie bemerkt. Ich möchte auf ein weiteres Detail aufmerksam machen: die Form der Spiralarme. Oben erscheinen sie eng anliegend, zum Zentrum der Galaxie hingedrückt, wie Haare mit Gel an den Kopf ,,geklebt". Unten dagegen sind sie aufgebogen, wie ein Fell gegen den Strich gebürstet. In Abb. 4 ist dies durch Nachzeichnen einiger Spiralarme angedeutet.
Wir können noch einen Schritt weiter gehen: In Abb. 5 wurde über einen rot nachgezeichneten realen Spiralarm ein in Grün gehaltener idealisierter Spiralarm gelegt, so wie er in einer ungestörten Galaxie aussehen würde. Alle diese Konstruktionen führen zu einer übereinstimmenden Vermutung: Irgend etwas im Bild nicht Sichtbares strömt von links gegen die Galaxie und drückt deren Spiralarme nach rechts. Die unteren Arme, die sich dieser Strömung entgegen stellen, werden aufgebogen, die oberen ,,angepassten" Spiralarme dagegen noch ein Stück weiter umgebogen. Oder, was äquivalent ist, NGC 2276 bewegt sich mit hoher Geschwindigkeit durch etwas Unsichtbares hindurch, dass diese Wirkung auf ihre Spiralarme hervorruft.
Der ,,Komet" Die Form von NGC 4654 erinnert an einen Kometen. Und an ,,Ram Pressure Stripping". Alle Auffälligkeiten wurden in einer Montage zusammengefasst [Abb. 6] und sollen jetzt kurz angesprochen werden.
Die Form von NGC 4654 könnte auch als tropfenförmig beschrieben werden, etwa wie ein fallender Wassertropfen. In
A S T R O F O T O G R A F I E 59
beiden bildhaften Vergleichen (Komet und Tropfen) wird ein Objekt durch ein Medium angeströmt und entsprechend verformt. Diese Wirkung von ,,Ram Pressure Stripping" ist uns inzwischen ja bekannt. Aber es tut sich mehr als das. Strecken wir die Aufnahme im Histogramm ganz weit nach oben (zu den höchsten Grauwerten hin), sehen wir den Nukleus innerhalb eines länglich-schmalen Streifens erhöhter Helligkeit. In diesem Streifen liegt er allerdings nicht symmetrisch. Die streifige Struktur scheint unter ihm hinweg nach rechts getrieben worden zu sein. Offenbar hat sie dem Druck des anströmenden ICM nicht standgehalten. Das ist ein weiteres Indiz für ,,Ram Pressure Stripping", diesmal aber nicht in der Peripherie einer Galaxie, sondern in ihrem Zentrum.
Spätfolgen Bisher wurden im Bild die für uns sichtbaren Auswirkungen von ,,Ram Pressure Stripping" vorgestellt. Der größte Teil des Gasgehalts einer Galaxie bleibt für uns Amateure (da nicht ionisiert) unbeobachtbar. Die hierfür erforderlichen Radioteleskope stehen uns nicht zur Verfügung. Diesen Nachteil können wir allerdings umgehen, indem wir die erforderlichen Radiobilder der Literatur entnehmen und mit Hilfe eines StandardBildbearbeitungsprogramms unseren eigenen Aufnahmen überlagern.
Eine solche Auswertung an NGC 4388 (Virgo-Cluster) ergibt zweierlei: das Gas dieser Galaxie konzentriert sich auf den mittleren Bereich. Die für uns sichtbare Galaxie ist größer. Der Schwerpunkt der Gasverteilung von NGC 4388 ist zum Schwerpunkt der von uns beobachtbaren Helligkeitsverteilung versetzt. Gemäß Literatur war NGC 4388 dem ,,Ram Pressure Stripping" bereits so lange ausgesetzt, dass vom Gas der Galaxie nicht mehr viel übrig geblieben ist. Wo aber befindet sich jetzt dieses abgestreifte Gas?
Ein tieferes Radiobild aus [1] zeigt das fehlende Gas in einer Art Schleppe aus lauter Gasfetzen, die NGC 4388 auf ihrem Weg durch den Virgo-Galaxiencluster hinter sich herzieht. Die Fig. 1 aus dieser Arbeit wurde in der Abb. 7 einem Mosaik aus eigenen Aufnahmen von NGC 4388 und ihrer Umgebung überlagert. Ein Teil dieser Gasfetzen bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 2.670 km/s von uns fort. Dies ist auch die Geschwindigkeit von NGC 4388. Da sich der Virgo-Cluster
Abb. 6: NGC 4654 (siehe Text)
Abb. 7: NGC 4388. Überlagerung eines eigenen Mosaiks mit der Fig. 1 aus [1].
mit einer mittleren Geschwindigkeit von 1.200 km/s von uns entfernt, bedeutet dies, dass NGC 4388 vermutlich durch das Zentrum des Virgo-Clusters hindurch fällt. Die Autoren von [1] vermuten außerdem, dass NGC 4388 nicht mit dem ICM des Virgo-Clusters zusammenstieß, sondern mit dem heißen Gas des Halos der M86Gruppe. Auf die Bildauswertung kommt es an Belege für solche hochdynamischen Prozesse, wie das ,,Ram Pressure Stripping" in Galaxien-Clustern, sind in unseren einfachen Amateuraufnahmen zu finden. Um diese Schätze zu heben, ist aber genaues Hinsehen, Neugier und
Bildauswertung erforderlich. Die Mühe der Informationssuche im Internet, in der dort ausgebreiteten Literatur, belohnt uns dann häufig mit kleinen bis größeren Entdeckungen. Das empfinde ich als außerordentlich faszinierend. Allen Lesern wünsche ich daher ungebremste Neugier beim Auswerten ihrer Aufnahmen!
Die präsentierten Bilder entstanden mit verschiedenen Teleskopen und CCDKameras auf einer Gästesternwarte in New Mexico, USA.
Literatur
[1] Oosterloo et al., 2005. A large HI cloud near the centre of the Virgo cluster, astro-ph http://xxx.uniaugsburg.de/abs/ astroph/0505397 (14.01.2008)
Objektliste
Objekt
Abell 1367 UGC 6697 PGC 36382 NGC 2276 NGC 4654 NGC 4388
RA (J2000)
11 44 30.0 11 43 47.6 11 42 56.5 7 27 00.0 12 44 00.0 12 25 48.0
DEC (J2000)
+19 50 00 +19 58 20 +19 58 02 +85 45 00 +13 08 00 +12 40 00"
VdS-Journal Nr. 27
60 A S T R O F O T O G R A F I E
Eine Rarität für die Astrofotografie im Mittelformat: Die 70-mm-Filmkassette zur Mamiya RB67
von Dirk Sprungmann
Die Astrofotografie im Mittelformat gehört mittlerweile nach kurzer Popularität in den 1990er Jahren unbestreitbar zu einer Sondererscheinung, obwohl einer digitalen Erfassung und Bildbearbeitung durch immer besser und preiswerter werdende Scanner nichts im Wege steht. Neben dem dominierenden Vorteil der unübertroffenen Qualität besitzt das größere Format den Nachteil, dass der 120er Rollfilm den dünnsten Schichtträger besitzt, was die Planlage des Films stark beeinträchtigt. Besonders in Nächten mit hoher Luftfeuchtigkeit führt die mangelnde Filmplanlage zu partiellen Unschärfen innerhalb der Aufnahme. Die eleganteste und sicherste Lösung dieses Problems ist die Ansaugung des Films mittels einer kleinen Pumpe durch die Filmandruckplatte.
Abb. 1: 70-mm-Saugkassette zur Mamiya RB67 mit angeschlossener Pumpe der Firma Fürgut. Hinter dem partiell ausgezogenen Schieber erkennt man den auf 70-mmPatronen konfektionierten 120er Rollfilm.
Als Besitzer einer Mamiya RB67 Pro SD erschien mir dieses Problem nicht trivial lösbar, da die komplizierten 6x7-Rollfilmrückteile nur mit sehr großem technischen Aufwand auf Ansaugung umgebaut werden können. Zudem wirkt ein solcher Umbau ziemlich abschreckend, sobald man sich an den Anschaffungspreis des Magazins erinnert. Ein glücklicher Zufall war in dieser Situation das seltene Angebot eines Gebrauchtkamerahändlers, welcher ein 70-mm-Magazin zur Mamiya RB im Sortiment hatte.
Abb. 2: Eine ausreichende Planlage ist ohne Ansaugung (links) nicht gewährleistet. Man erkennt die Wölbung an dem deformierten Abbild der parallelen Geraden. Mit Ansaugung (rechts) liegt der Film vollständig in der Brennebene bzw. innerhalb des Tiefenschärfeintervalls.
VdS-Journal Nr. 27
Das 70-mm-Magazin Die Produktion dieser ohnehin nicht sehr populären Kassette lief bereits vor mehreren Jahren aus, was diese zu einer wahren Rarität macht. Das Magazin ist zur Bestückung mit 70-mm-Rollfilm konzipiert, welcher prinzipiell dem konventionellen Rollfilm entspricht, jedoch eine dem KB-Film entsprechende Perforation am Rande sowie eine ungleich größere Länge besitzt. Der Film wird in 70-mmPatronen konfektioniert und kann dann wie KB-Film eingelegt werden. Aufgrund der lichtdichten 70-mm-Patrone benötigt der Film kein Lichtschutzpapier. Der 70-mm-Film wird noch heute in den I-Max Kinos eingesetzt und war besonders in den USA sehr verbreitet. Dem Fotografen
Nutzen Sie Ihre Vorteile als VDS-Mitglied
Abonnieren noch heute üb S e ie rhäft d s i s e te V l D le S !Gesc
Sterne und Weltraum entsteht in enger Kooperation mit dem Max-Planck-Institut für Astronomie. Sie erhalten tiefe Einblicke in die aktuellsten nationalen und internationalen Forschungsprojekte: kompetent, authentisch, verständlich. Raumfahrt, Satelliten und Planetensonden sind ein weiterer Schwerpunkt der Berichterstattung. Schauen Sie führenden Wissenschaftlern über die Schulter und erfahren Sie alles über ihre neuesten Erkenntnisse aus erster Hand.
... und abonnieren Sie zu besonders günstigen Konditionen!
Sterne und Weltraum (12 Ausgaben) für nur 66,-*. Sie sparen fast 20,- gegenüber dem Normalabo. Schüler, Studenten, Azubis, Wehr- und Zivildienstleistende zahlen auf Nachweis nur 53,-. Preise inkl. Inlandsversand und MwSt.
Wissen aus erster Hand
wwww w ..ass tur wo n- oomni el -ihne eu t.ed. dee
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße
3-5 | 69126 Heidelberg | Tel 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751
service@spektrum.com
VdS-Journal Nr. 27
62 A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 3: Milchstraße im Schwan in der Nähe von Gamma Cygni. LRGB-Komposit aus einer Aufnahme auf TP 6415 hyp. und E200. Beide mit einem Mamiya-APO 4,5/250 mm samt IDAS-LPS-Filter unter Verwendung der beschriebenen 70-mm-Saugkassette; weitere Angaben siehe Text.
standen mit dem 70-mm-Magazin 54 Aufnahmen ohne Filmwechsel zur Verfügung, was ideal für Hochzeits- oder Reisefotografie war. Zudem wurde das Filmformat für Kinoereignisse eingesetzt, bei denen der monumentale Bildeindruck eine entscheidende Rolle spielte. Unter der Bezeichnung Super Panavision 70 kam das 70-mm-Format beispielsweise für cineastische Meilensteine wie Lawrence of Arabia (1962), 2001: A Space Odyssey (1968) oder Tron (1982) in Kombination mit aufwendiger Projektionstechnik zum Einsatz.
Was macht das 70-mm-Magazin jedoch für die Astrofotografie so interessant? Die Antwort - das 70-mm-Magazin von Mamiya ist vom Werk aus mit einer Filmansaugplatte ausgestattet, was einen komplizierten
VdS-Journal Nr. 27
Umbau von Rollfilmmagazinen unnötig macht. Zudem steigt durch den Einsatz der 70-mm-Kassette die Vielfalt an astrofotografisch interessanten Filmemulsionen. So waren der Fuji Provia 400F, der Kodak E200, der Kodak Pro Gold 400 sowie der Technical Pan 6415 aufgrund der mangelhaften Planlage bisher nicht sinnvoll einsetzbar. Die beiden letzten Filme sind inzwischen nicht mehr lieferbar.
120er Rollfilm umkonfektionieren Wie gesagt, ist das Magazin auf perforierten Rollfilm ausgelegt. Die Spulen der Patronen sind daher ca. 9 mm breiter als diejenigen des 120er Rollfilms. Dieses Problem konnte sehr leicht durch Einkleben zweier Distanzscheiben aus Aluminium gelöst werden. In der Dunkelkammer wird der 120er Rollfilm von der Kernspule
abgewickelt und ohne Papier mit Hilfe eines Clips an diejenige der 70-mm-Patrone fixiert. Beim Aufwickeln wird der Film durch die Aluscheiben geführt. Die Spule samt Film wird jetzt in das Patronengehäuse eingeschoben und mit Hilfe eines Deckels lichtdicht verschlossen. Ein Stück des Films bleibt analog zum Kleinbildfilm außerhalb des Patronenmauls. Der Film kann nun ohne Lichtschutzpapier bei Tageslicht in das Magazin eingesetzt werden. Beim Filmtransport spult sich der Film automatisch in eine zuvor leere 70-mm-Patrone auf und kann daher auch bei Tageslicht aus der Kassette entnommen werden.
Ansaugplatte und Pumpe Da das Ansaugen des Films von Mamiya aus durch einen Handbalgen geschehen soll und dessen Pumpleistung gering und
A S T R O F O T O G R A F I E 63
zeitlich begrenzt ist, ist die Ansaugplatte zur Verbesserung der Dichtigkeit leider nur einseitig mit Sauglöchern versehen. Dies ist ein Nachteil, den man in Kauf nehmen muss. Allerdings sind die Löcher derart positioniert, dass die primäre Filmwölbung, welche durch das geknickte Verweilen des Films an der Umlenkrolle entsteht, nach dem Filmtransport genau über der Saugfläche liegt. Beim Ansaugen ist die Planlage überraschend gut und liefert reproduzierbar scharfe Sterne über das gesamte Aufnahmeformat. Der Effekt der Ansaugung ist in Abb. 2 gut sichtbar, bei abgeschalteter Pumpe erkennt man die Filmwölbung anhand der Krümmung der parallelen Gitterlinien, welche sich in der Filmschicht widerspiegeln.
Es bleibt die Frage nach einer geeigneten Vakuumpumpe, die die Spezifikationen ,,leicht", ,,klein", ,,leise", und ,,stromsparend" erfüllen muss und zudem mit 12 V angetrieben werden soll. Mein Dank sei an Stefan Linhardt ausgesprochen, der mir mit der Firma Fürgut aus Tannheim
einen Pumpenhersteller empfehlen konnte, der eben Pumpen mit obigen Spezifikationen anbietet. Die gewählte Miniaturdrehschieberpumpe erzielt bei 12V Maximalspannung einen maximalen Unterdruck von 200 mbar, wobei sie 160 mA Strom benötigt. Das Modell ist ca. 60 mm lang, durchmisst 30 mm und wiegt 102 g. Die Pumpleistung ist durch Variation der Spannung stufenlos regelbar. An der Mamiyakassette läuft sie bei ca. 6 - 9 V und findet in einem kleinen schalldämpfenden Gehäuse Platz. Die Kombination aus Pumpe und 70-mm-Magazin ist in Abb. 1 zu sehen.
Erstes Ergebnis Ein erstes Ergebnis ist in Abb. 3 zu sehen. Die Aufnahme entstand in Hattingen Bredenscheid und stellt ein LRGBKomposit dar, welches aus der Kombination einer Aufnahme auf Kodak E200 und einer auf Kodak TP 6415 hyp. entstand. Das Bild wurde aufgrund von Lichteinfall partiell beschnitten. Aufnahmeoptik war ein APO 1:4.5/250 mm von Mamiya inklusive
IDAS LPS-Filter. Der E200 wurde 55 min belichtet und eine Blende gepusht entwickelt. Der gehyperte Technical Pan wurde 45 min belichtet und anschließend 8 min bei 20 Grad C in Kodak D19 entwickelt. Beide Filme wurden anschließend bei 3200 dpi gescannt und mit Hilfe von Photoshop und Registar vereint und bearbeitet.
Die Aufnahme bezeugt das qualitative Potential dieser Aufnahmetechnik. Unter wesentlich dunkleren Beobachtungsbedingungen wäre sowohl ein besserer Kontrast, als auch eine gradientenfreiere Ausleuchtung des Hintergrundes möglich. Ein weiterer Qualitätsgewinn entsteht grundsätzlich durch ein besseres Signalzu-Rausch-Verhältnis, was nur durch längere Ausbelichtungszeiten - d.h. nur durch Wahl eines dunklen Beobachtungsplatzes - erzielt werden kann.
'JMUFSGàSEJF"TUSPOPNJF
"TUSPOPNJL 'JMUFS TJOE FJOF (FNFJOTDIBGUTFOUXJDLMVOH EFT astro-shop VOE EFS 'JSNB(FSE/FVNBOOKS.JUEJFTFO'JMUFSOHJCUFTFSTUNBMTIPDIXFSUJHFVOEEFOOPDI HàOTUJHF*OUFSGFSFO[mMUFSGàSEJF$$%"TUSPOPNJFVOEEJFWJTVFMMF#FPCBDIUVOH #FJ EFS &OUXJDLMVOHø EFSø "TUSPOPNJL 'JMUFS IBCFO XJS VOTFSø 8JTTFO VOE VOTFSF &SGBISVOH HFOVU[U VN OFVF 'JMUFS [V FOUXJDLFMO EJF PQUJNBM GàS EFO &JOTBU[ JO EFS "TUSPOPNJF TJOE %JF "TUSPOPNJL 'JMUFS XFSEFO OBDI FJOFN OFVFO7FSGBISFO IFSHFTUFMMU VOE TJOE OJDIU NJU EFO CFLBOOUFO 'JMUFSO BVT +BQBO PEFS EFO 64" WFSHMFJDICBS %JF5SBOTNJTTJPOTLVSWFO XFSEFO GBTU NJU NBUIFNBUJTDIFS (FOBVJHLFJU FJOHFIBMUFO VOE FT TJOE SFBMF5SBOTNJTTJPOFO CJT [V NÚHMJDI %JF 4DIJDIUFO TJOE WPMMLPNNFO EJDIU VOE GFVDIUJHLFJUTVOFNQmOEMJDI"TUSPOPNJL 'JMUFS WFSÊOEFSO TJDI OJDIU JN-BVGF EFS +BISF TPOEFSO CFIBMUFO JISF5SBOTNJTTJPOTFJHFOTDIBGUFOGBTUFXJH %JF4DIJDIUFOTJOETPIBS U EBLFJOWFSTFIFOUMJDIFT7FSLSBU[FONÚHMJDIJTU %B EJF"TUSPOPNJL 'JMUFS EJFTF BVFSPSEFOUMJDIFO &JHFOTDIBGUFO IBCFO HFXÊISFO XJS +BISF (BSBOUJF %JF )FSTUFMMVOH EFS 'JMUFS JO &VSPQB GàISU EB[V EB EJF 'JMUFS VOBCIÊOHJHWPO64VOE:FO FJOFOTFISHàOTUJHFO1SFJTIBCFO 8JSCJFUFO*IOFOFJOVNGBOHSFJDIFT4PSUJNFOUBO'JMUFSO 6)$ 6)$&0***VOE)CFUB'JMUFSGàSEJFWJTVFMMF#FPCBDIUVOHVOEEFO-3(#5ZQ 'JMUFSTBU[ )BMQIB 0***$$% 4**$$% *34QFSS VOE $-4 GàS EJF $$%"TUSPOPNJF 'àSEJF$$%'PUPHSBmFCFTPOEFSTJOUFSFTTBOU%JF'JMUFSIBCFOBMMFEJFTFMCFPQUJTDIF %JDLF EBEVSDI FOUGÊMMU CFJ EFO NFJTUFO 'FSOSPISFO EBT /BDIGPLVTTJFSFO TFMCTU CFJ FJOFN8FDITFM[XJTDIFO-3(#VOEBOEFSFO'JMUFSO
t&Y[FMMFOUFPQUJTDIF2VBMJUÊU t)ÚDITUF5SBOTNJTTJPOFO t1SFJTXFSU t.BEFJO(FSNBOZ
'B(FSE/FVNBOOKS
/PUUVMOFS-BOEXFHt.àOTUFS3PYFM
5FMFGPOt'"9 XXXHFSEOFVNBOOOFU
astro-shop
&JGGFTUSt)BNCVSH
5FMFGPOt'"9VdS-Journal Nr. 27 XXXBTUSPTIPQDPN
64 A S T R O F O T O G R A F I E
Schnappschüsse aus Südafrika
von Michael Bengfort
Abb. 1: Südlicher Himmelspol, 17.08.2007, Objektiv 1:2,5/28 mm, Belichtung 45 Minuten ohne Nachführung auf ISO 200.
Mitte 2007 hatte ich die einmalige Gelegenheit, mit einem Freund für etwa drei Wochen nach Südafrika zu fliegen. Eigentlich waren wir musikalisch unterwegs, um einen Blasinstrumentenworkshop zu leiten und das Gepäck war schon schwer genug. Trotzdem wollte ich mir die Gelegenheit, einige Fotos der südlichen Sternenbilder zu schießen, nicht entgehen lassen. Ich nahm also meine auf Flohmärkten zusammengekaufte Ausrüstung mit, bestehend aus einer alten Spiegelreflexkamera sowie Objektiven von 28, 50 und 135 mm Brennweite und einem Stativ und
versuchte mein Glück. Wir wohnten in Somerset-West, einem Ort, der auch schon von Dieter Willasch im VdS-Journal Nr. 24 beschrieben wurde. Leider ist diese Gegend
dicht besiedelt und die meisten Lampen sind nicht abgeschirmt, was das Fotografieren mit längeren Belichtungszeiten so gut wie unmöglich macht. Als erstes wollte ich trotzdem einige Strichspuraufnahmen des Himmelssüdpols machen. Ich verwendete einen ISO-200-Film und stellte die Kamera mit dem 28-mm-Objektiv in der Nähe des ,,Kaps der Guten Hoffnung" auf. Leider ist es in Südafrika scheinbar nicht möglich, die Straßen zu verlassen und sich auf eine Wiese oder an einen anderen ruhigen Ort zu stellen, weil alles Privatgelände und somit hoch eingezäunt ist. So ließ es sich nicht vermeiden, dass selbst in der weniger dicht besiedelten Gegend um das Naturschutzgebiet am Kap ab und zu ein Auto mit eingeschaltetem Fernlicht an meiner Kamera vorbeifuhr. Trotzdem ist es mir an diesem Abend gelungen, eine dreiviertelstündig belichtete Aufnahme zu schießen, auf der auch die beiden Magellanschen Wolken gut zu erkennen sind.
Beeindruckt von der Deutlichkeit der Milchstraße, deren dunkle Wolken aus galaktischem Staub wie den ,,Kohlensack" man mit bloßem Auge erkennen konnte (falls gerade kein Auto vorbeikam), beschloss
Abb. 2: Sternbild Schütze, 29.08.2007, Objektiv 1:2,5/28 mm, Belichtung 1 Minute ohne Nachführung auf Fuji X-tra ISO 800.
VdS-Journal Nr. 27
ich, die nächsten Bilder mit stehender Kamera auf einem ISO-800-Film aufzunehmen. Diese Bilder entstanden mehr oder weniger als ,,Schnappschüsse" während einer längeren Autofahrt in einem kaum besiedelten Gebiet zwischen Kapstadt und Port Elisabeth. Auch hier war es nicht möglich, die Hauptstraße zu verlassen. Da ich aber nun Belichtungszeiten zwischen 20 Sekunden und einer Minute verwendete, störten die vorbeifahrenden Fahrzeuge nicht ganz so sehr. Wieder verwendete ich mein neues 28-mm-Weitwinkelobjektiv und schoss einige Aufnahmen des Sternbilds Schütze, der Region um das Kreuz des Südens und der Magellanschen Wolken um den Himmelspol. Da ich kein eigenes Fotolabor besitze, ließ ich die Bilder in Deutschland bei einem gewöhnlichem Fotoservice entwickeln. Ich war erstaunt. Diese Bilder sind besser als alles, was ich bisher in Deutschland fotografiert habe.
Abb. 3: Kreuz des Südens, 29.08.2007, Objektiv 1:2,5/28 mm, Belichtung 1 Minute ohne Nachführung auf Fuji X-tra ISO 800.
Dem Mond so nah!
von Manfred Wolf
Aufgrund seiner relativ geringen Entfernung bietet der Mond eine unglaubliche Fülle an faszinierenden Details. Die täglich wandelnden Phasen unseres Trabanten zeigen immer neue fesselnde Anblicke. Dabei erweist sich ausgerechnet die relativ preiswerte WebCam als das geeignetste Mittel, um beeindruckende Aufnahmen dieser fantastischen Welt zu erhalten. Wichtigste Voraussetzung ist gutes ruhiges Seeing und viel Geduld bei der Fokussierung. Als zweites benötigt man relativ hohe Brennweiten, die sich ab etwa 5 Meter aufwärts bewegen. In jedem Fall ist ein Öffnungsverhältnis von 1:20 und weniger erforderlich, um das Auflösungsvermögen der Optik ausreizen zu können. Ich habe nämlich festgestellt, dass gewisse feinere Details erst ab einer gewissen hohen Brennweite abgelichtet werden können. Überraschenderweise wird das Fokussieren auch erleichtert, wenn man sich an feineren Strukturen orientieren kann.
Abb. 1: Region um Clavius.
A S T R O F O T O G R A F I E 65
VdS-Journal Nr. 27
66 A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 2: Kleinste Sohlenkrater in Ptolemäus und Alphonsus, zerfurchte Ringstruktur in Arzachel.
Mit verlängerter Brennweite schrumpft unsere Ablichtungsfläche gewaltig, die man auf dem ohnehin schon recht kleinen Chip hat. Die moderateste Lösung dieses Problems ist die Anfertigung von
Abb. 3: Feinstrukturen im Gebiet Stöfler.
Mosaiken, die mit Hilfe einer Software (z.B. iMerge) wie ein Puzzle zu einem größeren Gesamtbild zusammengefügt werden können. So kann ein fertiges Bild einer Kraterlandschaft ohne weiteres aus zehn und mehr Einzelstücken bestehen. Für jedes Einzelstück wird mittels Giotto ein AviStream aus 1800 bis 2200 Einzelbildern angelegt. Bei allen weitern Einzelstücken müssen wir unbedingt darauf achten, dass sich diese immer ausreichend überschneiden, zehn Prozent wären ein empfohlener Richtwert. Und ganz wichtig: gleich zu Beginn oder zum Schluss einen AviStream aus 400 oder mehr Einzelbildern für unser Flatfield anlegen.
Die einmal eingestellten Regler wie Belichtung, Bildrate, Gewinn, Gamma und Helligkeit dürfen keinesfalls verändert werden, ebenso darf auch die Kamera niemals verdreht werden, bis man sein gewünschtes Mosaik inklusive zugehörigem Flatfield komplett hat. Mit Giotto
oder RegiStax werden dann 200 bis 400 der besten Rohbilder eines Streams zum Stacken verwendet, behutsam geschärft, nicht zu geizig der Rand weggeschnitten, und im geeignetsten Format abgespeichert. Nun können unsere Einzelstücke zusammengefügt werden und abschließend noch mit einem Bildbearbeitungsprogramm vollendet werden.
Alle gezeigten Abbildungen entstanden bei mir zuhause auf meiner Terrasse in Köngetried am Celestron 11 bei 10 Metern Brennweite. Als Kamera diente eine 840k mit vorgeschraubtem Gelbfilter. Die Endergebnisse sind besser geworden als gedacht, denn die Luftunruhe war manchmal schon bescheiden. Für mich steht fest: Auf den Aufnahmen mit einer WebCam sind dermaßen viele kleine Kraterchen zu sehen, wie sie im Okular nie zu erkennen waren. Zugegeben, das hat viel Bearbeitung erfordert.
Abb. 4: Das ,,Krater-Trio" Theofilus, Cyrillus und Catharina.
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 5: Gebiet um das Schrötertal.
A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N 67
Polare Stratosphärische Wolken über Mitteleuropa
von Peter Krämer und Claudia Hinz
Polare Stratosphärische Wolken (PSC - Polar Stratospheric Clouds) treten in der Stratosphäre in einer Höhe zwischen 20 und 30 km auf. Die Voraussetzung für die Entstehung von PSC sind sehr geringe Temperaturen unter -78 Grad C, weshalb sich ihr Vorkommen auf die Wintermonate und normalerweise auf Skandinavien, Island, Schottland, Alaska oder die Antarktis beschränkt. Das Vorkommen dieser tiefen Temperaturen hängt mit den extremen Bedingungen der Polargebiete zusammen, weil die Luftmassen über den Polen im Winter von den sonstigen globalen Luftströmungen völlig isoliert sind. Sobald die Sonne im Spätherbst für einige Monate hinter dem Horizont verschwindet, bildet sich rund um den Pol eine intensive Westströmung aus, der sog. Polwirbel. Dieser Polwirbel bildet eine ringförmige Strömung und behindert den Luftaustausch mit der restlichen Atmosphäre. Erst dadurch können die Stratosphärentemperaturen in diesem Bereich auf so tiefe Werte fallen. Die Polwirbel sind besonders in der Antarktis ausgebildet, was mit den großen Landmassen am Südpol zusammenhängt. Die Wirbel über der Arktis und die damit verbun-
denen Vorgänge sind generell weniger stark ausgebildet. Dennoch gibt es Jahre mit einem stark ausgeprägten arktischen Polwirbel und daraus resultierenden extremen Kältegebieten. Ein solches lag in der zweiten Februarhälfte mit gemessenen Temperaturen von bis zu -91 Grad C (Norwegen) über der Nordsee [Abb.1]. Es kam zur Ausbildung eines riesigen Feldes polarer stratosphärischer Wolken, die so südlich wie nie zuvor noch beobachtet werden konnten.
Die Beobachtungen aus weiten Teilen Mittel- und Westeuropas beschreiben zwischen dem Abend des 17. und dem Morgen des 20. Februar 2008 ein ungewöhnlich helles Purpurlicht und Dämmerungserscheinungen, wie sie die meisten Beobachter noch nie vorher gesehen hatten. Häufig wurde von einem hellen, gelben Lichtschein berichtet, der wenige Minuten nach einem zunächst völlig normal wirkenden Sonnenuntergang aufleuchtete und die Landschaft in ein unwirkliches und unheimliches Licht tauchte. Dieser rührte von einem extrem hellen gelben bis bräunlichgelben Leuchten am Westhimmel her,
welches nach etwa 10 Minuten von einem intensiven Purpurlicht umsäumt wurde. Im weiteren Verlauf der Dämmerung sank der gelbe Lichtschein dem Horizont entgegen, blieb aber weiterhin sehr hell. Nur die geringere Flächenausdehnung sorgte dafür, dass die eigenartige Beleuchtung der Landschaft allmählich verblasste. Erst etwa eine halbe Stunde nach Sonnenuntergang färbte sich das gelbe Licht orange und dann rot, so dass es wie ein Abendrot wirkte, allerdings zu einer Zeit, zu der ein normales Abendrot schon längst verblasst wäre. Darüber erschien ein zweites Purpurlicht oder Nachpurpurlicht. Einige Beobachter berichteten auch von einem schwachen bräunlichroten bis auberginefarbenen Lichtschein am östlichen Horizont, der sich teilweise ca. 10 Grad hoch um den gesamten Himmel zog. Hierbei handelte es sich offenbar um das nur sehr selten zu beobachtende Gegenpurpurlicht.
Diese seltsamen Lichterscheinungen waren teilweise noch bis zu einer Stunde nach Sonnenuntergang sichtbar. Auch gab es Meldungen, dass die Erscheinungen in umgekehrter Reihenfolge am Morgen-
Abb. 1: dieses Komposit aus Temperatur und geopotentiale Höhe zeigt den Polwirbel und das Kältefeld über der Nordsee. (Quelle: ECMWF)
Abb. 2: Stratosphärentemperaturen in 30 hPa. Selbst in Bordeaux/ Frankreich wurden per Radiosondenaufstieg noch -80 Grad C gemessen. (Quelle: University of Wyoming)
VdS-Journal Nr. 27
68 A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Abb. 3: Radiosondenaufstieg vom 19.02.2007 12 UTC in De Bilt/ Niederlande mit eingezeichneter Möglichkeit von PSCVorkommen (Quelle: Courtesy KNMI de Bilt)
Abb. 4: Statistik der jährlichen Kälterekorde in der Stratosphäre in De Bilt/Niederlande (Quelle: Courtesy KNMI de Bilt)
himmel zu sehen waren. In einigen Fällen war der eigenartige gelbe Lichtschein sogar trotz einer geschlossenen Wolken- bzw. Hochnebeldecke wahrzunehmen gewesen. Aufgrund der langen Sichtbarkeitsdauer
der Erscheinungen nach Sonnenuntergang bzw. vor Sonnenaufgang musste davon ausgegangen werden, dass sich die Ursache für das Leuchten in der Stratosphäre befand. Nur dort oben schien die Sonne
noch, während sie am Boden bereits bis zu 13 Grad unter dem Horizont stand. In der Regel werden solche Erscheinungen durch große Vulkanausbrüche hervorgerufen. Diese schleudern Staub und Asche
Abb. 5: Föhnwolkenartige Perlmutterwolken (Typ II), aufgenommen von Hakon Hansson am 8.02.2005 über Breiðdalsvik/Island
VdS-Journal Nr. 27
A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N 69
Abb. 6: Intensives Purpurlicht, aufgenommen am 18.02.2008 von Carola Krause über Bochum
Abb. 7: Flacher gelber Lichtschein, aufgenommen von Peter Krämer am 19.02.2008 über Bochum
bis in hohe Atmosphärenschichten, wo sie dann die Erde manchmal jahrelang umkreisen. Zusätzlich ausgestoßenes Schwefeldioxid bildet außerdem noch Wolken aus Schwefelsäure. Nach dem Ausbruch des Pinatubo auf den Philippinen im Jahre 1992 wurden zwei Jahre lang weltweit intensive Dämmerungsfarben beobachtet. Doch hat es schon seit Jahren keine großen explosiven Vulkanausbrüche mehr gegeben und die Asche der einzigen bekannten Vulkanausbrüche, Shiveluch in Kamtschatka (Dez 2007), Llaima in Chile (Jan 2008) und Tungurahua in Ecuador (Dez 2007), wurde nicht hoch genug in die Atmosphäre geschleudert, um sich weiträumig zu verbreiten.
Dafür gab es eine andere Spur: Während des Zeitraums, in dem die farbenprächtigen und intensiven Dämmerungen auftraten, wurde über den fraglichen Gebieten eine extrem niedrige Temperatur in der Stratosphäre gemessen [Abb.2], genau in
der Höhe, in der die Farben auftraten. Die 30-hPa-Temperaturkarte [Abb.1] zeigt das vom arktischen Polwirbel ausgehende Kältegebiet ungewöhnlich südlich mit einem Kältemaximum über Südengland sowie dem Norden der Niederlande und Deutschlands. Radiosondenaufstiege in den Niederlanden haben Temperaturen bis -87,2 Grad C (De Bilt, NL) [Abb.3] gemessen, was ein Rekord für diese Breiten seit Beginn der Messungen darstellt! [Abb.4].
Bei diesen Temperaturen ist das Auftreten von PSC wahrscheinlich. Ab einer Temperatur von -78 Grad C können durch Kondensation von Nitric Acid TrihydratePartikeln so genannte NAT-Wolken, aus einer übersättigten ternären Lösung von Schwefelsäure, Salpetersäure und Wasser so genannte STS (Supersaturated Ternary Solution) und ab ca. -86 Grad C reine Wasserwolken entstehen. Diese eigentlichen Perlmutterwolken (MOP = mother of pearl clouds) bilden sich fast ausschließ-
lich in Regionen schwerewellen-induzierter lokaler Abkühlung. Aufgrund ihrer typischen Partikelgrößen im Bereich der Wellenlänge des sichtbaren Lichts irisieren sie besonders farbig [Abb.5]
Bisher gibt es aus Mitteleuropa nur wenige Beobachtungen von PSC. Aus Deutschland gab es bisher erst eine, von den Voraussetzungen her gesicherte Meldung von Heino Bardenhagen, der diese Wolken am 1.12.1999 an der Nordseeküste beobachtet und fotografiert hatte. Ein derart großflächiges und südliches Auftreten dieser Wolken ist demnach völlig ungewöhnlich und wurde wohl so noch nie beobachtet. Das Gebiet, in denen sie beobachtet wurden, reicht von Südnorwegen über das fast komplette Deutschland, den Niederlanden bis nach Südengland. Selbst aus den spanischen Pyrenäen gibt es Beobachtungen PSCartiger Wolkenformationen.
Abb. 8: Intensives Purpurlicht mit Crepuscularstrahlen, aufgenommen am 19.02.2008 über Barsinghausen
VdS-Journal Nr. 27
70 A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Abb. 9: Gegenpurpurlicht am Osthorizont, aufgenommen von Christoph Gerber am 18.02.2008 in Heidelberg
Abb. 10: Zarte irisierende Wolkenstrukturen, aufgenommen am Morgen des 19.02.2008 über eine Stunde vor Sonnenaufgang um 07.20 UTC von Kevin Boyle, GB-Newchapel
Aus Den Haag, Deventer und Südnorwegen liegen Beobachtungen deutlich föhnartiger irisierender Wolken vor, welche auf reine Wassereiswolken (Typ II) hinweisen. Die gemessenen Temperaturen unterstützen diese Beobachtungen. Die Typisierung der schwachen Wolkenstrukturen, welche zum Teil schwach irisierend in den anderen Gebieten beobachtet wurden, ist
allerdings sehr schwierig, denn NAT- und STS-Wolken (Typ Ia und Ib) kann man nur durch Beobachtung kaum unterscheiden. Wesentliche Unterscheidungsmerkmale dieser Typen sind die Anzahl und Größenverteilung der Kristalle, was letztendlich für die optischen Eigenschaften maßgeblich ist. Auch anhand von Messungen ist die Typisierung sehr
schwer, da Ozon sehr träge auf PSC reagiert und messbare chemische Reaktionen häufig erst nach zwei Wochen nachzuweisen sind.
Auf jeden Fall ist es immer wieder erstaunlich, welche Überraschungen die Natur für uns bereit hält und uns so immer wieder neue Anreize zum Beobachten liefert.
INSERENTENVERZEICHNIS
Amateur- und Präzisionsoptik-
9
Mechanik, Rehlingen
AME Astro-Messe, Rottweil
43
APM Teleskopes, Saarbrücken
13
astronomie.de, Neunkirchen
55
Astrocom, Gräfelfing
25
Astro-Shop, Hamburg
U2
63
Baader Planetarium, Mammendorf U4
Gerd Neumann jr., Hamburg
47
Intercon Spacetec GmbH,
U3
Augsburg
Kosmos Verlag, Stuttgart
37
Meade Instruments Europe,
45
Rhede
Optische Geräte Wolfgang Lille, 53 Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft
31
Verlagsgesellschaft mbH,
61
Heidelberg
Dieser Ausgabe liegt eine Beilage der Firma Astroshop.de Nimax GmbH, Landsberg bei.
Abb. 11: ausgewertete Beobachtungen aus Deutschland, den Niederlanden, Dänemark, Norwegen, Großbritannien, Frankreich und Spanien. Die roten Punkte sind Beobachtungen von Bergen aus und der rote Pfeil kennzeichnet die Beobachtungsrichtung.
C C D - T E C H N I K 71
Bau einer großen flachen Flatfieldbox für die Sternwarte Kirchheim
von Thomas Westerhoff
Wer sich mit dem Thema CCD - Fotografie beschäftigt, kommt früher oder später nicht am Thema Flatfields vorbei. Diese werden benötigt, um die durch die optischen Elemente in der Aufnahme induzierten Fehler zu korrigieren. Hierzu zählen Vignettierung oder auch Staub auf Filtern oder dem CCD selbst. Ein Flatfield wird gewonnen, indem man die Optik auf eine gleichmäßig helle Fläche richtet und dann so belichtet, dass die Pixel etwa 30-50% Sättigung erreichen. Auf die genauen Hintergründe der Flatfieldkorrektur möchte ich an dieser Stelle nicht genauer eingehen. Hier sei auf entsprechende Literatur oder diverse Quellen im Internet verwiesen.
Wie eben schon erwähnt, benötigt man zur Erstellung eines Flatfields eine gleichmäßig helle Fläche. Was einfach klingt, gestaltet sich jedoch in der Realisierung meist recht schwierig. Häufig werden Flatfields in der Dämmerung gegen den Himmel im Zenit gewonnen. Dies hat jedoch ein paar entscheidende Nachteile. In der Dämmerung ändert sich die Helligkeit des Himmelshintergrundes meist recht schnell, so dass bei Aufnahme mehrere Flatfields alle unterschiedlich belichtet werden. Man hat also ständig damit zu tun, die Belichtungszeiten so anzupassen, dass die Pixelsättigung zwischen 30 und 50% liegt. Außerdem kann es vorkommen, dass die Himmelshelligkeit unter die Sternhelligkeit sinkt. Damit werden Sterne auf dem Flatfield sichtbar, die dann zu dunklen Stellen bei der Korrektur führen. Diese Flatfields sind dann unbrauchbar. Ein weiteres Problem bei Flatfields gegen den Himmel, insbesondere bei Aufnahmen, die in Horizontnähe aufgenommen wurden, ist ein Gradient, der durch die Inhomogenität der Himmelsausleuchtung erzeugt wird. Dieser Horizontgradient macht ebenfalls das Flatfield nahezu unbrauchbar.
Aus diesem Grunde folgte der Schluss, dass hier eine andere Lösung zur Erzeugung von Flatfieldaufnahmen gefunden werden musste. Als Lösung findet man im Internet oder der Literatur sogenannte Flatfieldboxen. An diese werden die folgenden Grundanforderungen gestellt:
1. weitestgehend homogene Helligkeitsverteilung über die gesamte Fläche
2. Reproduzierbare, konstante Helligkeiten
3. Ausleuchtung möglichst über das ganze sichtbare Spektrum
4. eventuell dimmbare Lichtquelle 5. geringer Preis 6. geringe Tiefe weil sonst unhandlich
Zur Realisierung dieser Eigenschaften gibt es im Internet und in der Literatur verschiedene Vorschläge. Viele dieser Vorschläge werden auch wunderschön mit Bildern dokumentiert, jedoch findet man bei den wenigsten wirklich quantitative Ausführungen zur ersten genannten Anforderung. Diese ist aber die Entscheidende. Viele Autoren scheuen offenbar die genaue Untersuchung Ihrer Flatfieldboxen, über den Grund kann man spekulieren. Das Erzeugen einer gleichmäßig hellen Fläche ist nicht trivial und lässt sich oft nur mit hohem technischen Aufwand realisieren. Dieser Aufwand steigt mit der Größe der beleuchteten Fläche an. Für Teleskope kleinerer Öffnung gibt es recht preiswerte Möglichkeiten eine Flatfieldbox zu bauen. Mancher verwendet hierzu sogenannte EL-Folie oder aber auch die Durchlichteinheit eines alten Scanners ist geeignet. Bei einer Größe von A4 - A3 ist jedoch meist die Schmerzgrenze erreicht, da der Preis für eine EL-Folie nicht mehr in einem akzeptablen Verhältnis zum Nutzen steht (798,- Euro für Größe A1).
An unserer Sternwarte in Kirchheim verfügen wir über einen 50 cm f/5 Newton und ein größeres Teleskop ist bereits in Planung. Ich habe mir daraufhin die Aufgabe gestellt, eine Flatfieldbox zu entwickeln, die in unserer Kuppel für diese beiden Systeme montiert werden kann und die den oben genannten Anforderungen genügt. Also war erst mal Internet-Studium angesagt. Ich habe mir hierzu die nachfolgenden Lösungen einmal genauer angeschaut. Bis auf Bernd Brinkmann aus Herne hat jedoch keiner der Flatfieldboxbauer Messungen über seine Box veröffentli-
cht. Man kann also nur spekulieren, ob diese Konstruktionen überhaupt eine genügende Homogenität der beleuchteten Fläche liefern. Ein anderer gravierender Nachteil vieler Lösungen ist die doch recht große Tiefe der Boxen. Bei vielen ist ein Kantenverhältnis von 1:1:1 vorhanden. Dies ist für unsere Kuppel inakzeptabel, da hierzu einfach der Platz fehlt und ich mir das Ziel gesetzt habe, eine ausgeleuchtete Fläche von 75 cm Durchmesser bei nur 20 cm Tiefe zu erreichen. In einer Diskussion mit anderen Sternfreunden aus dem Verein kam die Meinung auf, dass eine homogene Ausleuchtung bei einer derart flachen Bauweise technisch nicht vernünftig realisierbar sei. Dies zu widerlegen war für mich Ansporn genug.
Also begann ich mit der Konstruktion der Box, indem ich zunächst den eigentlichen Kasten mit 90 x 90 cm Kantenlänge und 20 cm Tiefe zusammenbaute. In die Frontplatte wurde mit der Oberfräse eine kreisrunde Öffnung mit 75 cm Durchmesser geschnitten. Hinter diese Öffnung habe ich dann eine 3 mm starke Plexiglasscheibe (mattweiß) aus dem Baumarkt geschraubt. Die Frontplatte wurde mit 2 Scharnieren an der Box befestigt, damit man diese auch für eventuelle Wartungsarbeiten leicht öffnen kann. Damit war die Grundkonstruktion der Flatfieldbox fertig und die Herausforderung stand, die 75 cm Öffnung gleichmäßig auszuleuchten.
Dies sollte lediglich mit 4 ultrahellen LEDs erfolgen, die in den Ecken der Box platziert werden. Diese sind im Gegensatz zu Glühlampen recht wartungsarm und haben eine höhere Lebenserwartung. Ich habe mich für OSRAM-Module von Reichelt entschieden. Dazu kam noch ein passendes dimmbares Netzteil zum direkten Anschluss an 220 V. Die Box wurde innen mit gewöhnlichem Weißlack aus dem Baumarkt lackiert. Es sollte ja preiswert bleiben. Man kann natürlich auch spezielle lichtbrechende Folie in Kombination mit einer weißen Folie verwenden, doch diese Kombination treibt den Preis wieder in höhere Regionen. Im ersten Versuch wurden die LEDs direkt auf die Frontplatte gesetzt und strahl-
VdS-Journal Nr. 27
72 C C D - T E C H N I K
ten senkrecht direkt nach Hinten auf die Rückwand der Box. Diese Methode wird bei vielen Bauanleitungen im Internet verwendet und scheint vielleicht bei sehr tiefen Boxen zu funktionieren. Bei meiner Box hatte ich schon rein visuell auch den Eindruck, dass das Feld inhomogen ist. Mit bloßem Auge konnte man keinen Gradienten erkennen. Da man sich erfahrungsgemäß nicht auf seine Augen verlassen kann, wurden Aufnahmen mit der Digitalkamera aus größerer Entfernung gemacht, um zu verhindern, dass durch die Vignettierung des verwendeten Objektives bei der Messung Fehler induziert werden. Der erste Eindruck bestätigte sich in Photoshop, da das Histogramm zeigte, dass das Bild nicht homogen ist. Man kann dies recht anschaulich verdeutlichen, wenn man den Kontrast in Photoshop erhöht.
Abb. 1
Deutlich sind die Aufhellungen in den Ecken zu sehen. Die Bildmitte hingegen ist zu dunkel. Dies zeigen auch die einzelnen Pixelwerte, die ich mit 3 Farbaufnehmern in den wichtigsten Regionen bestimmt habe (Abb.2). Die Werte für die Farbaufnehmer sind aus 3x3 Pixeln gemittelt, um eventuelles Rauschen heraus zu mitteln.
Es zeigt sich deutlich eine Differenz in den Pixelwerten von etwa 22 ADU, die bei einer Dynamik von 255 ADU etwa 9% Abweichung entspricht. Dies ist nicht tolerierbar. Es galt nun nach den gewonnenen Erkenntnissen die Box dahingehend zu verbessern, dass die Ecken dunkler und die Mitte heller wird. Ich versuchte es zunächst mit, in einigen der im Internet veröffentlichten Bauten, verwendeten ,,Lichtfallen". Also wurde in eine Ecke eine Lichtfalle
aus weiß lackiertem Holz eingebaut. Dies führte zwar zu einer Abdunklung der Ecken, jedoch wurde die Mitte nun noch deutlich stärker abgedunkelt, was den Gradient zur Mitte noch weiter verstärkte. Diese Form der Lichtfalle war gänzlich ungeeignet und wurde sofort wieder entfernt. Mir kam die Idee, anstelle des lichtundurchlässigen Holzes das für die Frontscheibe verwendete milchige Plexiglas zu verwenden. Auch diese Lösung einer Streuscheibe lieferte keine zufriedenstellenden Ergebnisse. Ich war also mit den im Internet dokumentierten Konstruktionen deutlich auf dem Holzweg. Diese funktionieren nur annähernd gut, wenn die Tiefe der Box im Verhältnis zu Länge und Breite recht groß ist. Dies ist für unsere Sternwarte jedoch aus Platzgründen ein KO - Kriterium. Ich musste mich also etwas ausführlicher in die Thematik einarbeiten und stellte nach intensiven Recherchen fest, dass man bei flachen Boxen komplett anders vorgehen musste. Ich versuchte mir zunächst zu verdeutlichen, wie denn überhaupt das Licht die Rückfläche der Box ausleuchtet. Die verwendeten Module haben keine Linse zum Bündeln des Lichtes und strahlen diffus als annähernd Lambertscher Strahler [1]. Dies geschieht mit einem diffusen Abstrahlwinkel von etwa 120 Grad (Herstellerangabe). Bei diesem ist die Intensität auf eine gerade Fläche abhängig vom Winkel. Auf eine ebene Fläche oder einen CCD senkrecht projeziert ergibt sich der nachfolgende Helligkeitsabfall.
Abb. 3: Mit dem Programm Lightlab wurden nun verschiedene Anordnungen
Abb. 2
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 3
C C D - T E C H N I K 73
Abb. 4
von LED und Blenden simuliert. Der Verlauf der obigen Funktion setzt sich aus verschiedenen Komponenten zusammen, zum Einen der Cosinusfunktion des Lambertschen Strahlers und zum Anderen dem Gesetz, dass die Lichtintensität mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt. Daraus folgte die Überlegung, die Strahler nicht direkt senkrecht auf die Rückfläche strahlen zu lassen, sondern schräg auf die Mitte. Mit etwas Geometrie kann man leicht den entsprechenden Winkel für seine Boxdimensionen ausrechnen. Also musste wieder Lightlab herhalten und die Energiedichte wurde mit der neuen Konstruktion berechnet.
Abb. 4: Hier wurde der gerade Lambertsche Strahler durch den kugelförmigen der LED
ersetzt (Blau). Dieser strahlt in dem ausgerechneten Winkel (~17 Grad ) Rück- und Seitenwand (Grün) an. Die Halterung des Strahlers und die darüber geschobene Blende sind Absorber (schwarz). Man kann deutlich die homogene Energieverteilung über der Rückwand erkennen (gleichmäßige Punktgröße). Leider ist die Darstellung von Lightlab, welches als Freeware zu haben ist, nicht so genau wie die von
gesetzt, um zu verhindern, dass diese direkt auf die Austrittsdiffusionsscheibe der Box strahlen können. Unter die Strahler wurde ein entsprechend dimensioniertes AluBlech gelegt, um die nötige Kühlung der Module zu gewährleisten. Es zeigte sich nun auch experimentell eine deutlich verbesserte Helligkeitsverteilung gegenüber der senkrechten Anstrahlung. Dies war schon quasi die halbe Miete. Dennoch war durch die sehr kleine Tiefe der Box von nur 20 cm eine leichte Aufhellung in den Ecken zu erkennen (wie auch schon berechnet). Auch hier war wieder etwas Nachdenken und Ausprobieren angesagt. Die Idee war, die Ecken gezielt abzudunkeln. Es wurden Experimente mit verschiedenen Formen aus schwarzem Moosgummi gemacht. Dieser lässt sich sehr leicht zuschneiden. Die besten Ergebnisse lieferte die folgende Form (Abb. 6). Die Abdunklung wurde letztendlich mit schwarzer Klebefolie realisiert. Anschließend wurden noch die Kabel ordentlich verlegt und befestigt. Nun konnte es an das Ausmessen der Fläche gehen. Durch die gemachten Veränderungen konnte nun das Feld weitgehend homogenisiert
Abb. 5 Abb. 6
Abb. 7
kommerziellen Programmen. Bei diesen würde man immer noch eine leicht höhere Energiedichte in der Ecke erkennen können, die jedoch bei weitem nicht so gravierend ist wie bei der ersten Lösung In die Ecken wurden nun, entsprechend den rechnerisch gewonnenen Erkenntnissen gefertigte, Holzelemente gesetzt, auf die die Strahler platziert wurden. Über die Strahler wurde aus Aluminium jeweils eine Blende
werden und man kann nun die Flatfieldbox als durchaus einsatztauglich deklarieren.
Abb. 7: Die Helligkeitswerte schwanken je nach Farbkanal zwischen 1 und 3 ADU. Beid er besagten Dynamik von 255 ADU Auflösung/Kanal für die verwendete Canon Kamera ist somit eine Helligkeitsschwankung von rund + -0,6% über die gesamte Fläche realisiert. Dies
VdS-Journal Nr. 27
74 C C D - T E C H N I K
Abb. 8
ist für Flatfields ausreichend genug, und so konnte sie nun auf den großen Newton unserer Sternwarte ,,losgelassen" werden. Seither sind schon einige gute Aufnahmen mit Flatfields von dieser Box entstanden. Bernd Brinkmann versprach, bei seinem nächsten Besuch auf unserer Sternwarte mit der ihm zur Verfügung stehenden, genaueren Messtechnik, die Flatfieldbox nochmals genauer zu vermessen. Weitere Informationen und Grafiken sind auf meiner Homepage [2] zu finden.
Abb. 9
Literaturhinweise: [1] http://de.wikipedia.org/wiki/Lambertsches_
Gesetz [2] http://www.astrohome.info
Doppelnutzung von CCD an zwei Computern
von Georgi Sporny
Vor einigen Jahren hatte ich die Idee, eine ,,Mintron" zur Bildaufnahme astronomischer Objekte und zum gleichzeitigen Guiden zu nutzen. ,,Das geht nicht", ,,nicht realistisch" uswusf. ! Diese Bemerkungen waren nicht besonders ermutigend; ich habe aber dann erst 2007 mit dem Versuch begonnen. Da die ,,Mintron" zwei einzelne VideoAusgänge hat, habe ich zuerst den ,S-VHS'Ausgang mit einem Videograbber 1 versehen und das Signal in den entsprechenden Bildaufnahme-Programmen des PC gesucht; die ,,Mintron" wurde in allen Programmen erkannt! Da es ein Versuch war, borgte mir der Sternfreund ,,Willi" Wacker einen Videograbber. Er war von der Bildauflösung her für die ,,Mintron" nicht geeignet, man sollte dazugehörende Video-Grabber vom Hersteller/Händler beziehen!
VdS-Journal Nr. 27
Abb.1: Anschluss der Mintron bzw. der Watec
C C D - T E C H N I K + C O M P U T E R A S T R O N O M I E 75
Ich kaufte mir also einen zweiten VideoGrabber der Fa. Lechner und schloss den Videograbber 2 an die BNC/CinchBuchse an und suchte nun in den GuideProgrammen des zweiten PC nach dem Videosignal, das ich zum Guiding des Teleskops benutzen wollte. Beide Signale lagen identisch an beiden Programmen, an dem jeweiligen PC, an!
Damit habe ich die Möglichkeit, mit einer Optik gleichzeitig zu Fotografieren/ Aufnehmen und zu Guiden! Ein wichtiger Parameter ist die Belichtungszeit,
da während der Belichtung bzw. internen Integration, das Bild fixiert ist und nicht reagiert, wenn Nachführfehler auftreten. Als günstige Belichtungszeit haben sich Zeiten von 0,64 s bis 0,96 s erwiesen.
Bei der Verwendung einer ,,WATEC" hat der allg. bekannte Bernd Gährken einen YTeiler (BNC) an die Watec angeschlossen und nutzte das Videosignal zur Aufnahme via PC und Darstellung auf einem TVGerät; ergo braucht man nur noch einen zusätzlichen Grabber, um die ,,Guiding"Variante zu realisieren und nur bei der
Watec einen Y-Teiler. Ich habe an dem ersten PC keine Bewegungen der Sterne festgestellt, Leitsterne konnte ich mir im gesamten Abbildungsfeld der CCD aussuchen.
Mangels Wetter konnte ich meine Erprobungen nur bis zur Beurteilung des Guiding durchführen. Es funktionierte aber, wie ich es mir vorgestellt hatte!
Ich bin für Hinweise dankbar und wünsche viel Erfolg.
Der Planetoid Adonis vor der Sonnenscheibe
von Ralph Brinks
Sonnen-Transits von Kleinplaneten sind sehr seltene Ereignisse, denn für einen von der Erde sichtbaren Vorbeiflug vor der Sonnenscheibe kommen nur Planetoiden in Betracht, deren Perihelia innerhalb der Erdbahn liegen. Am 24. September 2007 kam es zu einem Transit des Kleinplaneten 2101 Adonis. Der Erdbahnkreuzer gehört zu der Klasse der Apollo-Planetoiden, bei denen die große Halbachse der elliptischen Bahn größer als die Erdbahn ist, die Exzentrizität jedoch so groß ist, dass der sonnennächste Bahnpunkt innerhalb der Erdbahn liegt. Der etwa 19 mag helle Adonis wurde schon 1936 von Eugene Joseph Delporte an der Königlich Belgischen Sternwarte in Ukkel (nahe Brüssel) bei einen nahen Vorbeiflug an der Erde entdeckt, ging aber verloren und wurde erst 1977 von Charles Thomas Kowal am Palomar Observatorium wiederentdeckt. Beide Astronomen haben bei der Beobachtung von Kleinplaneten entscheidende Beiträge geliefert. C. T. Kowal hat 1977 den ersten Vertreter der Zentauren-Asteroiden entdeckt, einer Klasse von Kleinplaneten zwischen der Jupiter- und der Neptunbahn. Basierend auf der Albedo von Adonis wird seine Größe auf 600 Meter geschätzt [JPL-1], was eine Beobachtung des Transits mit Amateurmitteln leider nicht ermöglichte. Nachdem im Himmelsjahr [Kel06] ein kurzer Hinweis dazu für den 24. September 2007 abgedruckt war, wollte der Autor dieses Beitrags eine Berechnung der Ein- und Austrittszeiten durchführen. Als Ausgangspunkt und Referenz wurden die Daten des ,,Horizons On-Line Ephemeris System" der Solar System Dynamics
Group an den Jet Propulsion Laboratories (JPL) in Pasadena, Kalifornien, genommen [JPL-2]. Horizons ist ein umfassendes Webportal rund um das Thema Ephemeridenrechnung in unserem Sonnensystem. Es erlaubt einerseits die direkte Bestimmung von Positionen der Körper unseres Sonnensystems (z.B. in Rektaszension und Deklination), andererseits aber auch die Ausgabe hoch genauer Bahnparameter (Ephemeriden). Die von Horizons ausgegebenen Daten spielen in ihrer Genauigkeit eine führende Rolle auf dem Gebiet der Ephemeridenrechnung. Entsprechend der Verfügbarkeit der Daten vom JPL wurde für das Nachvollziehen des Adonis-Transits ein zweistufiger Ansatz gewählt:
1) Horizons gibt die Rektaszension und Deklination von Adonis und der Sonne direkt aus. Durch Vergleich der Positionen der beiden Körper kann man unter Berücksichtigung des Sonnendurchmessers Eintritts- und Austrittszeit fast unmittelbar ablesen.
2) Die Berechnung der Örter der Erde und des Planetoiden werden mit einer Mathematik-Software unter Benutzung der Bahndaten (Ephemeriden) des Horizons-Systems durchgeführt. Die Rechnungen sollen im Rahmen der klassischen Ephemeriden-Rechnung durchgeführt werden und werden anschließend mit den Werten aus 1) verglichen. Die Rechnungen sollten bewusst einfach gehalten werden, was die Berücksichtigung von Abberation, Präzession und Nutation, sowie die gravitativen Störungen anderer Körper
im Planetensystem (außer der Sonne) ausschloss.
Die in 2) benutzte Mathematik-Software ist ,,Scilab" [Sci], ein umfangreiches, flexibles Programm aus dem Bereich der numerischen Mathematik, das im Gegensatz zu dem verbreiteten und in vielerlei Hinsicht ähnlichen MATLAB [Mat] kostenfrei ist und dessen Quellcode offen zugänglich ist. Mit wenigen Befehlen, die entweder in einem Skript oder Schritt für Schritt in einen KommandozeilenInterpreter eingegeben werden, lassen sich Rektaszension und Deklination der Sonne und des Erdbahnkreuzers aus den zugehörigen Bahnelementen berechnen und grafisch darstellen. Interpreter-Sprachen wie MATLAB, Scilab oder auch die OpenSource Software Octave [Oct] haben den Vorteil, dass sie durchweg einfach zu erlernen sind. Wissen um Speicher- oder Klassenverwaltung wie in konventionellen Programmiersprachen ist nicht notwendig, um schnell brauchbare Ergebnisse zu erhalten.
Die für die Rechnung nötigen Schritte werden kurz skizzenhaft erklärt, das vollständige Skript lässt sich auf den Seiten der Fachgruppe Computer-Astronomie [Com] herunterladen. So werden die hier dargestellten Ergebnisse reproduzierbar und lassen sich für ähnliche Fragestellungen modifizieren. Details über die einzelnen Rechenschritte kann der geneigte Leser der Monographie von Guthmann [Gut94; Kapitel III, $$3-4] entnehmen. Um die Bahn eines Himmelskörpers im Rahmen der Ephemeridenrechnung zu
VdS-Journal Nr. 27
76 C O M P U T E R A S T R O N O M I E
beschreiben, benutzt man die sogenannten Bahnelemente, die im Fall einer Ellipse die große Halbachse a, die numerische Exzentrizität e, die Bahnneigung i gegen die Ekliptik (Inklination), die mittlere Anomalie M0, der Winkelabstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten und die ekliptikale Länge des aufsteigenden Knotens sind. Alle Angaben beziehen sich auf einen Referenzzeitpunkt, die sogenannte Epoche t0. Einige Leser werden die Bedeutung dieser Bezeichnungen kennen, zur Erinnerung sind sie teilweise noch einmal in Abbildung 1 wiedergegeben.
Abb. 1: Bahnelemente einer Ellipsenbahn, nach [Wik07-2]
Für eine weitergehende Erklärung dieser Begriffe sei auf [Zim99], [Her90] oder [Wik07-1] verwiesen.
Will man den Ort des Himmelskörpers zum Zeitpunkt t1 bestimmen, rechnet man zuerst die mittlere Anomalie M0 zum Zeitpunkt t0 in die zu t1 gehörige mittlere Anomalie über die Gleichung M = M(t1) = M0 + k (t1 - t0) / a3/2 um, wobei k die Gauß'sche Konstante ist. Die mittlere Anomalie ist eine Hilfsgröße, welche die Position des Himmelskörpers zum jeweiligen Zeitpunkt auf der durch die anderen Bahnelemente definierte Ellipsenbahn beschreibt. Aus M leitet man durch Lösen der Kepler-Gleichung
E - e sin(E) - M = 0 die sogenannte exzentrische Anomalie E ab, eine weitere Hilfsgröße, aus der die Position einfach berechnet werden kann. Eine elementar-geometrische Herleitung der Kepler-Gleichung findet man in [Mon00] oder in Englisch unter [Wik07-3]. Das Lösen der gutartigen, nicht-linearen Kepler-Gleichung geschieht in Scilab mit dem Kommando fsolve,
VdS-Journal Nr. 27
das auf ein numerisches Verfahren zur Nullstellenbestimmung zurückgreift. Der Ort des Himmelskörpers im Koordinatensystem mit Ursprung im EllipsenBrennpunkt wird dann beschrieben durch p = a [cos(E) - e, sin(E) (1-e2), 0]. Durch die Multiplikation mit der Matrix T überführt man diese Größen in das ekliptikale, heliozentrische Koordinatensystem des Sonnensystems (Bezeichnung r). Da wir als Beobachter auf der Erde sind, müssen wir, um die Projektion der Örter an die Himmelkugel in Rektaszension und Deklination zu bekommen, das ekliptikalheliozentrische System in das geozentrische, äquatoriale Koordinatensystem transformieren (Bezeichnung R). Dafür benötigt man die Schiefe der Ekliptik mit einem Wert von 23,45 Grad . Hieraus folgen Rektaszension und Deklination relativ einfach.
Ergebnisse Die Sonne hat um den 24. September einen scheinbaren Durchmesser von 32,0 Bogenminuten [JPL-2], was beiden Verfahren 1) und 2) zugrunde gelegt wurde. Für 1) folgt beim Vergleich von Rektaszension und Deklination von Sonne und Adonis ein Beginn des Transits (1. Kontakt) um 11:10 UT. Transitende (4. Kontakt) ist um 13:42 UT. Es ergibt sich ein Transitpfad wie in Abbildung 2 skizziert. Das Scilab-Script, das diese Zeiten basierend auf den Horizons-Werten bestimmt hat, hat den Namen ,,Adonis_JPL.sci".
Die Genauigkeit des Verfahrens 2) hängt stark von der Wahl des Referenzzeitpunktes t0 (Epoche) ab, auf den sich die Bahndaten beziehen. Verschiedene Epochen wurden probiert und die Abweichungen gegen die Anfangs- und Endzeitpunkte des Verfahrens 1) sind in der Tabelle aufgelistet. Es fällt auf, dass die Genauigkeit für keine Epoche besser als 2-3 Minuten wird, was mit der fehlenden Aberrationskorrektur zu erklären ist. Die größeren Abweichungen für frühere Epochen resultieren aus gravitativen Störungen anderer Körper im Sonnensystem. Das zugehörige ScilabSkript trägt den Namen ,,Adonis_ComAst. sci". Es ergibt sich ein visuell nicht unterscheidbarer Pfad wie in Abbildung 2.
Man erkennt, dass die einfache Ephemeridenrechnung durchaus brauchbare Ergebnisse liefert, wenn man keine zu hohen Anforderungen an die Genauigkeit stellt und die Epoche der Bahndaten geeignet wählt. Für eine höhere Genauigkeit benötigt man weitere Korrekturen wie z.B. die Aberrationskorrektur, wie sie z.B. in [Mon00] oder [Wep85] beschrieben sind. Ein weiterer Ansatz, der auch die gravitativen Störungen anderer Körper berücksichtigt, liegt in der Lösung der Newton'schen Bewegungsgleichungen der Himmelskörper unseres Sonnensystems durch numerische Integration [Gut94], [Sei92] oder [Mon00]. Die hoch genauen Daten des JPL-Horizons-Systems werden auf diese Weise erzeugt.
Abb. 2: Transitpfad des Planetoiden Adonis am 24. September 2007. Die Abszisse ist parallel zur Rektaszensionsachse, die Ordinate parallel zur Deklinationsachse. Maßeinheiten sind in beiden Fällen Winkelgrad. Adonis kreuzt die Sonne (Halbkreis) von rechts unten (südwestlich) nach links oben (nordöstlich).
C O M P U T E R A S T R O N O M I E + D A R K S K Y 77
Referenzzeitpunkt (Epoche) t0 jeweils 0:00 UT
1. April 2007 1. Mai 2007 1. Juni 1. Juli 2007 15. Juli 2007 24. September 2007
Abweichung gegen JPL Eintrittszeit (in Minuten)
-24 -12
-6 -4 -3 -3
Abweichung gegen JPL Austrittszeit (in Minuten)
-21 -10
-4 -2 -2 -2
Tab. 1
Referenzen - [Com] Homepage der VdS-Fachgruppe
Computer-Astronomie, http://www.computer-astronomie.de, Menüpunkt Algorithmen - [Her90] Herrmann J: Atlas zur Astronomie, dtv, München, 1990 - [Gut94] Guthmann A: Einführung in die Himmelsmechanik und Ephemeridenrechnung, BI Wissenschaftsverlag, Wiesbaden, 1994 - [JPL-1] Small-Body Database der Jet Propulsion Laboratories, http://ssd.jpl.
nasa.gov/sbdb.cgi, Zugriff: 29.12.2007 - [JPL-2] ,,Horizons On-Line Ephemeris
System" Web Interface der Solar System Dynamics Group am JPL, http://ssd.jpl. nasa.gov/horizons.cgi, Zugriff 29.12.2007 - [Kel06] Keller HU: Kosmos Himmelsjahr 2007, Stuttgart 2006 - [Mat] MATLAB, The Mathworks, http://www.mathworks.de/ - [Mon00] Montenbruck O, Pfleger T: Astronomy on the Personal Computer, 4th ed., Springer, 2000 - [Oct] GNU Octave,
http://www.octave.org/ - [Poi] Poitevin P, Poitevin J: Solar
Eclipse Calendar http://uk.geocities.com/ solareclipsewebpages@btopenworld.com/ SECalendar.html - [Sei92] Seidelmann PK: Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books, 1992 - [Sci] Scilab INRIA ENPC, http://www.scilab.org - [Wep85] Wepner W: Mathematisches Hilfsbuch für Studierende und Freunde der Astronomie, Treugesell, 1985 - [Wik07-1] Wikipedia: Bahnelemente, http://de.wikipedia.org/wiki/ Bahnelemente, Zugriff 30.12.2007 - [Wik07-2] Engl. Wikipedia: http:// en.wikipedia.org/wiki/Image:Orbit1.svg - [Wik07-3] Engl. Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Kepler`s_ equation#Position_as_a_function_of_time Zugriff 30.12.2007 - [Zim99] Zimmermann H, Weiger A: Lexikon der Astronomie, Spektrum, Heidelberg, 1999
Neues von der Fachgruppe Dark Sky
International Dark Sky Assocition IDA und Fachgruppe Dark Sky auf der Light+Building Messe
von Torsten Güths und Andreas Hänel
Was die ATT für die Amateurastronomen ist, ist die Light+Building Messe für die Beleuchtungsindustrie. Alle zwei Jahre findet die größte Messe zum Thema Licht in Frankfurt statt und diesmal war auch die Fachgruppe Dark Sky dabei, um darüber zu informieren, dass Licht nicht nur positive Seiten hat. Möglich wurde es durch die Teilnahme der International Dark Sky Association (IDA), die drei Mitarbeiter (Kim Patten, Scott Davis und Pete Strasser) aus Tucson/USA mitsamt Messestand nach Frankfurt geschickt und auch die Finanzierung übernommen hatte. Vorher war allerdings noch Überzeugungsarbeit notwendig, denn die Messeleitung befürchtete, dass das Image der Messe durch Aktivitäten in Greenpeace-Manier gestört werden könnte. Doch diese Befürchtungen konnten von Sven Wielsch ausgeräumt werden. Der relativ kleine Stand erfreute sich regen Interesses und die IDA bekam schon eine Einladung zur Ablegermesse in Guangzhou, China.
Abb.1: Am Messestand der IDA: Scott Davis von der IDA, Andreas Hänel, Andrej Mohar aus Slowenien, Reg Wilson aus Australien und Kim Patten von der IDA (von links nach rechts)
VdS-Journal Nr. 27
78 D A R K S K Y
Parallel fand in Frankfurt und Umgebung die
Luminale statt, wo nicht mit Licht gespart
wurde, hell angestrahlte Wolkenkratzer,
Beamer über der Stadt - ganz Frankfurt
leuchtete. Doch wie der bekannte
Lichtgestalter Michael Batz auf einer
Architektentagung in Wiesbaden sagte:
irgendwann müsse auch für den ,,Karneval
des Lichts" mal wieder mit Aschermittwoch
alles vorbei sein. Immerhin demonstrierte
eine Schweizer Firma in Offenbach eine
Fassadenbeleuchtung, die nur minimale
Lichtverschmutzung erzeugt, was durch
eine Projektionstechnik mit Metallblenden
Abb. 2:
erreicht wird, die vorher durch Fotos
,,Karneval des Lichts", die Luminale 2008 in Frankfurt
und eine Entzerrung erstellt wurden. Im
Rahmen dieser Präsentation hielt Rene
Energieeinsparung, aber auch Lichtver- Von der VdS-Fachgruppe haben Torsten Kobler von der Schweizer Gruppe einen
schmutzung, war ein wichtiges Thema auf Güths, Sven Wielsch und Andreas Hänel Vortrag über Lichtverschmutzung und es
der Messe, kaum ein Leuchtenhersteller den IDA-Stand mit unterstützt, zudem wurden die Lichtmasterpläne der Städte
weist inzwischen nicht mehr auf das konnten weitere Dark-Sky-Aktivisten Karlsruhe und Luzern vorgestellt. Dabei
Thema Lichtverschmutzung oder Licht- wie Andrej Mohar aus Slowenien oder wurde deutlich, dass in der Schweiz
emmissionen hin. Das Angebot an voll Reg Wilson aus Australien getroffen wer- inzwischen ein wesentlich ökologischerer
abgeschirmten Leuchten, die die Licht- den. Andrej Mohar hatte mehrere Licht- Ansatz zum Einsatz künstlichen Lichts
verschmutzung, aber auch die Blendung Messinstrumente dabei, und gemeinsam besteht als in Deutschland, der auch die
reduzieren, wird immer umfangreicher. mit einem Beleuchtungsingenieur aus Lichtverschmutzung reduziert.
Eine Blendungsbegrenzung ist auch not- Slowenien wurden an einem Abend noch
wendig, da inzwischen viele Hersteller die Beleuchtungsstärken auf Frankfurts Im Rahmen des Building Performance
Straßenleuchten mit Hochleistungs-LEDs Straßen gemessen, verglichen mit vie- Kongress präsentierte die Forschungs-
herstellen, und die sind wegen der kleinen len Straßen in Slowenien sind sie recht gesellschaft Landschaftsentwicklung
Abstrahlfläche besonders hell und blen- gering!
Landschaftsbau e.V. (FLL) mit mehreren
dend. LED-Leuchten haben den Vorteil, Es war auch erstaunlich, wie viele Stand- Vorträgen die Broschüre ,,Licht im Außen-
dass sie ohne Probleme sehr gut gerich- besucher ein Interesse an der Beobachtung raum", an der auch die Fachgruppe Dark
tetes Licht aussenden können, sofern dies des Sternhimmels hatten, und damit die Sky mitgewirkt hatte. Auch dabei spielte
nicht konstruktiv verhindert wird, etwa Reduzierung der Lichtverschmutzung das Thema Lichtverschmutzung immer
durch schräge Montage oder diffuses befürworteten.
wieder eine Rolle.
Abdeckglas. Ein großer Leuchten- und
Lampenhersteller hatte sogar einen Raum
mit einem riesigen Durchlichtdia der Erde bei Nacht dekoriert. Da war besonders das Siegel der IDA gefragt, das sie für Leuchten verleiht, die kein Licht oberhalb
Sky-Quality-Meter (SQM) zur Messung der Himmelshelligkeit - machen Sie mit!
der Horizontalen abstrahlen, und damit die Lichtverschmutzung und Blendung erheblich reduzieren. Viele amerikanische, aber auch schon deutsche Firmen nehmen an dem Leuchtenzertifizierungspogramm
Liebe Mitglieder,
in der letzten Ausgabe unserer Mitgliederzeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" haben wir auf Seite 150 darüber berichtet, dass die VdS zwei Geräte zur Messung der Himmelshelligkeit, sogenannte SQM, angeschafft hat. Diese beiden Geräte können über Dr. Andreas Hänel, Leiter der FG Dark-Sky für ca 4
bereits teil - es ist ein wichtiges Hilfsmittel bei der Auswahl Leuchten! Besonders interessant war ein Vortrag des Chefarztes des Schlaflabors an der Charite in Berlin, Dr. Dieter Kunz, der eindringlich vor den negativen Wirkungen des
Wochen von VdS-Mitgliedern ausgeliehen werden (siehe auch nebenstehenden Bericht). Mit Hilfe dieser Geräte lässt sich die Helligkeit des Himmelshintergrundes relativ genau erfassen, sodass über viele Meßpunkte in Deutschland verteilt, eine repräsentative Karte der Lichtverschmutzung möglich wäre. Angeregt von diesem Gedanken hat VdS-Mitglied, Frau Evelyn Petkow, der VdS eine Spende für zwei weitere Geräte zukommen lassen, die nun direkt von der VdSGeschäftsstelle ausgeliehen werden können. Das kostenlose Ausleihen der SQM ist einzig
nächtlichen Kunstlichtes auf die menschliche Gesundheit warnte, etwa durch die Unterdrückung des Hormons Melatonin. Unter anderem auch deswegen ist im Dezember 2007 Nachtschichtarbeit von der Weltgesundheitsorganisation WHO als potentiell krebsauslösend eingestuft worden - also: Vorsicht Astronomen!
an eine Bedingung geknüpft, dass die gemessenen Werte pro Standort an Herrn Dr. Hänel weitergeleitet werden. Diese Geräte können ausgeliehen werden bei: Dr. Andreas Hänel, Am Sportplatz 7, 40124 Georgsmarienhütte, E.mail: ahaenel@uos.de und VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, 64629 Heppenheim; E.mail: service@vds-astro.de
Zu gegebener Zeit werden wir über die ersten Ergebnisse berichten. Machen auch Sie mit und fordern diese kleinen Handgeräte zur Bestimmung der Himmelshelligkeit an Ihrem Beobachtungsort an.
Ihr Otto Guthier - VdS-Vorstand
VdS-Journal Nr. 27
D A R K S K Y 79
Ein Gerät zur Messung der Himmelsqualität
von Andreas Hänel
Die Lichtverschmutzung und damit die Aufhellung des Himmelshintergrundes ärgert jeden Sternfreund. Um allerdings Gegenmaßnahmen ergreifen zu können, ist es notwendig, den Grad der Lichtverschmutzung zu erfassen. Möglichkeiten sind die Bestimmung der Grenzhelligkeit oder die Nutzung eines Photometers, wie es von Klaus-Jochen Stepputat beschrieben wurde [1]. Seit wenigen Jahren gibt es ein einfaches Gerät, das mit einer Fotozelle unmittelbar die Himmelshelligkeit in den üblichen Maßeinheiten Größenklassen/ Quadratbogensekunden (mag/arcsec2) misst, das Sky Quality Meter (SQM) der kanadischen Firm Unihedron. Es hat sich allerdings gezeigt, dass das SQM über einen sehr großen Winkelbereich von ca. 120-130 Grad misst [2]. Die Himmelshelligkeit im Zenit ist diejenige Größe, die die Qualität eines Beobachtungsortes am besten beschreibt. Wenn man in Richtung Zenit misst, muss man darauf achten, dass keine Lichtquellen (erleuchtete Fenster, Straßenleuchten) höher als 25 Grad sind und auch keine Abschattung (durch Bäume oder Gebäude) über dieser Höhe vorliegt. Ist das nicht der Fall, dann bemerkt man, dass sich die abgelesenen Werte stark ändern, wenn man mit dem SQM in unterschiedlichen Azimutwinkeln misst,. Auch die übliche Aufhellung des Himmels in niedrigeren Höhen (s. Abb. 1) verfälscht die Helligkeitsmessung im Zenit. Es hat sich gezeigt, dass das SQM nur in dunklen Regionen ohne starke Horizontaufhellungen zuverlässige Werte für die Zenithelligkeit liefert.
Verschiedene Nutzer haben versucht, den Messwinkel durch Blenden oder Vorsatzlinsen zu reduzieren, doch schließlich brachte die Firma ein modifiziertes Gerät heraus, bei dem der Messwinkel
Abb. 1: Panorama meines Beobachtungsortes, mit einer Linie in der Höhe von etwa 30 Grad . Bei den Zenitmessungen dürfen oberhalb dieser blauen Linie keine hellen Lichtquellen oder Abschattungen sein. Das Panorama wurde aus 6 Aufnahmen, die mit einem 10-mm-Objektiv und einer Canon EOS 350D aufgenommen wurden, mit dem Programm PTGui zusammengesetzt. Es erstreckt sich bis fast zum Zenit.
durch eine Linse vor der Fotozelle verkleinert wird, das SQM-L. Der Messwinkel bei halber maximaler Empfindlichkeit liegt bei etwa 30 Grad (SQM 80 Grad , [3]), trotzdem müssen helle Lichtquellen in niedrigen Höhen vermieden werden, denn bei 60 Grad Winkelabstand (30 Grad Höhe bei Richtung Zenit ausgerichteten Gerät) wird das Licht um den Faktor 0,0004 abgeschwächt, eine helle Lichtquelle kann durchaus einen Einfluss haben. Normalerweise wird die Zenithelligkeit mit einem Fernrohr über eine kleine Fläche gemessen, bei größeren Messwinkeln werden wegen der Himmelsaufhellung in niedrigeren Höhen hellere Werte angezeigt. Cinzano hat für einen durchschnittlich verschmutzten Himmel einen Korrekturwert von -0,3 für das SQM und für das SQM-L von unter -0,1 mag/arcsec2 bestimmt. Diese Differenz konnte bei mehreren Tests gemessen werden, der Unterschied zwischen beiden Geräten ergab etwa 0,3 mag/ arcsec2.
Da die Anschaffung der Geräte für einzelne Messungen relativ teuer ist, hat die VdS ein SQM und ein SQM-L angeschafft, um sie ihren Mitgliedern leihweise zur Verfügung zu stellen, wobei die Fachgruppe Dark Sky den Verleih organisiert. Aus dem Gesagten ergeben sich folgende Hinweise für die Messungen: - Das SQM sollte nur bei dunklem
Himmel eingesetzt werden - Die Messungen mit SQM und SQM-L
sollen in Richtung Zenit gemacht werden, es ist darauf zu achten, dass
rundherum in Höhen oberhalb von etwa 30 Grad keine hellen Lichtquellen oder Abschattungen vorhanden sind. - Natürlich darf kein Mondlicht stören und die astronomische Dämmerung muss beendet sein - aus diesem Grund können die Geräte in den Monaten Mai-Juli nicht in Norddeutschland genutzt werden. Die Ausleihdauer soll sich zunächst typischerweise über eine Neumondperiode erstrecken, der Ausleiher übernimmt für die Leihdauer die Verantwortung für das Gerät und sendet es auch auf seine Kosten an die Fachgruppe zurück. Er stellt außerdem der Fachgruppe seine Messungen mit allen Angaben (Beobachtungsort mit genauen Koordinaten, Zeit, Himmelshintergrundhelligkeit, Bemerkungen) zur weiteren Auswertung zur Verfügung. Damit soll versucht werden, eine Lichtverschmutzungskarte von Deutschland zu erstellen.
Kontakt für die Ausleihe: Dr. Andreas Hänel, ahaenel@uos.de Anbieter des SQM in Deutschland: Intercon Spacetec, Augsburg
Literatur: [1] K.-J. Stepputat, Selbstbau eines Handrohres
zur Bestimmung der Himmelshelligkeit, Journal Für Astronomie 26, S. 30 [2] Pierantonio Cinzano, Night Sky Photometry with Sky Quality Meter, Istil, 2005 [2] Pierantonio Cinzano, Report on Sky Quality Meter, version L, Istil, 2007
VdS-Journal Nr. 27
80 G E S C H I C H T E
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Die Vorbereitungen für die 5. Tagung der Fachgruppe ,,Geschichte" laufen. Als Tagungsort ist Kassel vorgesehen, als Termin Samstag, der 1. November 2008. Wie üblich wird es bereits am Freitag eine ,,Vorsitzung" in einer Gaststätte geben. Für Sonntag-Vormittag ist eine ,,Exkursion" geplant. Hier bietet sich natürlich das berühmte Astronomisch-Physikalische Kabinett in der Kasseler Orangerie an. Die landgräfliche Sammlung zeigt historische wissenschaftliche Instrumente aus
den Bereichen Astronomie, Chronologie, Geodäsie, Physik und Mathematik/ Informationstechnik. Informationen zur Tagung finden Sie auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de (siehe auch den ,,Terminkalender").
Kennen Sie Heinz Haber? Den etwas Älteren wird der ,,Fernsehprofessor" noch deutlich vor Augen sein. Über Leben und Arbeit dieses deutschen Raumfahrtpioniers und Autors vieler populärwissenschaft-
licher Schriften und Sendungen wurde bislang wenig publiziert. Dies holt Manfred Holl in diesem Heft exklusiv nach. Auch über eine Frau wird berichtet: Maria Margaretha Kirch, die zwischen ,,Kochtopf und Kometenjagd" pendelte. Lesen sie dazu den Beitrag von Reinhard Göttinger. Wie immer: Viel Spaß beim Lesen - und versorgen Sie mich weiter mit interessanten Artikeln!
Prof Dr. rer. nat. habil. Heinz Haber (1913-1990) - eine Kurzbiographie
von Manfred Holl
Prolog Würde man heute fragen, ob sich jemand an den ,,Fernseh-Professor" erinnern kann, so würde man sicher viele falsche Antworten bekommen. Einigen würde sicher Prof. Harald Lesch von der Universität München einfallen, aber Heinz Haber? Den kennen leider nur noch die Älteren unter uns. Dabei hat er einst Fernsehgeschichte im Nachkriegsdeutschland geschrieben und seine Bücher, wenn auch verständlicherweise nicht mehr auf der Höhe der Zeit, haben heute Kult-Status. Und sogar das 3. Programm des Bayerischen Rundfunks ist sich nicht zu schade, eine seiner populärsten Serien ,,Was will der Mensch im Weltraum" im Rahmen der Space Night regelmäßig zu wiederholen. Und auf BR-Alpha gab es vor einigen Monaten sogar eine Wiederholung der Serie ,,Prof. Haber berichtet" ...
Berühmte Sätze wie: ,,Meine jungen Freunde" oder ,,Ich habe da mal etwas vorbereitet" prägten eine Generation von Fernsehzuschauern, und selbst wenn man heute Nase rümpfend auf manche Skurrilität in den damaligen Sendungen zurückblickt, muss man sich vor Augen halten, dass dort der Bildungsanspruch des Fernsehens noch richtig wahrgenommen wurde, und das teilweise zur besten Sendezeit direkt nach der ARD-Tagesschau. Doch wer war der Mann, der auf so eindrucksvolle Weise
VdS-Journal Nr. 27
komplexe Zusammenhänge darstellen, mit seinen Fachbüchern begeistern und Pionierarbeit leisten konnte?
Trotz der hohen Popularität, die Prof. Heinz Haber bis heute genießt, ist kaum etwas über ihn bekannt. In seinen zahlreichen Büchern ist oft nur dem Klappentext etwas zu entnehmen, und auch Internetquellen geben nur wenig preis. Einige Hinweise bekam ich auch durch Tipps anderer Mitglieder unserer Fachgruppe, für die ich sehr dankbar bin.
Abb. 1: Prof. Haber mit Prof. Wernher von Braun in den 50er Jahren (http://de.wikipedia.org/wiki/Bild:Haber_Braun.jpg)
Die ersten Lebensjahre Geboren wurde Heinz Haber am 15. Mai 1913 in Mannheim in einem Einfamilienhaus an der Bassermannstraße, unweit der Stelle, wo ein paar Jahre später ein Planetarium errichtet wurde, wie er in einer mir auf Video vorliegenden TV-Biographie [1] einmal erläuterte. Der erste Besuch dieser volksbildenden Einrichtung hat ,,so erschüttert" [1], dass er fortan Astronom werden wollte.
Über seine Kindheit und die familiären Umstände, unter denen er aufwuchs, ist ansonsten wenig bis gar nichts bekannt. Er hatte nach [2] einen Bruder: Dr. Fritz Haber (geb. 03. April 1912 in Mannheim, gest. 21. Aug. 1998 in Westport, Conn.) war Ingenieur für Flugtechnik (Huckepackverfahren) und hat mit seiner Frau Gertie zwei Kinder Jürgen und Jochen. Fritz und Heinz hatten noch eine Schwester in
G E S C H I C H T E 81
Mannheim. Sein Bruder darf aber nicht verwechselt werden mit dem Chemiker und Nobelpreisträger gleichen Namens. Dieser war Nobelpreisträger und lebte von 1868 bis 1934, war Direktor der KaiserWilhelm-Gesellschaft ab 1911 und auch Direktor des Kaiser-Wilhelm-Instituts für Physikalische Chemie und Elektrochemie, just jene Einrichtung, an der ein paar Jahre später dann Heinz Haber seine wissenschaftliche Laufbahn begann.
Schule und Studium Heinz Haber besuchte in Mannheim das humanistische Gymnasium und wollte nach [1] eigentlich Ornithologe werden, bis seine Mutter die ,,stinkende Eiersammlung wegwarf". Ab 1937 studierte er an den Universitäten von Leipzig, Berlin und Heidelberg Physik und Astronomie. Nach nur zwei Jahren erfolgte 1939 die Promotion zum Dr. rer. nat. über das physikalische Thema Spektroskopie von Molekülen: ,,Über den Energieaustausch zwischen Translation und Rotation durch Stöße". Während der Promotion arbeitete er als Assistent am Kaiser-WilhelmInstitut für Physik in Berlin-Dahlem. Mit Beginn des 2. Weltkriegs am 1. September 1939 trat Heinz Haber als Aufklärer in die Luftwaffe ein, wurde aber 1942 verwundet und kehrte an sein altes Institut zurück, wo er zunächst wieder seine Assistentenstelle bekleidete, später dann dort Abteilungsleiter wurde. Wann dies genau war, ist unbekannt. Es kann aber kaum vor 1944 geschehen sein, denn in dem Jahr promovierte er am KWI für Physik in Astronomie und Astrophysik. Nach einem Eintrag in der deutschsprachigen Wikipedia kehrte er ,,aber 1942 nach einer Verwundung an das KaiserWilhelm-Institut für Physikalische Chemie zurück. 1944 habilitierte er an der FriedrichWilhelms-Universität in Astronomie."
Merkwürdig ist in einigen Internetquellen die Bezeichnung der einzelnen Institute der Kaiser-Wilhelm-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V. (KWG), an denen Heinz Haber in seiner Studienund Promotionszeit gearbeitet hat. So gab es in Berlin-Dahlem sowohl ein KaiserWilhelm-Institut (KWI) für Physik, als auch ein KWI für Physikalische Chemie und Elektrochemie, aber kein KWI für Astronomie oder Astrophysik. Da man eher den Worten Prof. Habers Glauben schenken darf, fand die Habilitation tatsächlich wohl an der Friedrich-Wilhelms-Universität und nicht am KWI statt, dass es nach [3] auch
Bei den Jahreszahlen der nachstehend aufgeführten Bücher handelt es sich jeweils um die Erstauflage. Teilweise wurden ergänzende Kommentare vom Autor eingefügt.
1939: 1944: 1950: 1951:
1955:
1958: 1959: 1965: 1966: 1969:
1970:
1971:
1973: 1974: 1975: 1976: 1978: 1981:
1984: 1985: 1987: 1989:
Über den Energieaustausch zwischen Translation und Rotation durch Stöße (Dissertation) Das Torusgitter (Habilitation) Possible Methods of Producing the Gravity-Free State for Medical Research, Journal of Aviation Medicine 21 (1950) 395 (Co-Autor Bruder Fritz Haber) Where does space begin? Functional concept of the boundaries between atmosphere and space, Journal of Aviation Medicine 22 (1951) 342 (Co-Autoren H. Strughold, K. Buettner und Fritz Haber) Safety Hazard of Tinted Automobile Windshields at Night, Journal of the Optical Society of America 45 (1955) 413 Möglichkeiten und Grenzen des bemannten Fluges Menschen, Raketen und Planeten Künstliche Erdsatelliten für die geophysikalische Forschung The Walt Disney Story of Our friend the Atom Unser Freund, das Atom Lebendiges Weltall Unser blauer Planet Der Stoff der Schöpfung Unser Mond (Teile des Textes wurden verfasst, als die APOLLO 11-Astronauten noch auf dem Mond waren, und das bereits erste Eindrücke der Mission enthält) Die Architektur der Erde (Zusammenfassung von Artikeln aus Bild der Wissenschaft, evtl. nur Herausgeber, Eintrag unklar) Brüder im All Der offene Himmel Mit der Erde durchs All (Zusammenfassung von Artikeln aus Bild der Wissenschaft, evtl. nur Herausgeber, Eintrag unklar) Neue Funde aus alter Zeit (Zusammenfassung von Artikeln aus Bild der Wissenschaft, evtl. nur Herausgeber, Eintrag unklar) Sterne erzählen ihre Geschichten (Co-Autorin Ehefrau Irmgard Haber) Naturvölker in unserer Zeit (Zusammenfassung von Artikeln aus Bild der Wissenschaft, evtl. nur Herausgeber, Eintrag unklar) Tiere und ihr Verhalten (Zusammenfassung von Artikeln aus Bild der Wissenschaft, evtl. nur Herausgeber, Eintrag unklar) Unser Wetter Stirbt unser blauer Planet? Das mathematische Kabinett Gefangen in Raum und Zeit Planet im Meer der Zeit Geschichten aus der Zukunft (Co-Autorin Ehefrau Irmgard Haber) Eine Frage, Herr Professor Die Erde schlägt zu Unser Sternenhimmel (Co-Autorin Ehefrau Irmgard Haber) Professor Habers Sternatlas Medizin & Medien : krankt die Gesundheit am Journalismus? (Einige Beiträge von Heinz Haber) Mein Kind: Väterliches in heiteren Versen Die Zeit Das rastlose Luftmeer Eiskeller oder Treibhaus
Kasten 1: Veröffentlichungen lt. Katalog der Deutschen Nationalbibliothek und Wikipedia (Listen zu Zeitschriftenartikeln konnten bislang nicht aufgefunden werden):
http://dispatch.opac.d-nb.de/DB=4.1/SET=1/TTL=11/NXT?FRST=1 http://de.wikipedia.org/wiki/Heinz_Haber
VdS-Journal Nr. 27
82 G E S C H I C H T E
gar nicht gab. Die Quellenlage im Web ist aber höchst uneinheitlich.
Der Wechsel in die USA Nach Ende des Zweiten Weltkrieges wechselte er als Dozent zur Universität Heidelberg und wechselte 1946, nach einigen Quellen dem Ruf Wernher von Brauns folgend, zusammen mit Prof. Dr. Hubertus Strughold (1898-1986) in die USA. Bis 1952 arbeitete Haber an der Air University auf der Randolph Airforce Base in Randolph Field im US-Bundesstaat Texas, wo er 1948 unter Leitung von Dr. Strughold zusammen mit seinem Bruder Fritz und weiteren deutschen Wissenschaftlern die Weltraummedizin begründete. Gemeinsam arbeiteten sie auch an der Entwicklung des ersten Weltraumanzuges mit und erarbeiteten die theoretischen Grundlagen für den Parabelflug in der Erdatmosphäre zur Erzeugung künstlicher Schwerelosigkeit, ein Prinzip, das heute weltweit für die Vorbereitung von Weltraummissionen genutzt wird. Auch der deutsche ISSAstronaut Thomas Reiter hat schon mehrere Einsätze im sogenannten ,,Kotzbomber" absolviert.
Er selbst schrieb über seine frühen Jahre in den USA in [4]: Es war für mich selbst verwunderlich, dass ich nach meinem Studium als Physiker und Astronom und nach meiner Habilitation als Astrophysiker mich plötzlich den Erdwissenschaften zuwandte. Zuvor hatte ich mich hauptsächlich mit der Sonnenphysik beschäftigt und an der Fortentwicklung spektroskopischer Instrumente zur Erforschung der Sonne gearbeitet. Natürlich hatte ich mich damals schon für die aufkeimende Weltraumfahrt interessiert und hatte dann das Glück, bereits 1946 von der amerikanischen Luftwaffe zu Forschungsarbeiten in den Vereinigten Staaten verpflichtet zu werden. Der Zufall wollte es, dass mein Fachbereich für die Weltraumfahrt auf dem medizinischen Sektor lag. So gründete ich zusammen mit dem Senior der deutschen Luftfahrtmedizin Prof. Dr. Hubertus Strughold, die erste Abteilung für Weltraummedizin (Space Medicine)."
Bereits 1950 wurde Heinz Haber zum Assistenzprofessor für Astrophysik ernannt, trug fortan den Titel ,,Dr. rer. nat. habil.", und wechselte 1952 als Assistent für Physik an das Institute of Transportation and Traffic Engineering der University of California. In dieser Zeit veröffentlichte er ,,rund 35 wissenschaftliche Arbeiten
VdS-Journal Nr. 27
25.04.1980, 20 Uhr: 13.03.1981, 20 Uhr: 02.10.1982, 20 Uhr: 05.03.1982, 20 Uhr: 11.06.1982, 20 Uhr:
01.10.1982, 20 Uhr: 28.10.1983, 20 Uhr: 09.03.1984, 18 und 20 Uhr: 22.06.1984, 18 und 20 Uhr: 12.10.1984, 20 Uhr: 21.06.1985, 20 Uhr:
01.11.1985, 20 Uhr: 31.01.1986, 20 Uhr: 20.06.1986, 20 Uhr: 23.01.1987, 20 Uhr: 04.10.1987, 16 Uhr: 18.10.1987, 16 Uhr: 24.01.1988, 16:15 Uhr: 14.04.1989, 20 Uhr: 21.06.1989, 18 Uhr:
Planet im Meer der Zeit Erde im Aufruhr Vorstellung zweier neuer Bücher Der Herr der tausend Ringe Unheil aus dem Kosmos (Großmeteorite und Supernovae) Das irdische Leben und seine Zukunft Vergangenheit und Zukunft der Erde Vergangenheit und Zukunft der Erde Die Sonnenwende Astrologie - Wert und Unwert Reise in ein seltsames Land (Relativitätstheorie und vierdimensionaler Raum) Der Fernsehselbstbedienungsladen Weltall Die Zukunft des irdischen Lebens Die Sonnenwende Sterne erzählen ihre Geschichten Die Zeit - Geheimnis des Lebens Die Zeit - Geheimnis des Lebens Sterne erzählen ihre Geschichten Die Zeit - Geheimnis des Lebens Die Sonnenwende
Kasten 2: Leider unvollständige Liste der Vorträge von Prof. Haber im Hamburger Planetarium.
über Spektroskopie, Optik, physiologische Optik und Weltraummedizin" [4].
1951 veröffentlichte er gemeinsam mit Wernher von Braun, Willy Ley und anderen deutschen Wissenschaftlern die Zeitschriftenserie ,,Man will conquer space soon" im Collier´s Magazine, in der die Grundlagen für die künftige bemannte Weltraumfahrt in einem öffentlichkeitswirksamen Rahmen dargestellt wurde [1]. Diese fiel auch Walt Disney auf, der daraus unter Beteiligung der Autoren der Artikelserie den Film ,,The conquest of space" kreierte, der erste TV-Auftritt Heinz Habers, der gleichzeitig den Startpunkt für die jahrelange Zusammenarbeit mit den Disney-Studios begründete.
1956 wurde Haber, der inzwischen auch die amerikanische Staatsbürgerschaft angenommen hatte, als Chief Science Consultant wissenschaftlicher Berater bei den Walt Disney Productions in Burbank/ California und beendete damit seine wissenschaftliche Karriere, um sich künftig ausschließlich der Popularisierung von Astronomie und Weltraumfahrt zu widmen. Dabei bewies er das erstaunliche Talent, selbst komplizierteste Zusammenhänge dem Zuschauer verständlich zu erklären,
was in den USA und später in Deutschland seine bis in die heutige Zeit andauernde Popularität begründete.
Seine erste eigene TV-Serie war ,,Our Friend the atom", die im Auftrag der amerikanischen Regierung bei Walt Disney zur Imageverbesserung der friedlichen Nutzung der Atomenergie entstand und später auch in Deutschland unter dem Titel ,,Unser Freund, das Atom" gesendet wurde. Ein filmischer Beitrag, der in [1] kurz gezeigt wurde und heute unfreiwillig komisch und skurril wirkt. Zu der Erstausstrahlung der Sendung in den USA entstand auch ein Buch gleichen Namens mit Illustrationen von Walt Disney. Darin beschrieb er den Verlauf einer kontrollierten Kettenreaktion anhand von Mausefallen und Tennisbällen - Vorbild für viele später folgende Wissenschaftsjournalisten und Produzenten von Wissenschaftssendungen.
Rückkehr nach Deutschland und TV-Karriere 1958 lernte Heinz Haber auf einer Geschäftsreise durch Deutschland seine spätere, 1927 geborene, zweite Ehefrau Irmgard Koch kennen und kehrte nach Europa zurück. Mit ihr hatte er einen Sohn (Marc Philip, geboren 1969), aus der ersten
G E S C H I C H T E 83
Ehe mit seiner ersten Frau Anneliese stammen zwei Kinder (Kai, geboren 1943 und Cathleen, geboren 1945).
Mit den Erfahrungen der Popularisierung von Wissenschaft und Forschung im Hintergrund arbeitet er ab 1960 für die ARD und ab 1964 für das ZDF. Während der APOLLO-Ära war Prof. Haber stets für das Fernsehen hautnah am Geschehen dabei. Doch nicht nur für das Fernsehen, auch für den Rundfunk arbeitete Heinz Haber regelmäßig. Er schrieb rund 350 wissenschaftliche Abhandlungen und über 30 Bücher (s. Kasten 1), hatte in der Fernsehzeitschrift Hörzu die regelmäßige Kolumne ,,Eine Frage Herr Professor", in der er Fragen kurz und prägnant beantwortete und war Gründer und Herausgeber der Zeitschriften X-Magazin und Bild der Wissenschaft.
Zu seinen ersten für das deutsche Fernsehen produzierten Beiträgen gehörten 1959 und 1960 die populärwissenschaftliche Serie Lebendiges Weltall, 1960 Der Mensch und seine Erde, 1968 Prof. Haber experimentiert und Was sucht der Mensch im Weltraum? 1978 die Geschichten aus der Zukunft, 1979 und 1980 Prof. Haber berichtet und 1982 die Jugendserie Was ist was? Daneben gab es eine Vielzahl weiterer Sendungen und Serien wie Das Mathematische Kabinett, Unser blauer Planet, Stirbt unser blauer Planet? [6]. Sein Fernsehschaffen und die Veröffentlichung seiner Bücher, von denen nicht wenige richtige Bestseller wurden, brachten ihm 1965 und 1967 jeweils den Adolf-
Grimme-Preis, 1965 die Goldene Kamera und 1972 den Bloomaulorden ein.
Im Laufe der Zeit wandte er sich vermehrt umweltpolitischen und ökologischen Themen zu, die seine schriftstellerische Tätigkeit besonders in den letzten Lebensjahren prägten. Aber einem blieb er stets treu: Selbst als die Umweltbewegung in Deutschland längst auch wissenschaftliche Kreise erreicht hatte, vertrat er ungerührt die Ansicht, das Atom sei die sauberste Energiequelle, die der ganzen Menschheit zur Verfügung steht [1].
Prof. Haber als Schriftsteller und Vortragender Neben seinen Aufgaben als Fernsehprofessor und seiner umfangreichen Schreibtätigkeit war er auch - und das ist allerdings weitgehend unbekannt - stets ein Freund des Hamburger Planetariums (s. Kasten 2) und dessen früheren Direktors Prof. Dr. Erich Übelacker. Letzterer hat es dann später übernommen, die ,,Was ist was?"Bücher von Heinz Haber zu überarbeiten.
Ich selbst kann mich noch sehr gut an Prof. Habers Vorträge erinnern, insbesondere der letzte am 21. Juni 1989 ist mir noch im Gedächtnis haften geblieben: Schon sehr von seiner Krebserkrankung gezeichnet, endete dieser schon nach 10 Minuten, weil er am Ende seiner Kräfte war. Am 13. Februar 1990 verstarb Prof. Heinz Haber wenige Monate vor seinem 77. Geburtstag.
Epilog Geblieben sind neben den Erinnerungen an den Fernsehprofessor der Frühzeit des bundesdeutschen Fernsehens und seine Bücher, die nach wie vor Kultstatus besitzen und auch auf Astromessen sehr begehrt sind und die TV-Serie Was sucht der Mensch im Weltraum?, die seit einiger Zeit regelmäßig in der Space Night auf BR 3 wiederholt wird. Darin können wir noch einmal die großartige Kunst Prof. Habers bewundern, komplexe Vorgänge für Laien verständlich im Fernsehen zu präsentieren, fernab der Effekt haschenden Produktionen unserer Tage.
Quellen: [1] TV-Kurzbiographie [2] http://de.wikipedia.org/wiki/Heinz_Haber [3] http://de.wikipedia.org/wiki/Kaiser-
Wilhelm-Institut [4] Heinz Haber: Unser blauer Planet,
Stuttgart (1965) [5] http://german.imdb.com/name/
nm0352176/ [6] http://www.fernsehserien.de/index.
php?person=3323
Weiterführende Internetlinks: - Deutsche Nationalbibliothek:
http://dispatch.opac.d-nb.de/DB=4.1/ REL?PPN=105759651 - Internet Movie Database: http://german.imdb.com/name/ nm0352176/ - Prof. Haber zum Thema Glauben: http://www.philos-website.de/index_g. htm?autoren/haber_g.htm~main2
Maria Margaretha Kirch: zwischen Kochtopf und Kometenjagd
von Reinhard Göttinger
,,Früh um 2 Uhr war es hell gestirnet. Meine Ehefrau [hat] (nach dem ich etliche Nächte zuvor den wandelbaren Stern am Halse des Schwans observiert, und sie ihn, als ich noch schlieff, auch gerne sehen, und selbst finden wollte) einen Cometen am Himmel gefunden. Worauf sie mich aufwachete, da ich denn fand, dass es wahrhaftig ein Comet war ... Es wondert mich doch, dass ich den Cometen die vorigen Nächte nicht gesehen habe" [8]. Mit diesen lapidaren Worten bezeugte Gottfried Kirch (1639-1710), ,,der her-
vorragendste Astronom, den Deutschland damals besass", die Entdeckung des Kometen von 1702 durch seine Frau Maria Margaretha (1670-1720) [1]. Kirch, seit 1700 Mitglied und ,,Astronom" der neuen ,,Sozietät der Wissenschaften" in Berlin, unterschrieb sodann einen Bericht über diesen ,,Erfolg der neuen Akademie". Maria Kirch, die eigentliche ,,Entdeckerin" des Kometen, fand darin allerdings keine Erwähnung [8]. Dieser Vorgang wirft ein Schlaglicht auf die schwierige Situation ,,astronomisch"
arbeitender Frauen zu Beginn des 18. Jahrhunderts. Zum einen beherrschte Maria Kirch nicht ausreichend die verbindliche Wissenschaftssprache jener Tage: Lateinisch. Ihre drei eigenen Veröffentlichungen (1709 und 1711) waren in deutsch verfasst. Zum andern spielte sich die ,,Naturwissenschaft" noch weitgehend im handwerklich-privaten Bereich ab. So auch die hausgebundene Zusammenarbeit Gottfried und Maria Kirchs (Abb. 1). [7] Eine Unterscheidung der jeweiligen Anteile der Partner an Forschungsergebnissen ist
VdS-Journal Nr. 27
84 G E S C H I C H T E
somit vielfach schwierig. Der folgende Beitrag soll die Arbeit Maria Margaretha Kirchs umreißen und ersuchen, ihren Beitrag zur beobachtenden Astronomie in der ersten Hälfte des 18. Jahrhunderts zu würdigen.
Ein ,,Frauenzimmer" wird ,,Astronom" Maria Margaretha Kirch wurde 1670 als Tochter des protestantischen Pfarrers Matthias Winkelmann geboren. Der Vater soll Marias Interesse an der Astronomie geweckt haben. Mit 13 Jahren Vollwaise, wurde sie von Winkelmanns Nachfolger Justinus Toellner unterrichtet und eignete sich eine breite Bildung an, die auch grundlegende Kenntnisse in Latein und Mathematik umfasste [8].
Maria erhielt sodann in Leipzig ,,eine gründliche Ausbildung in Astronomie durch den Landwirt und Autodidakten Christoph Arnold". Sie erwarb Kenntnisse in astronomischer Beobachtungskunst, Meteorologie und Wetterbeobachtung.
Im Jahre 1692 heiratet Maria Margaretha den 30 Jahre älteren Witwer und Astronomen Gottfried Kirch. Die Ehe, aus der 6 Kinder hervorgingen, war durch eine intensive, partnerschaftlich vollzogene astronomische Forschungsarbeit bestimmt, in die auch die Kinder einbezogen wurden [8].
Maria Kirch entdeckt den Kometen C/ 1702 H1 Im Jahre 1700 erfolgte mit der Gründung der ,,Sozietät der Wissenschaften", eine Wende in der Arbeit der Kirchs. Mit der Institutionalisierung der Astronomie in Berlin forschten Gottfried und Maria nun für den wissenschaftlichen Ruhm der jungen ,,Sozietät". Diese Tatsache lässt es verständlich erscheinen, dass Gottfried Kirch die Entdeckung des Kometen von 1702 nur mit seinem Namen verband und damit als wissenschaftliche Leistung der Sozietät auswies [8].
An der Entdeckung des Kometen C/ 1702 H1 durch Maria Kirch kann allerdings heute kein ernsthafter historischer Zweifel mehr bestehen [2]. Maria beobachtete die Himmelserscheinung am 21. April 1702 - um 2.00 Uhr morgens (wie wir von Leibniz erfahren) - im Sternbild Schwan (Abb. 2) [zwischen und Cygni] [2] [5]. C/ 1702 H1 wurde auch von einigen Co-Entdeckern (Bianchini, Maraldi, La Hire) observiert, allerdings unter weit-
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 1: Wie Gottfried Kirch und seine Frau Maria arbeiteten auch Elisabeth und Johannes Hevelius zusammen. Das Bild zeigt sie am Sextanten. Von Maria Kirch ist kein Bild überliefert. (Wikipedia, http://de.wikipedia.org/ wiki/Johannes_Hevelius)
aus günstigeren Voraussetzungen als in Berlin. Die Leistung Maria Kirchs verdient also um so mehr Anerkennung, als sie nicht über die großzügigen Mittel und Arbeitsmöglichkeiten ihrer Co-Entdecker verfügte. Zwar konnte Maria neben der häuslichen Beobachtung bis zur Fertigstellung des Observatoriums der Sozietät (1711) auch die Privatsternwarte des Geheimrates von Kroseck (Abb. 3) im Berliner Stadtteil Neu-Cölln nutze, doch scheint diese kaum mehr als eine einfache Wohnung gewesen zu sein [8].
Auf Grund der sehr engen Zusammenarbeit Maria und Gottfried Kirchs in den Jahren 1700-1710 - häufig sprang Maria Kirch für ihren kränkelnden, schon 61jährigen Mann ein und übernahm seine Aufgaben teilweise oder vollständig - kann davon ausgegangen werden, dass Maria in diesem Zeitraum an den Observationen und astronomischen Berechnungen Gottfrieds mindestens beteiligt war. J. H. Hoffmann (1669-1716), der Assistent Gottfrieds, war offensichtlich wenig kompetent [8].
Observationen und Berechnungen der Kirchs 1700-1710 (Auswahl): - Merkurtransit 1707 - Aurora borealis (Nordlicht), Maria
Kirch 1707 - Konjunktion der Sonne mit Saturn und
Venus, Maria Kirch 1709 [4] - Vorhersage von astronomischen Daten
der Konjunktion von Jupiter und Saturn, Maria Kirch 1709 [3]
Kometen und Kalender (1710-1720) Nach dem Tode Gottfried Kirchs (1710) wurde Hoffmann Hilfsastronom (,,Adjunct") der Sozietät in Berlin. Eine Bewerbung Maria Kirchs für das Amt des Hilfsastronomen wurde abgelehnt. Marias Enttäuschung spiegelt sich in ihren Worten wider: ,,Jetzt gehe ich durch eine öde Wüste, und weil ...das Wasser knapp ist ... schmeckt es bitter." [8].
Maria (und ihre Töchter Christina und Margaretha) arbeiteten zunächst in der Sternwarte von Krosecks. 1712 wurde Maria von der Sozietät endgültig als Hilfsastronomin abgelehnt, mit der fadenscheinigen Begründung, ihr Ansinnen sei ,,ungereimt" und ,,unzulässig" [8]. Sie verließ verbittert die Sozietät und wohnte nun im Haus von Krosecks. Ihre Arbeit an der Privat-Sternwarte brachte immerhin eine Aufwertung ihrer Stellung mit sich. Sie war nun ,,Meisterin" der Astronomie mit zwei Schülern als Assistenten und veröffentlichte selber Berichte. Ab 1716 arbeiteten Maria und ihre Töchter als Assistentinnen des Sohnes, Christfried Kirchs, des neuen ,,Astronoms" der Sozietät. 1716 erhielt die Kirch-Familie eine Einladung Zar Peters des Großen, als Astronomen nach Moskau zu kommen. Sie lehnten jedoch ab [8].
Beobachtungen der Kirchs 1710-1720 (Auswahl): - Jupitermonde 1715 und 1716 - Komet C/1718 B1 zusammen mit Sohn
Christfried 1718 - Komet Halley im Jahr 1718 [4]
Obwohl Maria Kirch 1717 endgültig aus dem Observatorium der Sozietät ,,verbannt" wurde, setzte sie ihre Beobachtungen privat fort. Ihre Familie ernährte sie durch die Herstellung astronomisch exakter Kalender, für die sie bereits seit 1700 hauptsächlich zuständig war. Sie starb im Jahr 1720 im Alter von nur 50 Jahren am Fieber [8].
Fazit Das Leben Maria Margaretha Kirchs als Wissenschaftlerin wurde durch einen grundlegenden Widerspruch bestimmt. Einerseits waren die Ergebnisse ihrer
G E S C H I C H T E 85
astronomischen Forschung für die Sozietät in Berlin wichtig, ja wegen der lukrativen Kalenderarbeit Marias finanziell unverzichtbar. Andererseits verweigerte die Akademie ihr aber die offizielle Anerkennung, z.B. durch die Verleihung eines Amtes. Dieser Patriarchalismus der institutionellen Wissenschaft konnte erst im 19. Jahrhundert überwunden werden. Die Liste der Beiträge Maria Kirchs zur beobachtenden Astronomie der ersten Hälfte des 18. Jahrhunderts ist eindrucksvoll. Neben ihrer Entdeckung des Kometen C/ 1702 H1 wurde sie u.a. auch durch ihre Beobachtung des Nordlichtes und der Planetenkonjunktionen bekannt.
Die Stadt Mannheim fand ihre Arbeit immerhin so bedeutend, dass sie eine Straße nach ihr benannte [6]. Die wohl überzeugendste Würdigung der astronomischen Leistungen Maria Margaretha Kirchs findet sich bei ihrem Fürsprecher Wilhelm Gottfried Leibniz. Er beschrieb sie in seinem Brief an Kurfürstin Sophie als ,,une femme des plus savantes, qui peut passer pour une rarete ... c'est à dire dans l'Astronomie" [,,eine Frau von großer Gelehrsamkeit und eine Rarität in der Astronomie", d. V.] [1].
Abb. 2: Die Bahn des Kometen von 1702 (http://bibliothek.bbaw.de/bibliothek-digital/digitalquellen/schriften/Miscellanae Berolingensia, 1710)
[7] Mommertz, Monika, Schattenökonomie, S.40ff; http://edoc.bbaw.de/ oa/series/reXaIF2DOtIqw/ PDF/27DPYkT1uhgo_201.pdf
[8] Schiebinger, Lona, Schöne Geister, KlettCotta Verlag 1993, S. 131-133, 141ff
Literatur: [1] Harnack, Adolf, Geschichte der
Königlich-Preußischen Akademie der Wissenschaften zu Berlin, Bd. 1, Reichsdruckerei, Berlin: 1900, S. 114 und Bd. 2, Nr. 60; http://bibliothek.bbaw.de/ bibliothek digital/digitalquellen/schriften/ [2] Kirch, Gottfried, De Cometa Anno 1702 observato, Miscellanea Berolinensia, 1710]; http://bibliothek.bbaw.de/bbaw/ bibliothek-digital/digitalequellen/ [3] Kirch, Gottfried, Schriften, Miscellanea Berolinensia, [1710]; http://bibliothek. bbaw.de/bbaw/bibliothek-digital/digitalequellen/ [4] Kirch, Christfried, Verschieden Schriften, Miscellanea Berolinensia, [1723]-[1740]; http://bibliothek.bbaw.de/bbaw/bibliothekdigital/digitalequellen [5] Leibniz, Gottfried Wilhelm, Der Briefwechsel mit den Jesuiten in China (1689-1714); http://www.convivio-mundi. de/home/index.html [6] Stadtarchiv Mannheim; http://www. stadtarchiv.mannheim.de/strassen/index. php?table_name=Stra%DFen&functi on=details&where_field=ID&where_ value=2535
Abb. 3: Sternwarte des Geheimrates von Kroseck (Wikipedia, http://de.wikipedia.org/Berliner_Sternwarte.html)
VdS-Journal Nr. 27
86 J U G E N D A R B E I T
VEGA-News
von Susanne M. Hoffmann
In den letzten Monaten wurde der InternetAuftritt der VEGA komplett neu gestaltet. Wir bedauern das Ausscheiden unseres ,,Webmasters der ersten Stunde" Willem van Kerkhof, der in Eigenregie ein sehr ehrgeiziges Projekt realisierte. Nicht nur eine Webseite, sondern auch eine komplette Datenbank und ein online-Verwaltungssystem programmierte und administrierte er jahrelang allein. Da er aus beruflichen Gründen derzeit kaum noch ehrenamtlich arbeiten kann, wurde ein neues Webteam gegründet.
Im Zuge der kompletten Neugestaltung des Internetauftritts werden auch Umstrukturierungen und Ergänzungen vorgenommen. Beispielsweise wurde die Rubrik ,,Schulastronomie" gründlich überarbeitet. Hier werden Lehrmaterialien und Unterrichtsideen für Lehrende aller Schultypen und Altersgruppen zur Verfügung gestellt. Sie stammen von unseren Mitgliedern, teilweise direkt aus der Forschung und wurden auf dem ASL oder bei ähnlichen Anlässen erprobt.
In Zusammenarbeit mit dem DLR Berlin wurden Bastelbögen für Himmelskörper in Projektion verschiedener Platonischer Körper erstellt. So gibt es einen Himmelsdodekaeder, einen Mondikosaeder, einen Marsglobus und andere Schnittmuster. Sie sind als Datei herunterladbar - egal, ob für den Unterricht, das Schulhoffest oder den Bastelnachmittag in der Familie.
Ganz herzlichen Dank all unseren UnterstützerInnen, die Fotos oder Schnittmuster zur Verfügung stellten!
Die VEGA in der proAstro-Initiative Den jahrelangen Kampf um das Schulfach Astronomie in Sachsen haben wir Anfang 2007 leider verloren: Wider aller Fachgutachten und öffentlicher Proteste wurde das Schulfach zum neuen Schuljahr abgeschafft. Damals hatte nicht nur die VEGA, sondern auch der VdS-Vorstand neben vielen anderen nach Dresden geschrieben und um Erhalt des Faches gebeten.
Trotz des endgültig negativen Beschlusses im Januar 2007 besteht die Kerngruppe der proAstro-Initiative fort. In kleinen Gruppen oder einzeln treten die Aktivisten nun jeweils zuhause, auf Landesebene, für dieses Schulfach ein. Wenngleich der politische Streit 2006/7 kulminierte und der ablehnende sächsische Beschluss ein herber Rückschlag war, wollen sich Lehrer und Schüler weiterhin für das beliebte Fach einsetzen. Manche liebäugeln sogar mit der Idee, im Jahr der Astronomie (2009) einen bundesweiten
Dachverband zu gründen. Ziele und Vorgehen in dieser Richtung stehen allerdings noch in den Sternen, d.h. über Form, Stil und Struktur besteht noch ebenso Uneinigkeit wie über die Inszenierung einer ,,Gesellschaft für Schulastronomie" (Stand Mai 2008).
Der bisherige lockere Verband namens ,,proAstro" wurde vor Jahren zum Zweck dieses gemeinsamen politischen Engagements in Sachsen und Brandenburg gegründet. Die VEGA, mit Sitz in Berlin, gilt offiziell als Berliner Landesverband der nicht eingetragenen Initiative. Auch auf diesem Gebiet arbeiten wir natürlich überregional und vermitteln Kontakte zwischen den Aktiven, denn es gibt Mitglieder von uns, die sich in Hessen oder Brandenburg für Astronomie als Schulfach einsetzen. Zwei Schülerinnen aus Niedersachsen wollen nun sogar eine bundesweite Umfrage starten.
Weitere Aktivisten - gerne auch für andere Bundesländer oder überregional - sind uns stets willkommen. Bitte melden Sie sich bei: Susanne M. Hoffmann smh@vega-astro.de +49 (0)30 674 70 28
Astronomie beim Segeln
von Esther Kohnen
AstroNavi, Astronomische Navigation, dieses Fach findet man selten auf dem Stundenplan eines Elftklässlers. Für mich war dies ein halbes Jahr Realität, da ich die ,,High Seas High School" besucht habe. Das ist keine gewöhnliche Schule. Es gibt sie nur die Hälfte des Jahres und sie ist nur für Schüler der 11. Klasse. Eine weitere Besonderheit ist, dass ihr Klassenzimmer die Messe, bzw. bei gutem Wetter das Hauptdeck, eines Schiffes ist. In meinem Fall habe ich die Zeit auf dem Segelschulschiff ,,Thor Heyerdahl" gewohnt, gelernt und auch gearbeitet. Abgelegt haben wir im Oktober 2006
VdS-Journal Nr. 27
in Kiel. Die Route führte uns nach Teneriffa, von dort aus über den Atlantik, nach Costa Rica, Belize und Kuba. Auf dem Rückweg haben wir noch auf den Bermudas und
Abb. 1: Mondfinsternis am 03.03.2007, beobachtet in Havanna
J U G E N D A R B E I T 87
Abb. 2: Die Thor Heyerdahl vor der untergehenden Sonne.
den Azoren halt gemacht, bis wir schließlich im April 2007 in Hamburg unsere Eltern wieder in die Arme nehmen konnten. An Bord waren wir 30 Schülerinnen und Schüler sowie bis zu 14 Personen Stammbesatzung, also zum Beispiel dem Kapitän, dem Maschinisten, dem Bordarzt und auch Lehrern. Den AstroNavi-Unterricht hat der Kapitän höchstpersönlich erteilt. In den ersten Stunden erlernten wir Dinge, die zum Handwerkszeug gehören, z.B. Uhrzeiten addieren und subtrahieren, was auf Grund der nur bis 60 bzw. 24 gehenden Einteilungen nicht ganz einfach ist. Danach ging es dann zu den eigentlichen Zielen des Unterrichtes: nur mit Hilfe der Sonne den eigenen Standort herauszufinden. Eine bequeme Möglichkeit ist gegen Mittag gegeben, zu dieser Zeit kann man seine Länge gut ermitteln. Man bestimmt einfach, wann die Sonne genau kulminiert und korrigiert das Ergebnis mit Tabellenwerten. Da die Sonne an ihrer höchsten Stelle einen Moment stehen zu bleiben scheint, kann man so keine Uhrzeit bestimmen die genau genug ist. Daher ,,schießt" man die Sonne mit dem Sextanten einmal bevor sie kulminiert und notiert Uhrzeit und Höhe. Anschließend wartet man ab und notiert den Zeitpunkt,
wo sie wieder genau auf diese Höhe abgefallen ist. Die arithmetische Mitte der beiden Uhrzeiten ergibt die Mittagszeit (Achtung: diese ist in den seltensten Fällen genau 12 Uhr). Gerechnet wird immer mit Uhrzeiten in GMT. Schließlich möchte man als Ergebnis ja den ,,Abstand" zum Nullmeridian durch Greenwich haben. Ebenfalls zur Mittagszeit lässt sich auch die geographische Breite bestimmen. Auch hier kommt wieder der Sextant zum Einsatz. Man fängt kurz vor der Kulmination der Sonne an, diese zu beobachten. Solange diese steigt, führt man den Sextanten nach. Beginnt sie zu fallen, verstellt man nichts mehr und liest die gemessene Höhe ab. Dieses Ergebnis wird dann wieder korrigiert, dabei beachtet man den Fehler des Sextanten und die Augenhöhe über Normalnull. Dieser Wert muss dann von 90 Grad abgezogen werden. Anschließend wird noch der Deklinationswert der Sonne dazu gerechnet. Schließlich bewegt diese sich ja nicht auf dem Himmelsäquator sondern auf der Ekliptik entlang. Das Ergebnis ist die Breite des Aufenthaltsortes. Wenn man ungefähr weiß, wo man sich befindet, kann man auch zu anderen Zeiten eine Sonnenstandlinie bestimmen. Die Mittagsbreite ist nur eine vereinfachte Form davon. Als Ergebnis erhält man
eine Gerade. Mit einer Geraden kann man nicht besonders viel anfangen, da man sich an jedem Punkt dieser Geraden befinden kann. Hat man jedoch mehrere, so kann man sie miteinander ,,versegeln". Hat man z.B. zwei Linien im Abstand von einer Stunde gemacht, so nimmt man die erste und verschiebt sie parallel. Man verschiebt sie so weit, wie man innerhalb dieser einen Stunde gekommen ist (den eigenen Kurs muss man dabei beachten). Der Schnittpunkt mit der zweiten Linie entspricht der Position. [s. Abb. 3] Die Sonne lässt sich auch durch Himmelsobjekte wie den Mond, Planeten und Sterne ersetzen. In allen Fällen sind aber noch zusätzliche Korrekturen erforderlich. Bei einer sogenannten Schiffsübergabe mussten wir Schüler beweisen, dass wir ein Schiff auch ohne elektronische Navigationsgeräte sicher zum Ziel führen können. Schiffsübergabe bedeutet, dass alle wichtigen Positionen an Bord von uns Schülern übernommen wurden. So mussten wir z.B. einen Kapitän und eine Projektleitung wählen. In dieser Zeit wurde für 5 Tage das GPS-Gerät ausgeschaltet. Am Ende dieser Tage lagen wir gerade einmal 4,8 Seemeilen neben dem Ort, den wir ermittelt hatten. Damit hätten
VdS-Journal Nr. 27
88 J U G E N D A R B E I T
wir unser Ziel immerhin schon gesehen. Des Nachts haben wir unsere Position nur durch ,,koppeln" weitergeführt. Dazu schätzt man, wie schnell das Schiff fährt und wie viel es von Strom und Wind versetzt wird. Über einen längeren Zeitraum ist dies aber ziemlich ungenau. Für Astronomie, wie sie die meisten vom Festland gewohnt sind, gibt es an Bord eines Schiffes leider nicht so gute Möglichkeiten. Durch das Schaukeln ist es schon schwierig, mit einem Feldstecher ein Objekt länger zu betrachten. Dafür lassen sich durch die südlicheren Breiten andere Sternbilder sehen, wie z.B. das Kreuz des Südens. Des Weiteren hatte ich das Glück, im Hafen von Havanna eine Mondfinsternis teilweise beobachten zu können. Wie ich später erfuhr, blieb den meisten Menschen in Deutschland die Sicht durch Wolken versperrt.
Abb. 3: ,,Versegeln" der Sonnenstandlinie (wird im Text erklärt)
19th European Union Contest 2007
von Raphael Errani
Freitag, 14. September 2007, 5:30 Uhr, Frankfurt Kelsterbach. Ein Taxi bringt uns in Richtung Flughafen. Wir, das sind Florian, noch ein Florian, Henrike, die Landeswettbewerbsleiterin des Bayrischen Jugend forscht Wettbewerbs Monika Christl und ich. Drei Projekte, die in der kommenden Woche in Spanien ihre Ergebnisse der Öffentlichkeit und einer Jury präsentieren dürfen. Einchecken gegen 6:00, Abflug um kurz nach 8:00. Brussel Airlines bringt uns in Belgiens Hauptstadt, von dort aus geht es mit 30 Minuten Verspätung, um zwei Stunden verschobenem Flug und Teilnehmern aus Tschechien und Österreich in Richtung Valencia. Nach einer Gewitterlandung freuen wir uns alle, dass unser Gepäck nicht nur vollständig durchnässt, sondern auch in Bezug auf die mitgeschickten Gegenstände vollständig eintrifft. 20 Grad, Dauerregen, 15 cm Wasser auf den Straßen, der Bus quält sich bis zum Hotel. Angenehmer ist das Welcome-Dinner: Unterschiedliche Fischsorten, Meeresfrüchte, Nachspeise, Obst und viel Zeit, um Kontakt zu anderen Teilnehmern, vor allem zu Franzosen, aufzunehmen und den anstrengenden Tag zu verdauen. Gespräche über Schulsysteme, den Aufbau des jeweiligen nationalen Wettbewerbs, Projekte und Berufswünsche führen durch den Abend.
VdS-Journal Nr. 27
Am Samstag werden ab 9:00 Uhr die Stände gestaltet. Die Wolken sind noch nicht ganz abgezogen, der Himmel ist jedoch deutlich heller, die Luft noch recht feucht. Begrüßung durch Universität und Regierung. Es ist viel Konzentration erforderlich, um den Sinn der spanisch ausgesprochenen englischen Sätze zu erfassen. Nach diesen intellektuellen Strapazen kommt angenehmes Abb. 1: Rahmenprogramm: Zeit für ein Gruppenfoto. Von links nach rechts: Monika Stadtführung. Die Christl, Florian, Henrike, Florian und ich wichtigsten Sehenswürdigkeiten werden abgelaufen. Die Wolken sind inzwischen spanischer Musik Paella gegessen, eine vollständig verschwunden, die Luft ist Tanzgruppe ist bestellt und führt dazu mit vermutlich 25 Grad für den Abend äußerst synchrone Choreografien durch, sehr angenehm zum Gehen. Gespräche mit angenehm zu beobachten. Die Musik anderen Wettbewerbsteilnehmern schrän- bekräftigt die gute Laune und verdrängt ken das Verfolgen der Ausführungen des die Müdigkeit. Stadtführers ein, sind jedoch keineswegs Sonntag besichtigen die Juroren der weniger interessant. Abends wird bei 15-köpfigen Jury einzeln die 80 Projekte.
J U G E N D A R B E I T + K L E I N E P L A N E T E N 89
Drei Stunden am Vor- und eben so lange am Nachmittag sind eingeplant. In der Zwischenzeit vertreiben einem die anderen Teilnehmer die Zeit. Am Abend wird der botanische Garten der Universitat de Valencia besucht. Ein interessanter Vortrag, Musik und zumindest mir sehr gut schmeckendes Essen bilden die Grundlage für internationalen Gedankenaustausch.
Der Montag ist dem Sonntag sehr ähnlich. Jury-Runden am Vor- und Nachmittag, lediglich ist am Nachmittag die Ausstellung nun auch für die Öffentlichkeit geöffnet. Mehrere Schulklassen lassen sich die Projekte vorstellen, auch die Anzahl an Pressevertretern ist bedeutend gestiegen. So sind nun auch ein für das Spektrum und ein für den Spiegel berichtender Journalist anwesend.
Wissenschaftstreffen haben meist einen kulturellen Gegenpol, dieser fand am Montag Abend Bedeutung: In der Palau de la Musica wird einem Konzert des University of Valencia Orchestra zugehört. Es werden unter anderem Mussorgskis Bilder einer Ausstellung gespielt, gemütliches Ausklingen lassen eines anstrengenden Tages.
Dienstag, 11:00 Uhr, Oceanografic, Red Sea Hall. Ein riesiges Aquarium im Hintergrund, Spannung in der Luft. 1,5 Stunden Reden von Politikern und Organisatoren des Wettbewerbs. Danach Preisverleihung. An Florian und Henrike geht ein erster Preis, an Florian ein 3. und an mich der Preis der European Space Agency. Große Freude auf allen Seiten, Mittagessen, danach Freizeit.
Diese wird genutzt, um die Tiervielfalt im Oceanografic zu bewundern: Etliche riesige, durchtunnelte Aquarien, in welchen Tiere aus allen Teilen der Erde untergebracht sind. Um 20:00 Uhr beginnt die Abschlussveranstaltung, das FarewellDinner. Letzte Gespräche, kurze Reden, die viele Freude mischt sich nun immer deutlicher mit dem Gefühl, dass es bereits morgen um 4:00 Uhr am Flughafen heißen wird, für den Flug über Madrid nach Berlin einzuchecken.
Entdeckerglück: der NEO 2008 FN6
von Wolfgang Ries
Seit dem Herbst 2003 beschäftige ich mich in meiner Sternwarte [1] im oberösterreichischen Altschwendt intensiv mit Kleinplaneten. Beim Minor Planet Center (MPC) ist sie als Kleinplanetenstation A44 ,,Altschwendt" registriert. Da ich den Kontakt und Gedankenaustausch mit Gleichgesinnten sehr wichtig finde, trat ich auch der Fachgruppe Kleinplaneten der VdS bei. Im Februar 2004 entdeckte ich meine ersten Kleinplaneten, denen bis heute noch einige weitere folgten. Die meisten Entdeckungen sind natürlich Hauptgürtelasteroiden, da es von denen am meisten gibt. Aber auch ein paar Marsbahnkreuzer oder ein JupiterTrojaner sammelten sich in den Jahren an. Seit Ende März befindet sich nun auch ein NEO in der Entdeckungsliste von A44.
Begonnen hat es in der Nacht vom 29. auf den 30. März 2008. Damals habe ich beschlossen, meinem Jupiter-Trojaner 2007 EB27 eine zweite Opposition zu verpassen. Daher schwenkte ich gegen 1.00 Uhr morgens in das Sternbild Bootes, wo 2007 EB27 sein sollte.
Der Trojaner war tatsächlich ganz in der Nähe der vorausberechneten Position. Mit ca. 21 mag hüpfte er auf der Aufnahmeserie schräg nach oben. Zusätzlich blinkte
Abb. 1: Kleinplanet 2008 FN6 am 7. April 2008 in der Nähe von NGC 5665. Mit einem 18" Newton bei F/3,7 und einer ST10-XME aufgenommen. Das Bildfeld beträgt ca. 25x17 Bogenminuten und Norden ist oben.
ein bisher unbekannter Brocken unweit von 2007 EB27. Er war heller und seine Bewegungsrichtung verlief ungefähr von Norden nach Süden. Damit unterschied sich sein Positionswinkel der Bewegung doch deutlich von den anderen
Kleinplaneten in der Gegend. Verdächtige Objekte kann man beim MPC [2] auf ihre NEO-Eigenschaften [3] überprüfen lassen. Das NEO-Rating ergab aber nur einen Wert von ca. 0,1. Damit sich das MPC sofort um ein verdächtiges Objekt küm-
VdS-Journal Nr. 27
90 K L E I N E P L A N E T E N
mert, müsste der Wert von 0,5 oder höher erreicht werden. Also machte ich in der nächsten Nacht die geforderte zweite Nacht und meldete den damals unbekannten Kleinplanet als ALT0295 an das MPC. Am 1. April 2008 erhielt ich die Designation vom MPC: ALT0295 K08F06N.
Damit war ALT0295 offiziell ein Altschwendter mit der provisorischen Bezeichnung 2008 FN6.
Nun lies das Wetter eine Woche keine Beobachtung des Brockens zu. Erst in der Nacht vom 7. auf 8. April klarte es endlich wieder auf. Die Gelegenheit nutzten Rolf Apitzsch von der Station 198 und ich, um 2008 FN eine dritte Nacht und damit die Grundlage für einen Orbit zu verpassen. Üblicherweise gibt das MPC innerhalb eines Tages den Orbit nach dem Einreichen der dritten Nacht bekannt. Diesmal dauerte es aber bis zum Abend des 10. April. Zuerst freute ich mich nur, dass das MPC endlich unsere Beobachtungen vom 7. April 2008 dem 2008 FN6 zugeordnet hatte, und dann gab es eine riesige Überraschung, als ich das kleine Anhängsel ,,NEO" entdeckte. Da jährlich nur ungefähr eine Handvoll der ca. 600 NEO-Entdeckungen von Amateuren verbucht werden, dachte ich zuerst an einen Fehler. Habe ich mich etwa beim Namen vertippt? Nein, 2008 FN6 stimmte! Also einen genaueren Blick auf die Information der MPC-Seite geworfen. Dort sah ich, dass das MPC ein paar Stunden vorher ein MPEC (Minor Planet Electronic Circular) über 2008 FN6 [4] herausgebracht hatte. Kurze Zeit später verständigte ich meine
Abb. 2: Orbit des Kleinplaneten 2008 FN6. (Quelle: http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb. cgi?sstr=2008FN6;orb=1)
Kollegen von der Follow-up-Gruppe der Fachgruppe über 2008 FN6 und bat um weitere Beobachtungen. In der Nacht klarte es aber nur bei mir auf und ich konnte den Orbit um einige Tage verlängern. Dabei passierte 2008 FN6 die Galaxie NGC 5665 (Bild 1). Die kleine Strichspur im Kästchen zeigt den nun 20 mag hell gewordenen NEO, dessen Geschwindigkeit auch schon stark zugenommen hatte und damals ca. 0,93"/min betrug. In den nächsten Wochen wurde 2008 FN6 ca. 18 mag hell und über 6"/min schnell.
Zum Zeitpunkt des Verfassens dieses Artikels waren 120 Positionen von 13 verschiedenen Kleinplanetenstationen gemeldet worden, darunter die Fachgruppenmitglieder 113 ,,Drebach", 198 ,,Wildberg", B21 ,,Geisberg" und B36 ,,Redshed Observatory-Kallham". Er war zu einem Kleinplaneten der FG geworden.
Auf diesem Wege herzlichen Dank an die fleißigen Beobachter für ihre Messungen.
Der Kleinplanet 2008 FN6 ist ein Mitglied der Amorfamilie. Er ist ca. 350 m groß und kann sich der Erde auf ca. 16 Mio. Kilometer nähern. Für einen Umlauf um die Sonne braucht er ca. 2,1 Jahre, siehe Bild 2. Aktuelle Bahndaten sowie weitere Information können unter http://members. infodat.at/Sternwarte_Seng/2008_FN6. htm abgerufen werden.
Links: [1] Homepage: http://members.infodat.at/
Sternwarte_Seng/index.htm [2] MPC: http://www.cfa.harvard.edu/iau/
mpc.html [3] NEO Rating: http://www.cfa.harvard.edu/
iau/NEO/PossNEO.html [4] MPEC 2008-G63: 2008 FN6: http://cfa-
www.harvard.edu/mpec/K08/K08G63.html
Beobachtung von One-Opposition Kleinplaneten
von Jens Kandler
Wem als Beobachter von Kleinplaneten nur wenig Öffnung zur Verfügung steht, hat es schwer geeignete Objekte zur Beobachtung zu finden. Mit diesem Problem sehen sich viele Bobachter von Kleinplaneten konfrontiert. Mit entsprechender Software, wie dem Programm ,,EasySky" von Matthias Busch, ist es dennoch möglich sich geeignete Objekte zur Beobachtung herauszusuchen.
Schon seit einigen Jahren suche ich, wenn es meine knappe Zeit erlaubt, in der Sternwarte Drebach mit einem 180 / 1600
mm-Refraktor von ASTRO PHYSICS in Verbindung mit einer älteren ST6-CCD -Kamera von SBIG nach so genannten One-Opposition Kleinplaneten. Dies sind Objekte, die nur in einer einzigen Opposition beobachtet wurden. Somit ist eine Beobachtung sinnvoll, um deren Bahnen zu verbessern.
Aufgrund des kleinen Gesichtsfelds von ca. 13 x 18 Bogenminuten, macht es nur Sinn One-Opposition Kleinplaneten aufzuspüren, deren Bahnbögen größer als 25 Tage sind. Selbst dann kann Jahre nach der letz-
ten Beobachtung eine Suche über mehrere Gesichtfelder notwendig sein. Wer jedoch nicht den gesamten Himmel nach seinem ,,Liebling" absuchen möchte, kann sich vom Astfinder des Lowell-Observatory [1] entsprechende Aufsuchkarten herunterladen. In den Aufsuchkarten ist neben dem Beobachtungsobjekt auch eine ,,line off variation" eingezeichnet, in deren Bereich der Kleinplanet zu finden sein sollte.
Beobachtung des Kleinplaneten 2004 XL130 In der Nacht vom 16. zum 17. Oktober
VdS-Journal Nr. 27
K L E I N E P L A N E T E N 91
2007 standen wieder einmal einige One-Opposition Kleinplaneten auf dem Beobachtungsprogramm. Einer davon war das Objekt 2004 XL130. Seine Bahndaten sahen vielversprechend aus. Das beobachtete Bahnstück war mit 62 Tagen sehr lang, und außerdem hatte er schon einen Unsicherheitswert von U4.
Neben diesen sehr erfreulichen Werten stand das Objekt meiner Begierde außerdem im Sternbild Giraffe, hatte also mit fast 60 Grad einen sehr hohen Deklinationswert und war somit zu diesem Zeitpunkt zirkumpolar. Keiner hatte ihn in der jetzigen Opposition gefunden, und das bei einer scheinbaren Helligkeit von knapp 18. Größenklasse.
Das Fernrohr war schnell auf die entsprechende Region ausgerichtet und die Kamera einsatzbereit. Zwanzig Aufnahmen mit einer Belichtungszeit von einer Minute wurden angefertigt und anschließend mit der Funktion ,,Track and Stack" vom Programm Astrometrica [3] ausgewertet. Unweit der berechneten Position mit einer Abweichung von 6 Bogenminuten in Rektaszension und 4 Bogenminuten in Deklination zeigte sich ein Objekt, das sich mit derselben Geschwindigkeit und im gleichen Positionswinkel wie 2004 XL130 bewegte.
Zur Bestätigung folgte eine zweite Aufnahmeserie mit 20 Bildern. Aus den vorliegenden Beobachtungen konnten 8 Positionen bestimmt werden, die an das Minor Planet Center (MPC) [4] geschickt wurden.
Das MPC hatte nichts an diesen Beobachtungen auszusetzen und somit hoffte
Abb. 1: Bahndaten von 2004 XL130 vor der Beobachtung (Quelle: Bildschirmkopie von Easy Sky [2])
Späte Gewissheit Ende Januar 2008 erinnerte ich mich wieder einmal an die rätselhafte Beobachtung vom Oktober 2007. Jeder Beobachter ist schließlich neugierig, was aus seinen Beobachtungen wird. Mit dem Minor Planet Ephemeriden Service [5] holte ich mir die Daten von 2004 XL130, von dem inzwischen Positionen aus drei Oppositionen vorlagen. Die Beobachtungen der Volkssternwarte Drebach mit dem IAU-Code 113 sind inzwischen in die Bahnberechnung eingeflossen, aber auch ältere Beobachtungen aus dem Jahr 1992 wurden aufgefunden und haben zur Bahnverbesserung beigetragen.
ich, dass meine Beobachtungen bald die Bahn des Kleinplaneten verbessern. In den nächsten Tagen war nicht nur das Wetter schlecht, was eine Weiterverfolgung von 2004 XL130 verhinderte, sondern, was in meinen Augen noch viel schlimmer war, auch das MPC reagierte nicht auf die Beobachtungen. Ich suchte täglich in den Minor Planet Electronic Circulars nach 2004 XL130, doch Fehlanzeige, meine Beobachtungen hatten scheinbar nichts bewirkt. Der Kleinplanet hatte immer noch einen Bahnbogen von 62 Tagen. Auch nach ein bis zwei Monaten veränderte sich nichts an diesem Zustand. Sollte ich vielleicht doch einen neuen Kleinplaneten gefunden haben? Der Minor Planet Checker vom MPC brachte darüber Gewissheit - es war kein neuer Kleinplanet.
Im Nachhinein betrachtet ist es sehr verwunderlich, dass trotz der enormen Helligkeit nur die Volkssternwarte Drebach diesen Kleinplaneten im Jahr 2007 beobachtet hat. Gewiss sind 40 Grad von der Ekliptik entfernt nur selten Kleinplaneten anzutreffen, aber auch hier gibt es hin und wieder einmal einen interessanten Kleinplaneten zu sehen.
Klar ist mir jetzt auch, dass meine Beobachtungen der zweiten Opposition nur aus einer Nacht stammten und daher, ähnlich wie bei Neuentdeckungen, nicht für eine Bahnverbesserung ausgereicht haben. Weitere Beobachtungen in einer der Folgenächte hätten zu einer zügigeren Bearbeitung beigetragen. Diese wurden vom Wetter und später wohl auch vom inneren Schweinehund verhindert.
Abb. 2: 2004 XL130 als Komposit aus 10 Aufnahmen mit einer Einzelbelichtungszeit von 1 min (Angefertigt mit Astrometrica [3])
VdS-Journal Nr. 27
92 K L E I N E P L A N E T E N
Wer auf der Suche nach sinnvollen, die Fachwissenschaft unterstützenden Beobachtungen ist, ist bei der Beobachtung von One-Opposition-Kleinplaneten auf dem richtigen Weg. Die FG Kleine Planeten der VdS, in welcher der Autor Mitglied ist, hilft gern.
Links [1] Astfinder des Lowell-Observatory: http://
asteroid.lowell.edu/cgi-bin/astfinder [2] EasySky: http://www.easysky.de/ [3] Astrometrica: http://www.astrometrica.at/ [4] Minor Planet Center: http://www.cfa.
harvard.edu/iau/mpc.html [5] Minor Planet Ephemeriden Service:
http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPEph/ MPEph.html
2004 XL130
Bahnelemente
Display all designations for this object
Epoch 2008 May 14.0 TT = JDT 2454600.5
M 82.56503
(2000.0)
n 0.30207658
Peri. 75.76138
a 2.1998413
Node 299.27469
e 0.2810983
Incl. 22.66156
P 3.26
H 16.3
G 0.15
U 3
From 84 observations at 3 oppositions, 1992-2008, mean residual 0".53.
Datum
19920128 19920128 19920128 20041209 20041209 20041209 20041209 20041218 20041218 20041218 20041218 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20041219 20050111 20050111 20050111 20050111 20050111 20050115 20050115
Obs-Code
691 691 691 703 703 703 703 704 704 704 704 734 734 734 734 701 703 703 703 701 G96 703 G96 G96 G96 704 704 704 704 704 704 704
Messfehler
0.1- 0.50.4- 0.10.1- 0.21.3- 1.00.2- 0.20.1+ 0.4+ 0.9- 0.30.5+ 0.3+ 0.1+ 0.30.2+ 0.3+ 0.1- 0.90.4- 0.10.5- 0.10.4- 0.91.2- 0.7(0.2+ 1.9+) 0.0 0.30.3- 0.3+ 0.4- 0.10.4- 0.1+ 0.3- 0.2(0.8- 1.6+) 0.2- 0.10.4- 0.10.3- 0.10.1+ 0.6+ 0.2+ 0.6+ 0.4- 0.20.3+ 0.0 0.3+ 0.5+ (1.9+ 1.1+) (1.5+ 2.2+)
Datum
20050115 20050115 20050115 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050117 20050202 20050202 20050202 20050202 20050202 20050202 20050202 20050202 20050209 20050209
Obs-Code
704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 704 703 704 703 703 704 703 704 704 699 699
Messfehler
1.2+ 1.2+ (1.1+ 2.6+) (1.0+ 1.9+) 0.0 0.1+ 0.3+ 0.20.1+ 0.5+ 0.6+ 0.1+ (0.0 2.7+) 0.3+ 0.60.4- 0.1+ 0.9+ 0.8+ 1.2+ 1.3+ 0.2+ 0.50.5- 0.1+ 0.1+ 0.5(1.4+ 2.5+) 0.2+ 1.1+ 0.9+ 0.3+ 0.9+ 0.4+ (1.1+ 3.0+) 0.0 0.30.1+ 0.4+ 0.6- 0.0 0.0 0.20.5- 0.2+ (1.6- 0.2+) 1.2+ 0.0 0.8- 0.7+ 0.1- 0.8(0.7- 1.8-) 0.5+ 0.4+ 0.3- 0.1+
Datum
20050209 20050209 20050209 20050209 20050209 20050209 20050209 20071016 20071016 20071016 20071016 20071016 20071016 20071016 20071016 20080103 20080103 20080103 20080104 20080104 20080104 20080104 20080104 20080104 20080104 20080104 20080113 20080113 20080113 20080206 20080206 20080206
Obs-Code
699 699 704 704 704 704 704 113 113 113 113 113 113 113 113 H51 H51 H51 H51 H51 H51 H51 H51 H51 H51 H51 704 704 704 704 704 704
Messfehler
0.5+ 0.0 0.3- 0.30.2- 0.30.1- 0.2+ 0.1- 0.8+ 0.1- 0.10.1- 0.50.5- 0.20.1- 0.50.2- 1.4+ 0.9- 0.9+ 0.2- 0.1+ 0.3- 0.10.5- 0.30.9- 1.00.0 0.0 0.2- 0.1+ 0.4- 0.40.4+ 0.1(1.5+ 0.3+) 1.0+ 0.3+ 0.2+ 0.30.2- 0.20.0 0.3+ 0.8+ 0.4 0.7+ 0.5+ 1.4- 1.0+ 0.3+ 0.20.7+ 0.0 0.8+ 0.41.1+ 0.20.0 0.7+
Last observed on 2008 Feb. 6. Perturbed ephemeris below based on elements from MPO 133430.
Tab. 1: Die nach der Beobachtung aktualisierten Bahnelemente (Kasten ganz oben). Man beachte, dass jetzt Beobachtungen aus drei Oppositionen vorliegen. Der Bahnbogen und damit auch die Genauigkeit der Bahn haben sich enorm verbessert.
VdS-Journal Nr. 27
K L E I N E P L A N E T E N 93
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und 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.
Für diese Ausgabe stellte Klaus Hohmann zwei Bilder zur Verfügung. Bild 1 zeigt NGC 3810 und den Kleinplaneten (947) Monterosa.
NGC 3810 ist eine relativ unbekannte aber dennoch außergewöhnlich schöne Galaxie im östlichen Löwen. Ihre Entfernung von rund 60 Mio. Lichtjahren (nach NED) und ihre Lage lassen auf eine Mitgliedschaft zum Virgo-Haufen schließen. Nicht ganz so weit entfernt ist der Asteroid (947) Monterosa, ein mit 26,9 km recht kleiner Brocken, der sich einmal in gut 4,5 Jahren auf einer sehr exzentrischen Bahn um die Sonne bewegt. Dabei schwankt sein Abstand zur Sonne zwischen 2,0625 AE (308.545.875 km) und 3,4392 AE (514.497.442 km). Zum Aufnahmezeitpunkt am 17.2.2008 befand sich der Asteroid also in einer ungünstigen ,,Fast-Aphel-Opposition" und war von der Erde 2,2312 AE (333.783.058 km entfernt). Die Punktspur zeigt Monterosas Bewegung mit 28,4"/h vor den Hintergrundsternen in einem zeitlichen Abstand von jeweils 30 Minuten.
Im zweiten Bild begegnete (360) Carlova der Galaxie NGC 5364. Diese ist eine Spiralgalaxie in der Jungfrau mit einer
Abb. 1: NGC 3810 und (947) Monterosa am 17. Februar 2007 um 00.00 UT mit einem 10" SC bei f/4,1 und einer ATiK 16IC-HS aufgenommen. Das Bildfeld beträgt ca. 16x12 Bogenminuten wobei Norden oben ist.
realen Ausdehnung, die der unserer Milchstraße gleicht. In den gut ausgeprägten und perfekt geformten Spiralarmen lassen sich zahlreiche HII-Regionen nachweisen, ein sicheres Zeichen dafür, dass in dieser Galaxie eine rege Sternentstehung stattfindet. NGC 5364 ist 54,5 Mio. Lichtjahre von uns entfernt. Ebenfalls im Bild befindet sich die kleine SB0-Galaxie NGC 5360.
Am 11.5.2008 gesellte sich der Asteroid (360) Carlova zu diesen beiden Galaxien
- eine kosmische Begegnung der besonderen Art, bei der der kleine Asteroid mit nur ,,plutoähnlichen" 13,8 Größenklassen trotzdem eins der hellsten Objekte in diesem Bildfeld darstellte. Die gezeigte Punktspur zeigt die rückläufige Bewegung des Asteroiden von knapp 24"/h in einem zeitlichen Abstand von genau 42 Minuten. Der Asteroid (360) Carlova ist ein 115,8 km großer Körper im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter, der die Sonne in einem mittleren Abstand von 2,999 AE (448.644.400 km) einmal in 5,12 Jahren
Datum/Uhrzeit
01.10.2008/01:00 20.10.2008/21:00 04.11.2008/02:00 28.11.2008/19:00 01.12.2008/24:00 29.12.2008/24:00 24.01.2009/24:00 27.01.2009/24:00
Kleinplanet
mag
(2271) Kiso
14,8
(2721) Vsekhsvyatikij
15,6
(2490) Bussolini
14,9
(189) Phthia
14,2
(923) Herlunga
14,4
(923) Herlunga
15,1
(1180) Rita
15,6
(1299) Merdona
14,9
Objekt
NGC 520 NGC 488 NGC 524 85P/Boethin NGC 1055 M 77 NGC 2903 NGC 2194
Art
mag
Abstand
Gx
12,2
5´
Gx
11,3
3´
Gx
11,3
3´
Ko
10,8
6´
Gx
11,4
1´
Gx
9,7
10´
Gx
9,6
9´
OC
8,5
4´
Tab. 1: Abkürzungen: Gx = Galaxie; OC = Offener Sternhaufen; Ko = Komet
VdS-Journal Nr. 27
94 K L E I N E P L A N E T E N
Abb. 2: NGC 5364 und (360) Carlova am 17. Februar 2007 um 21.58 UT mit einem 10" SC bei f/4,1 und einer ATiK 16IC-HS aufgenommen. Das Bildfeld beträgt ca. 16x12 Bogenminuten wobei Norden oben ist.
umläuft. Zum Zeitpunkt der Aufnahme befand sich (360) Carlova also in einer eher ungünstigen Aphelopposition, so dass sie 2,5411 AE (380.143.500 km) von uns entfernt war. Auch die Rotationsperiode von Carlova ist bekannt. Ein ,,CarlovaTag" dauert 6,188 Stunden. Die Albedo von nur 0,053 zeigt, dass Carlova eine sehr dunkle Oberfläche haben muss. Einzelheiten zu beiden Galaxien und der verwendeten Aufnahmetechnik können
unter [1] bzw. [2] nachgelesen werden. Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll ihnen ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine einfache und bequeme Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden sie auf der Homepage von Co-Autor Klaus Hohmann [3] unter http://astrofotografie. hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische. begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool bis zu 20 kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des DeepSky Objektes oder die des Kleinplaneten selber auswählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden. Wir möchten sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals mit Ihren Bildern 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 eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Literatur/Links:
[1] Homepage: http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/NGC3810.php
[2] Homepage: http://astrofotografie. hohmann-edv.de/aufnahmen/NGC5364.php
[3] Homepage: http://astrofotografie. hohmann-edv.de/grundlagen/
Kleinplaneten und noch mehr unter dem Kreuz des Südens
von Gerhard Lehmann
1. Prolog Wer einmal den dunklen südlichen Sternhimmel mit seiner prachtvollen Milchstraße und den Magellanschen Wolken gesehen hat, der will wieder zurück. Es hat ihn der Namibiavirus gepackt, und gegen einen solchen hilft bekanntermaßen kein Medikament. So entschloss ich mich gemeinsam mit Joachim Lorenz im Jahr 2007 wieder für einen Aufenthalt auf der Farm Tivoli in Namibia. Schon ein Jahr davor wurde geplant, galt es doch vieles miteinander abzustimmen. Diesmal sollte es ein reiner
Beobachtungsaufenthalt werden, also keine Rundreise mit den Familien wie vor fast genau zwei Jahren. So einigte man sich, und da auch die Frauen (wichtig!) ihr Okay gaben, ging es am Dienstag, den 7. August 2008, los. Zunächst mit dem Zug von Chemnitz nach Leipzig und von dort mit dem ICE nach Frankfurt bis zum Flughafen. Erste Probleme beim Einchecken, denn der Notebook von Joachim musste aus dem Handgepäck in meine große Reisetasche umziehen. Nachdem ich gebeten wurde, meine Schuhe auszuziehen, weil der Metalldetektor ,,piepte" und wir den
Beamten unseren Pentax-Refraktor mit der Kameratechnik erklärt hatten, durften wir endlich unser ,,Hefeweizen" genießen.
Pünktlich hob der Flieger am Abend nach Johannisburg ab, und nach einem mehr oder weniger anstrengenden Flug landeten wir - in der Kälte! Mehrere Stunden Aufenthalt in einem sehr schönen, aber ungeheizten Flughafengebäude. Der warme Pullover war natürlich in der Reisetasche! In Frankfurt war Sommer, hier aber Winter. Aber nachdem wir auch dies überstanden hatten, flogen wir von Johannisburg nach
VdS-Journal Nr. 27
K L E I N E P L A N E T E N 95
Windhuk in Namibia. Dort ging alles sehr schnell, denn der Farmer holte uns ab und in den späten Nachmittagsstunden erreichten wir seine Farm.
Nun waren wir also am Mittwoch, den 8. August 2008, wieder in Namibia auf der Farm Tivoli! Wir hatten in diesem Jahr zwei Einzelzimmer im MessierAppartement, also der ehemaligen Wohnung des Verwalters, gebucht. Eine Dusche mit WC, ein Aufenthaltsraum, eine große Küche und eine Bibliothek mit Internetanschluss gehören dazu. Das Besondere ist eine helle, vor Insekten geschützte Diele, die sich zur Rasenfläche des Gartens hin öffnet.
Aber das Besondere an unserem Aufenthalt war, dass wir das größte Teleskop der Farm, den 16-Zoll Hypergraphen gemietet hatten. Er befindet sich in luftiger Höhe
Abb. 1: Farm Tivoli in Namibia, links unten Familie Schreiber
aber wegen der südlichen Deklination von Europa aus nicht beobachtbar waren. Aber auch andere interessante Kleinplaneten, z.B. solche von der NEOCP standen im Mittelpunkt des Interesses. Wir benutzten eine ST-9 CCD-Kamera fokal am 16-Zoll Hypergraphen. Es gelangen uns insgesamt 138 Positionen von 37 Kleinplaneten, die wir unter dem Stationscode 194 Tivoli an das MPC meldeten. Für befreundete Sternwarten konnten wir 12 Kleinplaneten nachweisen. Es gelang uns eine Neuentdeckung, 2007 PS10, die aber an 644 Palomar Mountain/ NEAT verloren ging.
Abb. 2: Morgenstimmung mit Joachim Lorenz am Hypergraphen in luftiger Höhe
auf einer schweren K100-Montierung. Wir verbrachten die erste von insgesamt acht Nächten mit seiner Inbetriebnahme, sowie mit visuellen und photographischen Testbeobachtungen. Wir hatten uns viel vorgenommen.
2. Kleinplanetenbeobachtungen In den Wochen vor der Anreise stellten wir einen Plan der zu beobachtenden Kleinplaneten auf. Im Mittelpunkt standen Objekte befreundeter Sternwarten, deren Beobachtung erwünscht war, die
Kleinplanet
1990 TC10 1990 TD13 1990 TE11 1991 RJ3 2002 SZ37 2003 QS69 2003 SZ223 2007 HW14 1999 RT28 2003 SK129 2004 XM50 2005 BX
Sternwarte
033 Tautenburg 033 Tautenburg 033 Tautenburg 033 Tautenburg 113 Drebach 113 Drebach 113 Drebach 198 Wildberg 611 Heppenheim 636 Essen A35 Hormersdorf A35 Hormersdorf
Nummerierung (162002) 1990 TC10 (160513) 1990 TD13 (160512) Franck-Hertz (163800) Josephschmidt (161156) 2002 SZ37 (163800) 2003 QS69
(161567) 2005 BX
Tab. 1: Beobachtete Kleinplaneten befreundeter Sternwarten. Die Nummerierung erfolgte erst nach unserem Aufenthalt auf Tivoli/Namibia.
VdS-Journal Nr. 27
96 K L E I N E P L A N E T E N
Abb. 3: LRGB - Aufnahme des Jupiters am 13. August 2007 mit dem Mond Io (Zentralmeridian 154 Grad ).
3. Videobeobachtungen am Jupiter Im besonderen Mittelpunkt stand der Planet Jupiter, da er sich wegen seiner südlichen Deklination und unseres südlichen Standortes in der Nähe des Zenits befand. Um die Brennweite des 16-Zoll Hypergraphen zu verlängern, wurde ein 2-Zoll Fluorit Flatfield Converter (FFC) der Firma Baader verwendet. Durch den Projektionsabstand lässt sich ein Verlängerungsfaktor von 3x bis 8x einstellen. Dabei steht die volle Schärfeleistung über die gesamte Bilddiagonale von maximal 90 mm zur Verfügung.
den Plan, diesen Filter in seiner Canon 300D gegen einen neuen Baaderfilter austauschen zu lassen, der genau die Empfindlichkeit im roten Spektralbereich erhöht. Nach kurzer Diskussion beteiligten wir uns an dieser Umbauaktion und durften die so modifizierte Kamera mitnehmen. Guido - herzlichen Dank!
Die Erfahrungen der letzten Jahre hatten aber auch gezeigt, dass dem Aufnahmeobjektiv die gleiche Aufmerksamkeit zu schenken ist. Objektive, die bei Aufnahmen auf eine Filmemulsion zuverlässig ihren Dienst ver-
Zur Bildaufnahme wurde für die Farbkanäle eine handelsübliche WebCam von Philips benutzt. Um den Kontrast und die Bildschärfe zu steigern, setzten wir zusätzlich eine monochrome CCD-Kamera des Typs DMK 21AF04.AS ein. Aus den erhaltenen Videofiles wurden mit dem Programm RegiStax die besten Einzelbilder zu einem Summenbild zusammengesetzt und mit geeigneten Bildverarbeitungsprogrammen bearbeitet.
4. Fotografische Ergebnisse Schon bei unserem ersten Aufenthalt auf Tivoli hatten wir digitale Spiegelreflexkameras von Canon der Typen 300D und 20D am Sternenhimmel benutzt. Auch wenn wir damals von den Aufnahmen begeistert waren, so bemerkten wir doch die geringe Empfindlichkeit im roten Spektralbereich. Dies liegt an einem Sperrfilter, welcher sich vor dem Chip der Kamera befindet. Guido Wollenhaupt, Mitglied in unserem Förderverein der Volkssternwarte Drebach, fasste deshalb
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 4: 16-Zoll f/8 Hypergraph auf der Farm Tivoli. Am Okularauszug befindet sich die ST-7-CCD Kamera und seitlich in Rohrschellen der Pentax 75SDHF.
richteten, versagten oft kläglich an einer digitalen Spiegelreflexkamera. Deshalb fiel die Wahl auf einen kleinen 75/500 mm Refraktor der Firma Pentax. Dieser so genannte 75SDHF ist ein dreilinsiger, fotografisch korrigierter Vollapochromat, wobei die dritte Linse zusätzlich noch als Bildfeldebnungslinse ausgeführt ist.
Einige Highlights aus der Messierliste, wie z. B. der Adlernebel (M 16) und der Omeganebel (M 17) standen im Mittelpunkt. Aufgrund der kurzen Brennweite gelang es, den Lagunennebel (M 8) und den Trifidnebel (M 20) gemeinsam auf eine Aufnahme zu bannen. Aber auch solche Objekte wie der Eta-CarinaeNebel (NGC 3372), der Katzenpfotennebel (NGC 6334) und der Helixnebel (NGC 7293) wurden nicht vergessen. Natürlich durften der riesige Kugelsternhaufen Omega Centauri (NGC 5139) und die gewaltige Sculptorgalaxie NGC 253 nicht fehlen.
Nicht unerwähnt sollen CCD-Aufnahmen am 16-Zoll Hypergraphen von der Centaurus A Galaxie (NGC 5128) und der Cartwheel-Galaxie (ESO 350-40) bleiben. Eine H-alpha Aufnahme des Adlernebels zeigte uns die ,,Säulen der Schöpfung".
5. Epilog Die Astrofarm Tivoli in Namibia kann uneingeschränkt für einen Beobachtungsaufenthalt unter dem Kreuz des Südens empfohlen werden. Das Farmerehepaar kümmert sich wo es nur geht um seine Gäste. Sei es wenn ein Computerkabel fehlt, Literatur gebraucht wird, der Internetanschluss zur Datensuche benötigt wird - es wird einem immer geholfen.
Naturgemäß steht auf einer Astrofarm die Beobachtung des südlichen Sternenhimmels im Mittelpunkt. Nachts wird beobachtet, bis Mittag geschlafen, dann gefrühstückt, am Nachmittag werden Beobachtungen ausgewertet und neue vorbereitet, dann noch schnell vorgeschlafen und nach einem dreigängigem Menü zum Abendbrot geht es wieder an die Teleskope! Insgesamt waren wir sieben Sternfreunde, so dass es uns auch an Gesprächen unter Gleichgesinnten nicht gemangelt hat.
Ein unvergessliches Erlebnis waren die Flüge mit einem Ultraleichtflugzeug und einer Cessna. Die ,,Schwerkraft" entschied, dass Joachim mit ersterem Fluggerät einen Rundflug über die Farm und die nähe-
K L E I N E P L A N E T E N 97
Abb. 5: Eta Carinae am Pentax 75SDHF und einer modifizierten Canon 300D
re Umgebung durchführte. Er flog entlang der mit knorrigen Kameldornbäumen bewachsenen, roten Kalahari-Sanddünen und beobachtete die Tierwelt Namibias aus luftiger Höhe.
Link: [1] Homepage: http://www.tivoli-astrofarm.
de/tivoli_astrofarm.htm
Gemeinsam mit drei weiteren Sternfreunden bestieg ich eine betagte Cessna. Der Pilot, ein in Ehren ergrauter Farmer, flog mit uns zum Gamsbergmassiv, zeigte uns die Dünenlandschaft bei Sossusvlei und vieles mehr.
Viel zu schnell gingen die Tage auf Tivoli wieder zu Ende. Am Donnerstag, den 16. August 2007, checkten wir auf dem Flughafen in Windhuk wieder ein und begannen unsere Rückreise über Johannisburg nach Frankfurt. Diesmal froren wir nicht in Johannesburg, denn wir waren gewarnt. Nach der Landung in Frankfurt am Freitag, den 17. August 2007, ging es dann mit der Bahn problemlos nach Chemnitz. Dort wurden wir von unseren Frauen schon erwartet, welche uns dann nach Drebach und Hormersdorf chauffierten.
Was fehlt noch? Wir fliegen wieder nach Tivoli in Namibia. Wegen dem Namibiavirus. Der ist schuld!
Abb. 6: Helixnebel am Pentax 75SDHF und einer modifizierten Canon 300D, Ausschnittsvergrößerung.
VdS-Journal Nr. 27
98 P l a n e t e n
Jupiter, Saturn, Uranus, Sonne
von Gabriele und Jörg Ackermann
Sonne
Die Aufnahme ist in ZaberfeldMichelbach entstanden.
Instrument: Zeiss APQ 130/1000 mit 4-fach telezentrischem System,
Solar-Spectrum H-Alpha Filter ASO 0.5 Å, CERF, DMK31AF03
16.02.2008, 14:10 MEZ
Jupiter
Alle Aufnahmen sind in ZaberfeldMichelbach entstanden.
Instrument: Zeiss Meniscas MAK180/1800 mit Baader Flatfieldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04
Oben links: 10.06.2007, 0:28 MESZ, Filter: Baader UVIR Oben rechts: 10.06.2007, 0:50 MESZ, Filter: Zeiss RG685 Unten links: 14.07.2007, 23:03 MESZ, Filter: Custom Scientific Methane Unten rechts: 25.07.2007, 22:35 MESZ, Filter: Custom Scientific Methane
VdS-Journal Nr. 27
P l a n e t e n 99
Saturn
Alle Aufnahmen sind in ZaberfeldMichelbach entstanden.
Instrument: Zeiss Meniscas MAK180/1800 mit Baader Flatfieldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04
Oben: 24.02.2008, 23:13 MEZ, Filter: Baader UVIR
Unten: 05.03.2008, 22:50 MEZ, Filter: Custom Scientific Methane
Uranus
Die Aufnahme ist in ZaberfeldMichelbach entstanden.
Instrument: Zeiss Meniscas MAK180/1800 mit Baader Flatfieldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04
23.09.2007, 0:45 MESZ, Filter: Baader UVIR und Zeiss RG610
VdS-Journal Nr. 27
100 P l a n e t e n
Marsbedeckung am 10. Mai 2008
von Wolfgang Meirich Strahlend blauer Himmel, keine Wolke und ein astronomisches Highlight am hellen Taghimmel, was will das Astroherz mehr! Der Mond bedeckte den Planeten Mars und aufgrund der hervorragenden Wetterbedingungen konnte dieses Ereignis wunderbar beobachtet und fotografisch festgehalten werden. Mars war visuell im 12"-Schmidt-Cassegrain gestochen scharf zu sehen, beim Austritt besser als beim Eintritt. Anbei eine Aufnahme vom Austritt. Aufnahmedaten: 80-mm-Refraktor (Vixen) mit 910 mm Brennweite, Canon 30D bei ISO 100/21 Grad , Belichtung 1/160 s um MESZ 15:12 Uhr. Das Bild entstand auf der Privatsternwarte Ilsede. Der Blauton im Bild rührt vom Tageshimmel her und entspricht dem realen Anblick.
Marsbedeckung am 10. Mai 2008
von Gabriele und Jörg Ackermann Instrument: Zeiss Meniscas MAK 180/1800 mit B+W Polarisationsfilter und Canon EOS 300D 10.05.2008, 15:13:13 MESZ
VdS-Journal Nr. 27
P l a n e t e n 101
Instrument: Zeiss Meniscas MAK 180/1800 mit B+W Polarisationsfilter und Canon EOS 300D 10.05.2008, 15:13:27 MESZ
Alle Aufnahmen sind in Zaberfeld-Michelbach entstanden. Instrument: Zeiss Meniscas MAK 180/1800 mit B+W Polarisationsfilter und Canon EOS 300D 10.05.2008, 15:13:53 MESZ
VdS-Journal Nr. 27
102 S O N N E
Neues aus der Fachgruppe Sonne
von Martin Hörenz
Auch in diesem Jahr fand am Himmelfahrtswochenende (1. bis 3. Mai) wieder das Treffen der Sonnenbeobachter statt. Etwa 40 Teilnehmer trafen sich in Bochum, um wieder über die verschiedenen Möglichkeiten der Sonnenbeobachtung zu diskutieren und gemeinsam zu beobachten. Aufgrund des Wetters konnten die verschiedenen Workshops nicht am Teleskop durchgeführt werden. Ein ausführlicher Tagungsbericht ist in diesem Heft zu finden.
Im Frühjahr dieses Jahres erschien die Ausgabe 120 von SONNE, dem Mitteilungsblatt der Fachgruppe. Hier können die Beobachter ihre Daten mit den zugehörigen Auswertungen der einzelnen Netze wiederfinden. Daneben gibt es auch Wissenswertes zur Sonnenbeobachtung, zur Auswertung und zu verschiedenen Instrumenten. Die Zeitschrift SONNE als auch die Rubrik Sonne in diesem
Heft lebt aber vor allem von Artikeln der aktiven Beobachter mit ihren Erfahrungen, Eindrücken und Fotos. Wir würden uns auch über Berichte oder Anregungen von Ihnen sehr freuen!
Auch wenn sich bereits Sonnenflecken des neuen Zyklus gezeigt haben, hält sich die Sonnenaktivität derzeit in Grenzen. Der Sonnenbeobachter muss derzeit mit einem langen und tiefen Minimum vorlieb nehmen. Hin und wieder erscheinen aber trotzdem sogar größere Fleckengruppen wie beispielsweise Ende März, auch wenn es sich noch um Gruppen des ,,alten" Zyklus handelte. Ein ,,echtes" Ansteigen der Aktivität wird jedoch in den nächsten Monaten erwartet - ein optimaler Zeitpunkt für den Einstieg in die Sonnenbeobachtung also! Durch die in letzter Zeit auch für Amateure erschwinglich gewordenen H-Alpha-
Teleskope kann jetzt ein ganz neuer Bereich der Sonnenaktivitäten erfasst werden. Protuberanzen, Filamente, chromosphärische Fackeln (Plages) oder sogar Flares sind in diesen Instrumenten sichtbar. Initiiert von der Zeitschrift ,,Interstellarum" und Peter Völker gibt es deshalb jetzt ein neues Beobachtungsprogramm zur Erfassung der ,,H-Alpha-Relativzahl", an dem sich bereits einige Sonnenbeobachter aus der Fachgruppe beteiligen. Unter www. interstellarum.de findet man dazu eine kurze Einführung sowie die Möglichkeit der Dateneingabe.
Noch immer ist das Fachgruppen-Buch ,,Die Sonne beobachten" für einen Preis von 12,50 Euro (zzgl. Versand) bei Wolfgang Lille (Kirchweg 43, 21726 Heinbockel, Lille-Sonne@gmx.de) erhältlich.
Das Treffen der Sonnenbeobachter in Bochum 01. - 03. Mai 2008
von Martin Hörenz
In jedem Jahr treffen sich die Sonnenbeobachter am verlängerten Himmelfahrtswochenende an wechselnden Orten. Nach der Tagung 2007 in Rosenheim fand das 32. Treffen dieses Jahr in Bochum statt.
Die Tagung begann am frühen Nachmittag des Himmelfahrtstages im Bochumer Planetarium mit der Redaktionssitzung für das Mitteilungsblatt ,,SONNE", der dreimal jährlich erscheinenden Fachgruppenzeitschrift [1]. Offizieller Start des Treffens war dann eine öffentliche Planetariumsführung ,,Fantastische Planeten". Nach einer Pause wurde dann die Technik im Planetarium vorgeführt und den Teilnehmern einige Informationen zur Geschichte der Einrichtung durch die Leiterin Prof. Dr. Susanne Hüttemeister mitgegeben. Abschluss des ersten Tages war ein abendlicher Fachvortrag mit dem Titel ,,Rosetta - Landung auf einem Kometen" von Prof. Berndt Feuerbacher, der den Teilnehmern viele Details zur ESAMission nahe brachte, die 2015 auf einem Kometen landen soll. Ein Großteil der Anwesenden traf sich anschließend zum
Abb. 1: Peter Völker beim Workshop ,,H-AlphaBeobachtung" (Foto: Daniel Fischer)
Hoffest der hiesigen Brauerei und später in einer Bochumer Innenstadtkneipe zum gemeinsamen Fachsimpeln.
Da das Wetter am darauffolgenden Tag nicht zum gemeinsamen Beobachten einlud, musste der Workshop ,,Einführung in den Sonnenbeobachtung" drinnen stattfinden. Reserviert war hier das erst kürzlich neu eröffnete Stadtarchiv, in dem Michael Delfs
die Möglichkeiten der Sonnenbeobachtung erläuterte. Thematisiert wurde vor allem die Fleckenbeobachtung mit dem Fernrohr, jedoch blieben auch Fragen zu anderen Themen wie Sonnenflecken mit bloßem Auge, Fotografie, H-Alpha-Beobachtung, Fackeln, Positionsbestimmung als auch zur Theorie der Sonnenaktivitäten nicht unbeantwortet. Nach dem Mittagessen in der Kantine des Gebäudes stellte Wolfgang Lille seine Ergebnisse von spektakulären Weißlichtund H-Alpha-Fotografien vor, die er selbst aufgenommen hat - früher analog, heute vorrangig mit digitaler Technik und Bildnachbearbeitung. Dabei ging Herr Lille auch auf die Neuigkeiten auf dem Astromarkt ein, da neben den bekannten Coronado-Instrumenten (z.B. das ,,PST") nun auch eine andere Firma mit dem Namen ,,Lunt Solar Systems" Filter und Instrumente für Amateure zur Beobachtung der Sonne im H-Alpha-Bereich vorgestellt hat. Das Thema ,,H-Alpha" wurde auch im weiteren Verlauf des Nachmittags im Rahmen eines Workshops thematisiert. Einleitend
VdS-Journal Nr. 27
S O N N E 103
stellte Peter Völker die Möglichkeiten zur Amateursonnenbeobachtung im H-Alpha-Bereich vor. Er konnte hier auf seine persönlichen Erfahrungen zurückgreifen, um dem Zuhörer die verschiedenen Aktivitäten der Sonne in H-Alpha und Einteilung von Aktivitätsgebieten näher zu bringen. Diskutiert wurde im Anschluss vor allem das erst kürzlich vorgestellte Beobachtungsprogramm für PSTBeobachter zur Bestimmung der H-AlphaRelativzahl [2]. Hierbei werden alle Aktivitätsgebiete, die aus Protuberanzen, Filamenten und chromosphärischen Fackeln bestehen können, gezählt und das Ergebnis anschließend mit 10 multipliziert. Bereits mit einem kleinen PST (Personal Solar Teleskop) können vom Amateur seit einigen Jahren diese Aktivitätsgebiete ohne kostspielige Ausrüstung erfasst werden. Aufgrund des leider nicht sonnigen Wetters musste der Versuch, die Anwesenden die H-AlphaRelativzahl des Tages bestimmen zu lassen, anhand von Fotos stattfinden. Dabei konnte festgestellt werden, dass - wie auch bei der Fleckenbeobachtung - die Einteilung verschiedener Aktivitätszonen von Beobachter zu Beobachter sehr unterschiedlich erfolgt. Daher sollte versucht werden, auch bei der Auswertung der H-Alpha-Relativzahl einen Korrekturfaktor einzuführen, um diese Einflüsse minimieren. Damit kann das Beobachtungsprogramm in Zukunft prinzipiell auch für weitere Instrumente geöffnet werden.
Nach dem Ende des Workshops, schon auf dem Weg zum Abendessen, zeigte sich die Sonne dann doch kurzzeitig, so dass zumindest die Fleckenzahl mit bloßem Auge bestimmt werden konnte - aufgrund fehlender Sonnenflecken eine von allen Beobachtern einheitlich festgestellte Null. So endete auch der zweite Tag des Treffens beim ,,gemütlichen Beisammensein" in der Bochumer Innenstadt.
Für Sonnabendvormittag war dann ein Vortragsblock - wieder im Planetarium - angesetzt. Zuerst präsentierte Peter Stolzen aus Remscheid in seinem Vortrag mit Dias und einem Videofilm seine Ergebnisse von der totalen Sonnenfinsternis 2006 in Side (Türkei). Anschließend referierte Ton Spaninks aus den Niederlanden über seine Beobachtungen der Sonne mit einem selbstgebauten Magnetometer. Den ersten Vortragsblock beendete schließlich Prof. Ingo Althöfer mit der Vorstellung seines Brettspiels ,,Seasons of the Sun". Nach einer kurzen Pause stellten dann Andreas
Abb. 2: Tagungsfoto auf der Halde Hoheward (Foto: Daniel Fischer)
Bulling und Michael Delfs die Ergebnisse des Relativzahl- bzw. des Fackelnetzes der Fachgruppe Sonne vor.
Nach dem Mittagessen in einem nahegelegenen Restaurant ging es dann zur Halde Hoheward, wo das im Bau befindliche Horizontobservatorium unter fachkundiger Führung von Dr. Burkard Steinrücken vom Initiativkreis Horizontastronomie im Ruhrgebiet besichtigt wurde. Die Halde Hoheward ist die höchste Berghalde im Ruhrgebiet und bietet einen beeindruckenden Blick über die Region. Anschließend besuchte die Gruppe die Sternwarte in Recklinghausen, wo Dr. Burkard Steinrücken über sein Projekt der Horizontastronomie referierte. Danach folgte ein abschließender Fachvortrag über die Himmelsscheibe von Nebra. Prof. Wolfhard Schlosser von der Ruhr-Universität Bochum erläuterte den Teilnehmern den Blick der Menschen vor einigen Tausend Jahren ins Universum. Nach der Rückfahrt nach Bochum trafen sich die Teilnehmer dann zum Abendessen und zum gemütlichen Ausklingen der Tagung im ,,Bermuda-Dreieck" der Bochumer Innenstadt.
Das nächste Treffen der Sonnenbeobachter findet voraussichtlich vom 21. - 23. Mai 2009, wieder am Himmelfahrts-Wochenende, im Erzgebirge in der Großhartmannsdorfer Teichmühle südlich von Freiberg (Sachsen) statt. Eine von Wolfgang Lille ausgerüstete Sternwarte mit Instrumenten zur Sonnenbeobachtung auf dem Gelände wird dabei umfangreich die Gelegenheit bieten, die Sonne auch praktisch zu beobachten - im kommenden Jahr dann hoffentlich auch wieder bei besserem Wetter und mit etwas mehr Sonnenaktivität...
Literatur/Links:
[1] SONNE-Mitteilungsblatt für Amateursonnenbeobachter: www.sonneonline.org
[2] Völker, P.: Die H-Alpha-Relativzahl", Interstellarum 57 (2008), S. 36 - 39
[3] Tagungsseite: www.sonnetagung.de
An dieser Stelle sei ein herzliches Dankeschön an das gesamte Organisationsteam gesagt, allen voran seien hier Prof. Dr. Susanne Hüttemeister und Michael Delfs genannt.
VdS-Journal Nr. 27
104 S O N N E
Mit dem Fernglas auf Jagd nach dem Minimum
von ,,Astrominimalist" Kay Hempel
Seit vielen Jahren beobachte ich mit verschiedenen Instrumenten Sonne, Mond, Planeten und Deep-Sky-Objekte, doch leide ich unter der ungünstigen Lage meines Wohnortes tief im Tal. Deshalb ist Mobilität ein wichtiges Kriterium, und was kann da günstiger sein als ein Fernglas? Dabei musste ich feststellen, dass hohe Vergrößerungen und die damit verbundene Notwendigkeit eines Stativs diese schon wieder erheblich einschränken, so dass ich nach langem Probieren letztendlich meine Größe gefunden habe: seit 2005 besitze ich ein Jenoptem 10x50, das sich in vielen Bereichen der Astronomie als erstaunlich leistungsfähig zeigt.
So beobachte ich damit bei jeder Gelegenheit die Sonne, natürlich unter Einsatz von Sonnenfilterfolie. Dabei nehme ich eine größere Streuung der einzelnen Beobachtung gegenüber dem Relativzahlennetz der Fachgruppe Sonne durch die fehlende Detailerkennbarkeit bei der Freihandbeobachtung bewusst in Kauf, denn auf der anderen Seite komme ich auf viel mehr Beobachtungen, die Fehler bei der Bildung des Monatsmittels ausgleichen. Außerdem sind selbst in Extremsituationen wie Rucksackurlauben oder Krankenhausaufenthalten Beobachtungen möglich. Selbst an Wintertagen, wenn ich den gesamten lichten Tag an meinem Arbeitsplatz verbringe, komme ich bei Sonnenschein fast immer dazu, den Feldstecher zu zücken.
Seit Beginn meiner regelmäßigen Beobachtungsreihe im August 2005 kam ich so auf 69 Beobachtungen bis Dezember 2005, 181 Beobachtungen im Jahre 2006, 156 im letzten Jahr und bis April 2008 zu 55 Blicken auf die Sonne. Im November 2007 gab es nur 5 Einträge, im Juli 2006 dagegen ganze 25. Die längsten Pausen stellten eine Schlechtwetterphase im Dezember 2005 und der Beginn eines Krankenhausaufenthaltes im März 2007 mit je 14 aufeinander folgenden Tagen ohne Relativzahlbestimmung dar. Nachdem ich mich wieder vom Krankenhausbett erheben konnte, waren aber auch dort Beobachtungen möglich, denn ein 10x50 passt auch in ein kleines Schränkchen.
VdS-Journal Nr. 27
Januar 05 Februar 05
März 05 April 05 Mai 05 Juni 05
Juli 05 August 05 September 05 Oktober 05 November 05 Dezember 05 Januar 06 Februar 06
März 06 April 06 Mai 06 Juni 06
Juli 06 August 06 September 06 Oktober 06 November 06 Dezember 06 Januar 07 Februar 07
März 07 April 07 Mai 07 Juni 07
Juli 07 August 07 September 07 Oktober 07 November 07 Dezember 07 Januar 08 Februar 08
März 08 April 08
Kay Hempel Sonne
Prov.
18,3
40,7
10,1
24,7
2,9
8,3
5,3
18,5
22,6
39,8
2,230
7,7
15,5
0
3,6
6,3
10,5
15,8
34
6,5
24,3
9,3
16,8
4,4
14,7
12,1
13,6
3,7
15,2
1,9
10,5
13,9
22,5
10,3
14,4
2,128
10
19,6
5,6
11,7
1,8
4,9
1,1
3,6
7,2
12,7
4,9
13,4
6,2
10,4
4,2
6,7
0
3,1
0
0,8
0
1,5
1,7
11,2
2,333
0
2,5
0
1,7
7,4
10,4
0,8
2,4
2,073
Tab. 1: Vergleich der eigenen Fernglas-Beobachtungen mit den provisorischen Relativzahlen der Fachgruppe Sonne.
S O N N E + S P E K T R O S K O P I E 105
Interessant ist nun, ob unter diesen Ausgangsbedingungen brauchbare Resultate zu erzielen sind. Dazu konnte ein Vergleich mit den provisorischen Relativzahlen des Sonne-Relativzahlnetzes hinzugezogen werden. Die Tabelle zeigt die Ergebnisse meiner Beobachtungen.
Insgesamt zeigt sich eine gute Korrelation zwischen beiden Reihen. Der k-Faktor, das Verhältnis der Fachgruppenzahlen zu
meinen Bebachtungen, beträgt etwa 2,2 und ist über den gesamten Zeitraum recht konstant (Abweichung der Jahresmittel: +- 0,15). Teilweise lassen sich deutlichere Abweichungen erkennen, was sich mit größeren Beobachtungslücken erklären lässt. Solche Differenzen bei einzelnen Monaten erachte ich jedoch als wenig überraschend. Eine Tendenz in Richtung Minimum ist deutlich erkennbar. Spannend wird es,
wenn die Werte über einen gesamten Sonnenfleckenzyklus gemittelt werden können. Wie exakt lassen sich wohl die Zeitpunkte von Minimum und Maximum bestimmen?
Die Jahrestagung der VdS-Fachgruppe Spektroskopie in der Landessternwarte Heidelberg vom 2.-4. Mai 2008
von Ernst Pollmann
dene Form der Zusammenarbeit mit der professionellen Astronomie hatte rückblickend gewissermaßen in der LSW ihre Wurzeln und zwar in Form ganz konkreter Unterstützung in der FG-Arbeit seitens der genannten Herren Kaufer, Stahl und Rivinius.
Abb. 1: Ansicht der Landessternwarte Heidelberg
Auch zur diesjährigen Tagung fanden sich wieder besonders weit angereiste Tagungsgäste ein: unser langjähriger Freund und Mentor Dr. Anatoly Miroshnichenko von der Universität Greensboro, North Carolina (USA), unsere Freunde Robin Leadbeater und Olivier Thizy aus Großbritannien, bzw. Frankreich, sowie Tagungsteilnehmer aus der Schweiz und aus Österreich. Das Tagungsprogramm beinhaltete wie üblich Vorträge von
Herrn Dr. Otmar Stahl von der LSWHeidelberg und Mitglied der VdSFachgruppe Spektroskope, möchte ich an dieser Stelle nachträglich meinen herzlichen Dank für seine Bemühungen aussprechen, dass die Jahrestagung 2008 der VdS-Fachgruppe in der ehrwürdigen astronomischen Forschungsstätte der Landessternwarte Heidelberg (Abb. 1) veranstaltet werden konnte. Im Rahmen der Begrüßung und Tagungseröffnung am 3.5.08 hob Ernst Pollmann (Abb. 2), Leiter der FG-Spektroskopie die Verbundenheit der FG Spektroskopie zur LSW-Heidelberg hervor. Diese geht bis auf die frühen Anfangsjahre der FG 1992/93 zurück. Dr. Stahl, Dr. Andreas Kaufer und Dr. Thomas Rivinius, letztere
ebenfalls Mitglieder der FG und ehemalige Mitarbeiter der LSW, standen in den unterschiedlichsten astrospektroskopischen Belangen der FG viele Jahre gewissermaßen als Beraterteam zur Seite. Ohne diese fachkompetente, oftmals sehr individuelle Hilfe und beratende Unterstützung wäre die FG Spektroskopie nicht das, was sie heute auszeichnet. Nach wie vor können wir uns in fachlichen Angelegenheiten unserer astrospektroskopischen Tätigkeit der Unterstützung und Beratung mindestens durch Herrn Dr. Stahl gewiss sein. Die bereits auf der Jahrestagung in Sonneberg 2006 angesprochene beschei-
Abb. 2: Pollmann bei der Tagungseröffnung
VdS-Journal Nr. 27
106 S P E K T R O S K O P I E
Abb. 3: Tagungspause bei Kaffee, Kuchen und herrlichem Sonnenschein auf dem Gelände der Sternwarte
Mitgliedern der Fachgruppe, die darin über ihre zurückliegenden Arbeiten berichteten, aber auch hochinteressante Beiträge aus der professionellen Astronomie. Wie in den Jahren zuvor, wurde in den Pausen bei traumhaftem Sonnenschein (Abb. 3) von zwei jungen Damen Kaffee und Kuchen, letztere dankenswerterweise in den Backstuben einiger Fachgruppenmitglieder hergestellt, gereicht. Eine echte Überraschung, die uns da durch Dr. Stahls Tochter und ihrer Freundin zuteil wurde. Unsere gemeinsamen Lunches und Dinner konnten wir im wenige Autominuten entfernten Hotel ,,Molkenkur" bei erstklassigem, professionellen Service einnehmen.
Die Periastron-Passage des Wolf-RayetSterns WR 140 im Januar 2009 war das Thema des Vortrages von Thomas Eversberg (Abb. 4). Er berichtete über den Charakter des rund 8-jährigen Orbits des Sterns wie auch über eine geplante Beobachtungskampagne zusammen mit der professionellen Astronomie auf einem Observatorium in Teneriffa.
Roland Bücke (Abb. 5) berichtete in seinem Vortrag über seine praktischen Erfahrungen auf dem Gebiet der Radialgeschwindigkeitsmessung. Die Realisierung seines besonderen gerätetechnischen Konzeptes, aber auch die Beobachtung von Doppelsternen und pul-
sierenden Sternen führte dazu, dass in seinem Vortrag mehr die Verdeutlichung der Messmethodik und die Darlegung eigener Messergebnisse im Vordergrund stand. Lothar Schanne (Abb. 6) versuchte in einer Gegenüberstellung von Ergebnissen, die er selbst mit spaltlos- wie auch mit Spalt-Spektrographen erhalten hat, zu zeigen, wie es ihm gelungen ist, nahezu den gesamten Phasenbereich des Orbit´s des Doppelsterns UMa (Mizar) zu verfolgen. Außerdem berichtete er über technische Voraussetzungen und über unterschiedliche Auswerteverfahren bei der Beobachtung dieses Objekts. Die Zusammenarbeit mit unseren französischen Freunden von der ARAS-Gruppe
Abb. 6: Referent Dr. L. Schanne
Abb. 4: Referent Dr. Th. Eversberg
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 5: Referent R. Bücke
Abb. 7: Referent O. Thizy
S P E K T R O S K O P I E 107
Abb. 8: Referent und Tagungsmitorganisator Dr. O. Stahl
trägt Früchte: in verschiedenen Beobachtungsprojekten gibt es inzwischen enge Formen einer Zusammenarbeit. Und vor diesem Hintergrund war es mir eine große Freude, unseren Freund und Kollegen Olivier Thizy (Abb. 7) mit seinem Vortrag über Radialgeschwindigkeitsmessungen am Stern Aur anzukündigen. In seinem zweiten Vortrag ging es ihm ausschließlich darum, den von ihm mitentwickelten Spektrographen LHIRES III vorzustellen. Echelle-Spektroskopie: ein Thema, das auch in unserer FG zunehmend an Bedeutung gewinnt. Im Vortrag von Dr. Otmar Stahl (Abb. 8) von der Landessternwarte Heidelberg ging es schwerpunktmäßig um die Vorstellung des grundlegenden Prinzips der EchelleSpektroskopie und die Entwicklung eines Echelle-Spektrographen für das Bochumer Hexapod-Teleskop (BESO) in Chile.
Es war eine große Bereicherung, unseren Freund und Kollegen Dr. A. Miroshnichenko (Abb. 9) von der University of Greensboro (North Carolina, USA) wieder mit einem Vortrag zu erleben, wobei es lange Zeit ungewiss war, ob Dr. Miroshnichenko in diesem Jahr überhaupt unsere Tagung besuchen würde. Umso mehr waren besonders die Be-SternBeobachter der FG interessiert an seinen Ausführungen in seinem ersten Vortrag zum Thema: Summary of experiences from observations of the Be-binary system Scor. In seinem zweiten Vortrag stand sodann die Beschreibung der Spektren und die Darstellung gewisser charakteristischer Merkmale der hellsten Be-Sterne im Vordergrund.
Abb. 9: Referent Dr. A. Miroshnichenko
Unsere langjährigen Kontakte zum Astronomischen Institut der Ruhr-Universität Bochum haben dazu geführt, dass Frau Dr. Kerstin Weis, (Abb. 10) als Mitarbeiterin des Instituts auf unserer diesjährigen Tagung einen Vortrag über die sog. LBVSterne, die Blauen-LeuchtkräftigenVeränderlichen Sterne halten konnte. Frau Dr. Weis ging dabei im Besonderen auf kinematische Analysen der Nebel der Sterne wie auch auf deren Entwicklung und spektroskopische Merkmale ein.
Seit der Antike ist bekannt, dass der Mond kein selbstleuchtender Körper ist, sondern lediglich das Licht der Sonne reflektiert. Dr. Andreas Ulrich (Abb. 11) ging in seinem Vortrag der Frage nach, was das heißt. Ist der Mond ein idealer Spiegel? Gibt es nur das fahle, kalte Mondlicht oder auch romantisch rote Aufund Untergänge? Dr. Ulrich versuchte, die globale Strahlung zu erläutern, warum selbst so helle Objekte wie der Mond und die Sonne eine große Herausforderung für den Amateurspektroskopiker darstellen können.
Der Vortrag von Dr. Udo Zlender (Abb. 12) konnte gewissermaßen als eine Art Ergänzung des Beitrages von Dr. O. Stahl angesehen werden: zur allgemeinen Überraschung wich er von seinem ursprünglich angekündigten Thema ab und stellte in seinem Beitrag eine Eigenbauentwicklung eines AmateurEchelle-Spektrographen verknüpft mit ersten eigenen Ergebnissen vor. Zum Ende des eigentlichen Vortragsprogamms der Tagung stand traditionsge-
Abb. 10: Referentin Dr. K. Weiss
Abb. 11: Referent Dr. A. Ulrich
Abb. 12: Referent Dr. U. Zlender
VdS-Journal Nr. 27
108 S P E K T R O S K O P I E
Abb. 13: Referent Dr. Th. Hunger
Abb. 14: Die Teilnehmer der Spektroskopietagung 2008
mäß die gewohnte Fachgruppendiskussion an. Zwei Themen wurden vorrangig diskutiert: die Inangriffnahme eines FG-Projektes zur Anfängerbetreuung sowie die Frage der Örtlichkeit der FG-Jahrestagung 2010. Das erstgenannte Thema wurde professionell moderiert vom FG-Mitglied Dr. Thomas Hunger (Abb. 13). Es wurde beschlossen, dieses Projekt
bis Ende 2008 zum Abschluss zu bringen. Was die FG-Tagung 2010 betrifft, so ist durchaus kontrovers angedacht worden, diese auf internationaler Ebene zusammen mit unseren französischen Freunden eventuell in Straßburg zu veranstalten. Die Jahrestagung 2008 der VdS-Fachgruppe Spektroskopie in der Landessternwarte Heidelberg unvergesslich zu machen, war
Spektroskopische Abenteuer
(aus dem Englischen von Thomas Hunger, Warstein)
von Robin Leadbeater, Torpenhow, UK
das erklärte Ziel der Fachgruppenleitung. Ohne die wohlwollende Unterstützung aller hier genannten Mitwirkenden wäre dies gewiss nicht gelungen. Mein tiefsten Dank an alle dafür.
Spektroskopischen Neueinsteigern mag es vergeben werden, dass sie denken, sie bräuchten entweder eine riesige Brieftasche oder ein Ingenieursdiplom, vorzugsweise aber beides. Wenn man aber auf die Grundlagen zurückgreift, wird es möglich, schon mit geringen Mitteln und nicht zu teuer zu starten. Damit sind bemerkenswerte Beobachtungen möglich. Vor allem dann, wenn man schon eine Beobachtungsausrüstung hat, braucht es nur eine kleine Ergänzung, um mit den spektroskopischen Abenteuern zu beginnen. In meinem Artikel, der auf meinem Vortrag zum OHP-Workshop 2007 basiert [1], möchte ich dies beschreiben.
Ein klassischer Spektrograph besteht aus einer ganzen Reihe von Komponenten:
Abb. 1: Das klassische Spektrographen-Design (a) kann stark vereinfacht werden (b) und liefert trotzdem verwertbare Resultate.
VdS-Journal Nr. 27
S P E K T R O S K O P I E 109
Abb. 2: Die Fokussierung und Kalibrierung wird durch das gleichzeitige Vorhandensein des Sterns und seines Spektrums sehr vereinfacht.
zuallererst bereitet ein Spalt das Licht des Objektes vor. Eine kollimierende Linse erzeugt paralleles Licht, welches dann ein Prisma oder ein Gitter, die das Licht in seine Spektralfarben zerlegen, beleuchtet. In unserem Fall wird ein Durchlichtgitter benutzt. Schließlich bildet eine zweite Linse das Spektrum auf den Kamerasensor ab. Der Sensor sollte dabei beweglich zur optischen Achse angebracht sein. Solch ein Gerät kann natürlich selbst gebaut werden und führt zu guten Leistungswerten. Allerdings ist es für den Anfänger nicht ganz so leicht, dieses zu konstruieren, zu justieren und zu nutzen. Wenn wir bestimmte Einschränkungen akzeptieren, kann das Design aber drastisch vereinfacht werden.
Vereinfachungen Sobald man sich auf die Beobachtung von punktförmigen Quellen, z. B. Sterne, beschränkt, wird der Spalt nicht länger benötigt. Bei weggelassenem Spalt können wir noch auf die kollimierenden und abbildenden Linsen verzichten und einfach das Licht auf den Kamerasensor fokussieren, wie es auch in der herkömmlichen Astrophotographie geschieht. Damit ist das Beugungsgitter im konvergenten Strahlengang das einzige verbleibende Element des vereinfachten Spektrographen. Dies scheint zunächst zu einfach, um
Abb. 3: Ein Blaze-Gitter leitet besonders viel Licht in nur ein Spektrum, im Bild die rechtsseitige 1. Ordnung.
wirklich wahr zu sein! Die nichtkollimierte Strahlführung und die senkrecht zur optischen Achse positionierte Kamera führen zu Abberation. Jedoch - wie wir gleich sehen werden - wird uns das nicht davon abhalten, einige bemerkenswerte Beobachtungen durchzuführen. Vor allem dann, wenn wir die Einfachheit der Anordnung bedenken.
Die Gitterwahl Der Winkel, unter dem das Spektrum abgebildet wird, nimmt mit zunehmender Gitterlinienzahl zu. Auf den ersten Blick wären also mehr Gitterlinien pro mm besser. Praktisch ist das aber nicht so, da größere Ablenkwinkel zu stärkerer Abberation führen. Außerdem kann das Spektrum dann so lang werden, dass es nicht mehr in seiner Gesamtheit auf den
Sensor passt, solange das Gitter nicht zu nah am Sensor befestigt wird. Nach einigem Experimentieraufwand haben sich 100 Linien/mm als optimal herausgestellt. Diese Liniendichte ist kleiner als die primär für visuelle Zwecke angebotenen Gitter der Firmen Rainbow Optics und Baader Planetarium.
Die Linienzahl erlaubt die gleichzeitige Darstellung des Spektrums und der 0. Ordnung (der Lichtteil, der ungebeugt durch das Gitter geht) bei Befestigung des Gitters einige zehntel Millimeter vor kleinen Sensoren, welche typischerweise in Webcams und kleineren CCD-Astrokameras verbaut sind. Dies erleichtert es, zunächst einmal das Zielobjekt einzustellen und dann zu fokussieren (Abb. 2). Außerdem wird die
Abb. 4: Der Star Analyser kann mit vielen Kameratypen benutzt werden.
VdS-Journal Nr. 27
110 S P E K T R O S K O P I E
Abb. 5: Unterschiede in den Sternspektren können durch Konvertierung der Bilder in Graphen quantitativ herausgearbeitet werden.
Wellenlängenkalibrierung vereinfacht, weil ein Referenzpunkt vorhanden ist.
Als Astronomen beschäftigen wir uns mit schwachen Lichtquellen. Deshalb ist es wichtig, ein möglichst effizientes Gitter zu benutzen. Wenn man nun durch ein Transmissionsgitter schaut, dann sieht man typischerweise die 0. Ordnung mit einigen Spektren auf jeder Seite (1. und höhere Ordnungen). Ein ideales Gitter würde das Licht aber genau nur in ein Spektrum lenken, denn alles Licht, was in die 0. Ordnung bzw. in die Spektren höherer Ordnungen geht, ist quasi vergeudet. Es gibt einige Gitter auf dem Markt, besonders im unteren Preissegment für schulische Ausbildungszwecke, die unter diesem Aspekt ineffizient sind. Basierend
auf Arbeiten des Amateurspektroskopikers Christian Buil entschied ich mich daher für die Anschaffung des besagten 100 Linien/ mm-Gitters eines Anbieters aus Frankreich [2]. Das Gitter ist ,,blazed", d.h. es hat eine spezielle Struktur, so dass besonders viel Licht in eine der ersten Ordnungen gelangt, was die Effizienz wesentlich steigert (Abb. 3).
Adaption für den astronomischen Gebrauch Erste Versuche mit dem in einem speziellen Halter montierten Gitter und einer modifizierten Webcam (neben Standardsind Langzeitbelichtungen möglich) waren sehr erfolgreich, was zur Vorführung dieser Technik im beliebten Fernsehprogramm ,,Sky at Night" der BBC am Beispiel
des Be-Sterns Cas und der Messung der Rotverschiebung des Quasars 3C273 führte [3].
Die Befestigung des Gitters war aber noch nicht optimal. Deshalb habe ich den Hersteller, Paton Hawksely Education, UK, aufgesucht und ihn überzeugen können, eine Version des Gitter speziell für Amateurastronomen als Standardfilterzelle mit 31,8 mm Durchmesser herzustellen. Das hat den Vorteil, dass das Gitter in vorhandene Beobachtungstechnik einfach eingepasst werden kann. Typischerweise schraubt man das Gitter einfach vor die Kamera bzw. in einen freien Platz im Filterrad. Der Hersteller konnte die optische Qualität und Effizienz im Vergleich zur Schulvariante steigern. Im August 2005
Abb. 6: Ein niedrigaufgelöstes Spektrum reicht für die Aufdeckung des Typs einer Supernova aus.
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 7: Betrachtet durch eine Weitwinkeloptik erscheinen einige Kometen als punktförmig und sind somit spektroskopisch beobachtbar.
S P E K T R O S K O P I E 111
Abb. 8: Das Flash-Spektrum zeigt die Linien des Heliums in der Sonnenchromosphäre.
wurde der "Star Analyser 100" (Abb. 4) dann vorgestellt [4].
Resultate Ich bin immer wieder über das erstaunt, was mit solch einem einfachen Gerät möglich ist. Schon ein Fernrohr mit kleiner Öffnung und einer Standard-Webcam kann zur Beobachtung der Spektren der visuell sichtbaren Sterne benutzt werden, um die verschiedenen Spektralklassen sichtbar zu machen. Relativ heiße A-Sterne wie Wega zeigen ganz klar die Wasserstoffabsorptionslinien. Breite Linien, die sich ins Infrarote ausbreiten und vom Molekül Titanoxid in einer relativ kühlen Atmosphäre stammen, dominieren in Roten Riesen der Klasse M wie Vir. Kalibrierte Kurven können dann aus diesen Spektren mit Hilfe z. B. der Freeware VisualSpec [5] gewonnen werden (Abb. 5).
Richtig interessant wird es aber erst, wenn das Gitter in Verbindung mit Kameras für Langzeitbelichtungen (modifizierte Webcams, CCDs oder auch digitale Spiegelreflexkameras) eingesetzt wird. Mit einer Öffnung von 20 cm und genügend dunklem Himmelshintergrund ist es möglich, Objekte bis zu 14 mag aufzunehmen. Das macht die spektroskopische Identifizierung von Novae und Supernovae sowie die Messung der Rotverschiebung von aktiven Galaxien und Quasaren auch für den moderat ausgestatteten Amateur möglich (Abb. 6).
Weitere Anwendungen Es hat sich gezeigt, dass das Gitter sehr vielseitig nutzbar ist. Wenn man es z. B. vor einer geeigneten Abbildungsoptik platziert, dann erscheinen einige ausgedehnte Objekte wie Kometen und Planetarische Nebel als fast punktförmige Objekte und können damit spektroskopisch erfasst werden. Starke Emissionen vom Wasserstoff, Stickstoff (rot) und Sauerstoff (blau/ grün) in Planetarischen Nebeln sowie
C2- und CN-Molekülen
(blau/grün)
in
Kometenspektren erklä-
ren dabei die Farben die-
ser Objekte.
Eine ähnlicheAnordnung
mit einer normalen
Webcam wurde zur
Beobachtung des nur
kurzzeitig sichtbaren
"Flash"-Spektrums (Chro-
mosphärenspektrum)
während des 3. Kontaktes
der Sonnenfinsternis
2006 benutzt (Abb. 8).
Dies stellte eine der weni-
gen Möglichkeiten dar,
die Anwesenheit von
Helium durch die Stärke
seiner gelben Linien zu
sehen (zur Erinnerung:
Helium wurde gut
ein Vierteljahrhundert
vor seinem Nachweis
auf der Erde in den
Sonnenspektren ent-
deckt).
Abb. 9: Das flüchtige Spektrum eines Meteors wurde aufgenommen.
Abb. 10: Die starke Helligkeitsänderung in Verbindung mit keiner nachweisbaren Änderung im Spektrum deutet auf ein seltenes Mikrolinsenereignis hin. (Zu beachten ist die Ähnlichkeit des Sternspektrums mit dem von Wega aus Abb. 5. Weiterhin nimmt das Rauschen zu, je schwächer der Stern wird.)
VdS-Journal Nr. 27
112 S P E K T R O S K O P I E + S T E R N B E D E C K U N G E N
Ein Gitter vor einer für Langzeitbelichtungen modifizierten Webcam und einem Standardobjektiv wurde zur Gewinnung eines niedrigaufgelösten Meteorspektrums eines Perseiden genutzt. Eine Anzahl von Elementen, aus denen dieses Kometentrümmerteilchen besteht, kann anhand der Emissionen, die beim Eintritt in die Erdatmosphäre durch Verglühen entstehen, zumindest andeutungsweise identifiziert werden (Abb. 9).
Ein gravitatives Mikrolinsen-Ereignis? Meine bisher faszinierendste Beobachtung ist eine Serie von Spektren, die ich während des plötzlichen Helligkeitsanstiegs eines Sterns im Sternbild Kassiopeia (GSC3656-1328) um 5 mag im November 2006 gewonnen habe (Abb. 10). Das erste Spektrum, welches mittels modifizierter Webcam innerhalb weniger Stunden nach Bekanntgabe des Ereignisses und damit relative nahe am Maximum aufgenommen wurde, zeigt das charakteristische Spektrum eines A-Sterns. Dieses änderte sich während der Helligkeitsabnahme in den nachfolgenden Wochen nicht. Das ist seltsam! Ausbrüche um viele Magnituden
gehen normalerweise mit drastischen Änderungen im Spektrum einher. Dieses Faktum zusammen mit der Lichtkurve, welche als symmetrisch erscheint, führte zur Vermutung, dass es sich hier um ein gravitatives Mikrolinsenereignis handelt [6,7]. Dabei wird das Licht des beobachteten Sterns durch einen auf der Sichtlinie befindlichen schweren, aber lichtschwachen Körper fokussiert. Basierend auf den bisherigen Erkenntnissen kann man wohl davon ausgehen, dass so ein Ereignis extrem selten ist [6].
Wohin geht die spektroskopische Reise? Mittlerweile habe ich meine spektroskopischen Interessen in Richtung Hochauflösung erweitert [8]. Jedoch war die Entwicklung des Star Analyser 100 ein idealer Einstieg in die Thematik. Nach wie vor ist er in meinem Filterrad installiert. Wenn ich ein schnelles Übersichtspektrum haben möchte oder zu Objekten gehe, die zu schwach für meinen hochauflösenden Spektrographen sind, dann ist der Star Analyser immer noch das Mittel der Wahl.
Verweise:
[1] Spectroscopy Workshop, OHP 2007, www.astrosurf.com/aude/spectro/ohp2007/ ohp2007.html
[2] Low Cost Spectrograph, C. Buil, www. astrosurf.com/~buil/us/spe1/spectro1.htm
[3] BBC Sky at Night Star Party April 2005, www.bbc.co.uk/science/space/spaceguide/ skyatnight/proginfo.shtml
[4] Paton Hawksley Education Ltd., www. patonhawksley.co.uk/staranalyser.html
[5] VisualSpec software, www.astrosurf.com/ vdesnoux/
[6] Observation of the first gravitational microlensing event in a sparse stellar field: the Tago event, arxiv.org/ abs/0708.1066
[7] R. Leadbeater, Low resolution spectra of GSC 3656-1328 (Var Cas 06), BAA VSS Circular 132 (2007) 16
[8] Robin's Astronomy Page, www. leadbeaterhome.fsnet.co.uk/spectroscopy. htm
Bedeckung von 56 Arietis durch Asteroid Vinata
von Patrick Fopp
Schon einige Wochen vor dem 30.01.08 hatte die Vereinigung der Sternfreunde auf www.vds-astro.de zur Beobachtung der Sternbedeckung von 56 Arietis durch den Asteroiden (2347) Vinata von 23:00 bis 23:10 aufgerufen. Am gleichen Abend entschied ich mich spontan, eine Beobachtung zu wagen. Mithilfe einer geeigneten Sternkarte suchte ich zunächst mit dem Feldstecher nach 56 Arietis, den ich kurz darauf auch in meinem C8-Sucherfeld finden konnte. Die Aufnahme wurde zwei Minuten fokal (f = 2000 mm) bei ISO 800 belichtet. Die Kamera war eine unmodifizierte Canon EOS 400D. Die Bearbeitung erfolgte mit Adobe Photoshop CS3. Die Ausschnittvergrößerung zeigt den für Tecklenburg-Ledde, NRW (52 Grad 14` nördliche Breite, 7 Grad 49` östliche Länge) laut www.iota-es.de berechneten potenziellen Bedeckungszeitraum. An der gekennzeichneten Stelle habe ich den vermuteten Bedeckungszeitpunkt festgehalten. Hier scheint sich der Stern soeben für 1,2 s ver-
VdS-Journal Nr. 27
dunkelt zu haben, wie am Verschwinden der dunklen Mittellinie und der Verdunklung der Strichspur erkennbar ist. Der exakte Zeitpunkt lässt sich somit zu 23:08:43 Uhr bestimmen. Allerdings lassen sich dazu nur Vermutungen anstellen. Die genauen Daten der Aufnahme lassen sich direkt der Aufnahme entnehmen.
Abb. 1: Die Bedeckung von 56 Arietis durch den Kleinplaneten (2347) Vinata vom 30. Januar 2008.
V E R Ä N D E R L I C H E 113
W Ursae Majoris
Monographie eines Bedeckungsveränderlichen mit über einhundertjähriger Geschichte
von Heinz Schmidt
Entdeckt wurde W Ursae Majoris anlässlich einer Zonenbeobachtung für die Potsdamer photometrische Durchmusterung im Jahre 1903 von den beiden Astronomen Prof. Dr. Müller und Kempf. Durch die besondere Form der Lichtkurve und die Kürze seiner Periode erregte W UMa damals großes Aufsehen und wurde zum Namenspatron einer ganzen Gruppe von Bedeckungssternen. Die ellipsoide Form der Lichtkurve und die Kürze der Periode waren völlig neu und damals vor einhundert Jahren noch nicht verstanden. Die Periode wurde mit 4 Stunden, 12 Minuten und 8 Sekunden ermittelt. Heute wissen wir, daß der richtige Wert der Periode die doppelte Zeit umfasst und 0,333635 Tage beträgt. Diese Erkenntnis wurde erstmals mehrere Jahre später von den beiden Potsdamer Astronomen geäußert. Die Umgebungskarte und die Helligkeiten der Vergleichssterne wurden von Hagen in der Serie IV veröffentlicht. (s. Abb. 1). Viele Astronomen und Amateure beobachteten nun W UMa.
Die Beobachtung der Veränderlichen Sterne hatte vor einhundert Jahren einen großen Stellenwert in der Astronomie. Unser heutiges Wissen über die Evolution in engen Doppelsternsystemen ist das Ergebnis intensiver Forschung und Beobachtung von Fach- und Amateur-Astronomie. Mit der Klassifizierung eines W UMa-Sterns verbinden wir heute ein im engen Kontakt stehendes Doppelsternsystem, bei dem es in der Sichtlinie zur Erde zu gegenseitigen Bedeckungen kommt (s. Abb. 2).
Die Gravitation spielt in der Entwicklung der Systeme eine entscheidende Rolle. Die sinusförmige Lichtkurve zeichnet ein Bild ellipsoid verformter Sternkörper. Zwei sonnenähnliche Sterne mit den Spektren F8p + F8p bilden das System W UMa mit der zur Zeit gültigen Periode von 0,333632470 d. Durch die intensive Beobachtung der Minima und deren Erfassung in der Lichtenknecker Database of the BAV konnte ein aufschlussreiches und interessantes (B-R)-Diagramm erstellt werden. (s. Abb. 3).
Abb. 1: Die erste Umgebungskarte von W UMa
Durch die über einhundertjährige Erfassung der Minima zeichnen sich im (B-R)Diagramm plötzlich auftretende Sprünge in der Umlaufperiode des Systems ab. In der Literatur der Bedeckungsveränderlichen werden als Ursache für das sonderbare Verhalten ein Masseaustausch zwischen den beiden Komponenten, Störungen in der gemeinsamen Atmosphäre und vielleicht auch das Vorhandensein eines dritten
Sternkörpers angenommen. Die Literatur über dieses Phänomen ist umfangreich. Viele weitere W UMa-Sterne wie z.B. TZ Boo und VW Cep zeigen dieses Verhalten.
Die Entdeckungsanzeige von W UMa erfolgte in denAstronomischen Nachrichten (AN 161 S. 141/42 Nr. 4348). Mit dem Hinweis auf einen neuen Veränderlichen
VdS-Journal Nr. 27
114 V E R Ä N D E R L I C H E
Abb. 2: Das System W UMa
von außergewöhnlich kurzer Periode - 3.1903 Ursae Majoris. Aufgrund eines Berichts von Prof. Dr. Müller und Kempf in der königlich-preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin (Bericht 1903 Seiten 180f) untersuchte Dr. Deichmüller die Bonner Durchmusterung und andere Meridiangrößenschätzungen nach Bedeckungen von W UMa. Argelander schätzte den Stern schon am 14. Februar
Abb. 3: Das (B-R)-Diagramm von W UMa, mit den Minima, die in der Lichtenknecker Database of the BAV gespeichert sind.
1842 bei 8,0, am 6. März bei 7,8 und am 14. März des Jahres bei 8,9 Magnitudo. Fabrizius und Krüger in Helsingfors beobachteten W UMa ebenfalls, ohne jedoch seine Veränderlichkeit festzustellen. S Ant war der erste beobachtete W UMa-Stern (H. M. Paul - Astronomical Journal 9, p 180). Eine ausführliche Darstellung über die EA-, EB- und EW-Veränderlichen findet
sich im Aufsatz ,,Lichtkurvenanalyse von Bedeckungsveränderlichen" (Horst Drechsel und Jürgen Rahe - Sterne und Weltraum 5/1983).
AE Aqr - Weißer Zwerg mit 33-SekundenPeriode - geht das überhaupt?
von Hans-Günter Diederich
AE Aqr ist eine Zwergnova (des Typs ,,intermediate polar"), die mir bereits 2003 in der Literatur durch eine Rotationsperiode der primären Komponente (einem Weißen Zwerg) von nur 33 s aufgefallen war. In einer Arbeit fand sich zudem der Begriff ,,magnetic propeller". Und beides zusammen klang interessant.
Am 24.11.03 erfolgte die Aufnahme von AE Aqr mit einer Integrationszeit von 100 s und mit ,,lumen"-Filter. Der Veränderliche ist sehr hell und steht erfreulicherweise isoliert in einem überschaubaren Gesichtsfeld. Nur der Horizont war zu nahe. Es blieb also zunächst bei einem Belegbild [Abb. 1] und dem Wunsch, bei nächster Gelegenheit das Projekt fortzusetzen.
,,Rotationsperiode von nur 33 s" - würde man das nachweisen können? Vielleicht mit
VdS-Journal Nr. 27
einem größeren Teleskop. Aber vielleicht gibt es ja noch einen länger periodischen Lichtwechsel, der nicht von der Rotation der Primärkomponente verursacht wird, sondern von der Orbitalbewegung des gesamten Systems. Denn AE Aqr ist eine Zwergnova, also ein Doppelsternsystem.
Zur Vorbereitung tauche ich erst einmal in die Literatur ein, die sich bei mir als Folge von Abstracts aus astro-ph angesammelt hat.
In astro-ph/0602393, Roche tomography of cataclysmic variables -- III. Starspots on AE Aqr, Watson et al. (2006) wird Tomografie angewandt, um die Sekundärkomponente zu ,,rekonstruieren", den Stern, von dem die Primärkomponente, ein Weißer Zwerg, Materie abzieht. Aber bleiben wir zunächst beim Geberstern (,,donor"), bändigen wir für einen Augenblick unsere Neugier, denn
auch der Geber (der Materialspender) ist interessant. Auf ihm befinden sich mehrere Inhomogenitäten, die als große, kühle Sternflecken interpretiert werden. Und es gibt sie nicht nur auf niederen Breiten, sondern sie kommen auch in höheren Breiten vor. Und dazwischen, bei 40 Grad , befindet sich eine Lücke, wo erheblich weniger zu finden sind. Die Autoren schätzen, dass ca. 18% der nördlichen Hemisphäre von Flecken bedeckt sind.
Ein paar Fragen zwischendurch, zum Verweilen auf unserem sich steigernden Weg, der dem Materiestrom folgend uns bis zum Weißen Zwerg führen soll.
Was sind Sternflecken? Klar, das sind ,,Sonnenflecken", weil sie sich aber nicht auf der Sonne befinden, heißen sie Sternflecken. Hätte der Geberstern
V E R Ä N D E R L I C H E 115
einen Namen, wären die Flecken nach ihm benannt.
Nächste Frage, was ist Tomografie (Doppler-Tomografie)? Das ist keine Thermografie. Spektrallinien des Doppelsternsystems werden während der gesamten Umlaufperiode aufgezeichnet und phasensynchron analysiert. Und daraus entsteht dann so eine Art von indirektem Bild des Doppelsternsystems. Wen das interessiert, kann mal auf astro-ph eine Volltextsuche nach ,,tomography" starten. In der Literatur gibt es wirklich interessante Abbildungen von Systemen, die wir und die Profis nur als 1 Pixel auf CCD-Aufnahmen erkennen. Und dennoch gelingt es, aufgelöste ,,Bilder" zu erhalten. Einfach toll!
Jetzt geht es aber weiter mit AE Aqr. Watson et al. (2006) haben die ,,entropy landscape technique" benutzt (wieder so eine tolle Technik zum Analysieren von Zwergnovae), um die genauen Parameter des Doppelsternsystems zu bestimmen. M1 (die Masse desWeißen Zwergs) beträgt danach 0,74 Msun und M2 = 0,50 Msun ist die Größe der Masse des Gebersterns. Beide umlaufen einander auf einer Bahn, deren Ebene zu unserer Blickrichtung 66 Grad geneigt ist.
Die Autoren freuen sich über ihren Erfolg, dem wohl ersten bildhaften Nachweis von Sternflecken auf der Sekundärkomponente eines kataklysmischen Veränderlichen (Zwergnova) und beenden ihre Arbeit mit einem Ausblick auf die zukünftige Erforschung von Zwergnovae mit den von ihnen angewandten Methoden.
Und es geht weiter mit arXiv:0705.2120, Imaging the cool stars in the interacting binaries AE Aqr, BV Cen and V426 Oph, Watson et al. (2007).
Die Konzepte, welche hinter dem indirekten ,,imaging" dieser Systeme stehen, werden gesichtet und zusammengefasst. Vielleicht ist das eine geeignete Arbeit zum ersten Einstieg für den ,,todernsten" Amateur. Der lebenslustigere Sternfreund dürfte sich dagegen mehr von den Animationen (,,movies") der Verteilung der Sternflecken auf kühlen Sternen gefangen nehmen lassen.
Wir verlassen jetzt den Geberstern, begeben uns in Richtung auf den Weißen Zwerg und stoßen alsbald auf eine flache Scheibe
Abb. 1: Übersichtskarte AE Aqr
aus Gas, die im Weg liegt und von uns durchdrungen werden muss. Das ist die geheimnisvolle ,,Akkretionsscheibe". In ihr sammelt sich das vom Geberstern abgezogene Gas, das ja wegen der Erhaltung des Drehimpulses nicht geradlinig auf den Weißen Zwerg zufliegen kann. Das könnte man mal auf einem Kinderspielplatz, auf der dortigen Drehscheibe ausprobieren. Wichtiger Hinweis: da diese Spielplätze üblicherweise für Kinder oberhalb von 14 Jahren gesperrt sind, sollte man seine Versuche im Dunkeln mit einer rot leuchtenden Lampe ausführen. Als Verfasser dieser Zeilen lehne ich allerdings jegliche Haftung ab. Also, man stellt sich auf den äußeren Umfang der Scheibe, lässt sich mit der Scheibe drehen und versucht, durch geradlinigen Wurf der roten Taschenlampe das Zentrum der Drehscheibe zu treffen. Bin gespannt, was dabei herauskommt.
Zurück ins All. Das vom Geberstern abgezogene Gas sammelt sich also in der Akkretionsscheibe. Wo der Gasstrom auf diese Scheibe trifft, ist es warm, daher nennt man diese Stelle auch ,,Hot Spot". Diesen Fleck kann man in Lichtkurven sehen, wie er sich mit der Scheibe um den Weißen Zwerg herum bewegt. Eine solche Scheibe ist das gemeinsame Merkmal fast aller Zwergnovae. Fast, weil manche Weißen Zwerge ein solch starkes Magnetfeld haben, dass das vom Geberstern in einem Faden heranströmende ionisierte, heiße Gas vom Magnetfeld ergriffen wird, bevor es überhaupt auf die Idee kommen kann, eine Akkretionsscheibe bilden zu wollen. Entlang der Magnetfeldlinien wird es dann auf die Magnetpole des magnetischen Weißen Zwergs geführt. Weil die Scheibe fehlt, gibt es auf ihr auch keinen ,,Heißen Fleck". Und eine solche Zwergnova wird ein ,,polar" genannt.
Wenn aber ein Weißer Zwerg kein so starkes Magnetfeld hat, sondern nur ein schwaches, was dann? Schön wäre jetzt ein Experimentierkasten von der BAV mit einer Mini-Zwergnova (ab 14 Jahre). An einem Knopf ließe sich die Stärke des Magnetfelds vom Weißen Zwerg langsam steigern... Würde es dann urplötzlich bei Überschreiten eines kritischen Wertes einen Knall geben und alles Gas flösse direkt zum Weißen Zwerg? Vermutlich wird es einen sanfteren Übergang zwischen beiden extremen Zuständen geben: zwischen einem Zustand mit Zwergnova und Akkretionsscheibe und einem Zustand mit Zwergnova ohne eine solche Scheibe.
Und AE Aqr ist nun ein solcher Zwischenzustand, ein ,,intermediate polar". Wie sieht ein solcher aus? Weit entfernt vom magnetischen Weißen Zwerg dürfte sein Einfluss gering sein. Es bildet sich also eine Akkretionsscheibe, und wir sehen wieder unseren ,,Heißen Fleck". Nun wandern wir einfach mal mit dem Gas durch die Scheibe hindurch, alles scheint normal. Natürlich ist es ein wenig warm, das Gas drängelt sich ja in der schmalen Scheibe. Wenn wir lange genug bleiben, könnten wir auch Instabilitäten der Scheibe erleben, sie könnte einen Ausbruch erleiden. Bei Zwergnovae mit Scheiben kann das vom inneren Rand oder vom äußeren Rand geschehen. Diese beiden Ausbruchsarten dürften also unterschiedlich aussehen. Vielleicht schauen wir uns das aber besser von der Erde an. Dürfte gesünder sein ...
Wie bekommen wir aber ein solches Ereignis auf der Erde mit? Wir könnten uns ,,unsere" Zwergnova jede Nacht kurz anschauen, wenn die auf einmal ungewöhnlich hell ist, dann sehen wir einen Ausbruch (,,outburst"). Wir können uns aber auch auf BAV und AAVSO verlassen, die uns mit Alarmmeldungen versorgen. Dann erleben wir allerdings nicht das tolle Gefühl, selber etwas entdeckt zu haben, sind aber vielleicht ausgeschlafen. Aber zurück ins All. Wir sind langsam durch die Scheibe im Ruhezustand immer näher nach innen gerutscht und sehen jetzt plötzlich den Weißen Zwerg vor uns: der Innenrand der Scheibe ist erreicht. Eigentlich hatten wir so früh damit noch nicht gerechnet. Wir verscheuchen unsere tiefgründigen Gedanken, setzen unsere Sonnenbrille auf und erfreuen uns am Anblick eines Weißen Zwerg aus nächster Nähe.
VdS-Journal Nr. 27
116 V E R Ä N D E R L I C H E + S E R V I C E
Gerne würden wir jetzt weiter nach innen spiralen. Aber jetzt ist Schluss mit lustig, wir werden vom Magnetfeld des nahen Weißen Zwergs erfasst, hoch geschleudert und in hohem Bogen und rasantem Flug auf einen seiner beiden Magnetpole gelenkt. Dort schlagen wir mit voller Wucht auf der Oberfläche auf. Wieder ungesund.
Gesünder ist es dann doch, auf die Erde zurück zu kehren und die Pressemitteilung des Goddard Space Flight Center vom 05.01.08 zu lesen:
Japanische Wissenschaftler hatten entdeckt, dass AE Aqr wie ein Pulsar (Neutronenstern) Röntgenstrahlung aussendet. Typischerweise fehlt Weißen Zwergen die Energie hierfür. Die
Ursache für das ungewöhnliche Verhalten in AE Aqr wird in der extrem hohen Rotationsgeschwindigkeit des Weißen Zwergs gesehen. Wie oben bereits erwähnt, dreht sich die Primärkomponente in 33 s um sich selber. Dadurch entsteht das starke Magnetfeld, dieses fängt das vom Geberstern abgezogen Gas ein und stößt einen Teil mit nahezu Lichtgeschwindigkeit wieder aus. Dabei entsteht Röntgenstrahlung.
Und da die Rotationsachse vom Weißen Zwerg zur Achse seines Magnetfelds wie bei Pulsaren geneigt ist, schaut immer wieder einer seiner beiden Magnetpole zu uns herüber. Damit verhält sich dann AE Aqr wie ein Pulsar, nur sendet er keine Radiostrahlung aus, sondern unsere
Röntgensatelliten empfangen von ihm eine periodische Folge von Röntgenpulsen.
Weiße Zwerge wie AE Aqr könnten also ,,stille Teilchenbeschleuniger" sein, die viel zur Entstehung niederenergetischer kosmischer Strahlung in unserer Galaxie beitragen. Und damit ist AE Aqr für die Fachastronomen besonders interessant.
Damit ist unsere Reise durch Literatur und Akkretionsscheibe beendet. AE Aqr ist also besonders interessant, und wir sollten versuchen, von ihm mit unserer CCD-Kamera einen Lichtwechsel nachzuweisen. Es muss ja nicht die Rotationsperiode von nur 33 s sein, obwohl diese mich doch reizen würde ...
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.
Gerhard Scheerle, Dirk Panczyk, Winfried Kräling und des Verfassers enthalten. Vielen Dank den Zusendern!
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in Tabelle 1.
Bitte schicken Sie Ihre visuellen Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte". Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Microsoft Word (doc, txt, wpd) wäre gut. Der Verfasser behält sich Textanpassungen vor.
Nur noch von den folgenden Objekten fehlt fotografisches Bildmaterial: M18, M19, M21, M22, M23, M24, M25, M26, M28, M41, M48, M49, M52, M54, M55, M59, M68, M69, M70, M75, M79, M83, M85, M87, M89, M102.
Torsten Güths In den Nußgärten 31 D-61231 Bad Nauheim solaris1000@gmx.de
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 25. Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler,
VdS-Journal Nr. 27
VDS-J
28 29 30 31 32
Ausgabe
1/2009 2/2009 3/2009 1/2010 2/2010
Benötigte Objekte
M13 Her, M41 CMa, M79 Lep M23 Sgr, M24 Sgr, M25 Sgr M19 Oph, M68 Hya, M69 Sgr M83 Hya, M87 Vir, M102 Dra M20 Sgr, M21 Sgr, M22 Sgr
Einsendeschluss
Mitte September 2008 Mitte Januar 2009 Mitte Mai 2009 Mitte September 2009 Mitte Januar 2010
Tab. 1: Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
S E R V I C E 117
M 2, Wassermann (Aquarius)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
36.800 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 125 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,4 mag
Winkelausdehnung: 13`
Koordinaten:
RA: 31h34m
Dekl. -00 Grad 49`
Historisches: Dieser helle Kugelsternhaufen wurde vom Astronomen Maraldi im Jahre 1746 während der Beobachtung eines Kometens entdeckt. Charles Messier hat ihn dann erst wieder im September des Jahres 1760 wiedergefunden und in die Aufsuchkarte eines im Vorjahr beobachteten Kometen vermerkt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unter sehr günstigen Bedingungen (besser als 6 mag Grenzgröße) wahrscheinlich beobachtbar. (G. Scheerle)
Sucher 8x50: Bereits im 8x50-Sucher als heller Lichtfleck sichtbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: Kleiner und runder Nebelfleck, 0,2 Grad groß und 6,4 mag hell.
11 cm Öffnung: Mit 6,4 mag sehr helle, 6` große, runde diffuse Nebelfläche mit etwa 20 Einzelsternen 11,8 bis 12,2 mag, deutlich konzentriert. Der hellste Stern 11,8 mag steht im Zentrum. - In einer anderen Beobachtungsnacht waren andeutungsweise sogar 50 Einzelsterne erkennbar. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Im C8 bei 80-facher Vergrößerung stark konzentriert, nicht aufgelöst. (W. Kräling)
20 cm Öffnung: Ein großer und heller Sternhaufen mit einem hellen und großen Kern. Seine Form ist rund. Bei 228-facher Vergrößerung bis in das Zentrum in Sterne aufgelöst. (G. Kohler)
Abb. 1: Belichtet durch ein Newton von 15 cm und 880 mm Brennweite mit einer MX7C und einer Serie von vier Aufnahmen zu je zwei Minuten Belichtungszeit. (T. Güths)
25 cm Öffnung: Recht hell und groß bei 179-fach. Heller Kernbereich und schwächereAußenbezirke. Relativ stark konzentriert. Außenbereich in Einzelsterne auflösbar. Zentralbereich erscheint körnig strukturiert bis ansatzweise aufgelöst. Seine Gesamtform ist rundlich. Ein hellerer Stern in unmittelbarer Nähe. Ein weiterer auffälliger Stern direkt am Rand des Haufens. (D. Panczyk)
35 cm Öffnung: Im C14 schien er mir unter nicht idealen Bedingungen dennoch bis ins Zentrum aufgelöst zu sein. (T. Güths)
40 cm Öffnung: Mit 6,0 mag extrem helle, 7` breite diffuse Nebelfläche mit 100 Einzelsternen 11,6 mag bis 14,0 mag (1 Einzelstern 11,6 mag, übrige Einzelsterne 12,0 mag und schwächer).
Fotografie: Mit der analogen Fotografie können wir bereits ab 300 mm Brennweite M 2 als Kugelsternhaufen erkennen. Interessant
werden die Aufnahmen ab 1000 mm, wenn der Kugelsternhaufen in seiner ganzen Pracht abgelichtet werden kann. Die Belichtungszeit geht von 5 bis 20 Minuten bei Blenden von f/5 bis f/8. Für DSLR Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten von 200 bis 750 mm bei 1 bis 3 Minuten Belichtungszeit.
VdS-Journal Nr. 27
118 S E R V I C E
M 72, Wassermann (Aquarius)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
56.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 88 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 9,3 mag
Winkelausdehnung: 6`
Koordinaten:
RA: 20h54m
Dekl. -12 Grad 32`
Historisches: Dieser weniger große und brillante Kugelsternhaufen wurde vom Astronomen P. Mechain im August 1780 entdeckt und von Messier im Oktober 1780 bestätigt und in seine Liste aufgenommen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
Sucher 8x50: Im 8x50-Sucher als schwacher Lichtfleck erkennbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56 Ein sehr kleines und mit 9,2 mag recht schwaches Nebelfleckchen, nur 2` groß. Aber erkennbar! (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein sehr kleines und mit 8,8 mag recht schwaches Nebelfleckchen, nur 2` groß. Aber erkennbar! (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Im C8 bei 80-facher Vergrößerung nur lichtschwach und ohne Einzelsterne. (W. Kräling)
20 cm Öffnung: Der Haufen ist nicht gerade hell. Man kann ihn mit direktem Sehen noch erkennen. Runde Form, gleichmäßige Helligkeit. Bei 228-facher Vergrößerung erscheint der Haufen etwas körnig. Es ist kein deutlicher Kern zu sehen. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Im Teleskop runder, relativ schwacher Nebelfleck mit ganz leichter Konzentration zur Mitte. Mit indirektem Sehen in einige Einzelsterne auflösbar. Ein eher unspektakuläres Objekt. (D. Panczyk)
Abb. 2: Bildautoren: S. Binnewies, R. Sparenberg, V. Robering. Mit freundlicher Genehmigung von Herrn Binnewies.
40 cm Öffnung: Eine mit 9,4 mag relativ helle, 4` große diffuse Nebelfläche mit 17 zarten Einzelsternen 13,6 bis 14,8 mag (1 Einzelstern 13,6 im Norden, übrige Einzelsterne ab 14,4 mag). (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie können wir erst ab 500 mm Brennweite M 72 als Kugelsternhaufen erkennen. Interessant
werden die Aufnahmen ab 1000 bis 1500 mm, die den Kugelsternhaufen dann schön aufgelöst wiedergeben. Die Belichtungszeit geht von 5 bis 20 Minuten bei Blenden von f/5 bis f/8. Für DSLR Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten von 200 bis 750 mm bei 1 bis 3 Minuten Belichtungszeit.
VdS-Journal Nr. 27
S E R V I C E 119
M 73, Wassermann (Aquarius)
Objekttyp:
Sternengruppierung
Entfernung:
k.A.
Reale Ausdehnung: k.A.
Scheinbare Helligkeit: 8,9 mag
Winkelausdehnung: 3`
Koordinaten:
RA: 20h59m
Dekl. -12 Grad 38`
Historisches: M 73 wurde von Charles Messier im Oktober des Jahres 1780 aufgespürt und zuerst für einen Nebel gehalten. Dieses Objekt besteht aus drei / vier Sternen, die nicht in einem physischen Zusammenhang stehen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
Sucher 8x50: Hellste Sterne bereits im 8x50-Sucher sichtbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: Ein sehr kleines und mit 8,8 mag recht schwaches Nebelfleckchen, nur 2` groß. Aber erkennbar! (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein nur 1,0` großes Grüppchen von nur 3 Sternen 9,8 + 10,4 + 10,8 mag, die eine Gesamthelligkeit von 9,2 mag ergeben. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Der Sternhaufen ist bei 170-fach eine kleine Gruppe von vier schwachen Sternen. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 47-fach eher ein unspektakulärer offener Haufen, der kaum als solcher zu erkennen ist. Besteht aus 2 helleren und 6-7 schwächeren Sternen, die sehr locker gestreut sind. Zusammengehörigkeit ist kaum festzustellen. Einzelsterne sehr weit voneinander entfernt. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein 1,5` großes Grüppchen von nur 4 Sternen 10,4 + 11,0 + 11,8 + 12,0 mag, die eine Gesamthelligkeit von 9,6 mag ergeben. (G. Scheerle)
Abb. 3: Bildautoren: S. Binnewies, R. Sparenberg, V. Robering. Mit freundlicher Genehmigung von Herrn Binnewies. Fotografie: Ein Objekt für lange Brennweiten ab 1000 mm Brennweite und kurzen Belichtungszeiten von 5 bis 10 Minuten analog und 1 bis 3 Minuten für DSLR Kameras.
VdS-Journal Nr. 27
120 Z U M N A C H D E N K E N
Der Faden nach oben
von Manfred Deutschmann
Neulich geriet mir eine alte Fabel in die Hände: ,,Eines schönen Morgens glitt vom hohen Baum am festen Faden die Spinne herab. Unten im Gebüsch baute sie ihr Netz, das sie im Laufe des Tages immer großartiger entwickelte, und mit dem sie reiche Beute machte. Als es Abend geworden war, lief sie ihr Netz noch einmal ab und fand es herrlich. Da entdeckte sie auch wieder den Faden nach oben, den sie über ihre betriebsame Geschäftigkeit ganz vergessen hatte. Doch verstand sie nicht mehr, wozu er diente, hielt ihn für überflüssig und biss ihn kurzerhand ab. Sofort fiel das Netz zusammen, wickelte sich um sie wie ein nasser Lappen und erstickte sie."
Nur eine Fabel? Gewiss ist, dass wir uns in allzu großer Geschäftigkeit verlieren können, darüber das Wesentliche, Entscheidende im Leben übersehen können. Und was ist mit dem ,,Faden nach oben?" ,,Faden", nun ja, eine Verbindung, eine das Leben tragende Beziehung. ,,Oben": Hier gibt es sicherlich unterschiedliche Sichtweisen. Das Oben kann zu tun haben mit Überzeugungen, Werthaltungen, einem Glauben, einer Gewissheit des Verbunden- und Eingebundenseins in Prozesse des Lebens, der Natur, des Universums. Für viele ist es verknüpft mit dem, was wir Liebe nennen, wobei Formen der Nächstenliebe, wie sie z.B. Albert Schweizer als ,,Urwalddoktor" praktiziert hat, als vorbildlich gelten. Das Oben betrifft Fragen nach dem Woher und Wohin des menschlichen Lebens, nach dessen Sinn, betrifft Wünsche nach unangefochtener Geborgenheit und nicht zuletzt auch Fragen nach dem ,,Anfang von Allem".
Wie sieht es nun um den ,,Faden nach oben" unter uns Amateurastronomen aus? Bei der Vorstellung ,,Faden" habe ich keine Schwierigkeiten. Wenn ich durch das Teleskop ein Himmelsobjekt betrachte, dann ,,sehe" ich quasi auch einen Faden, nein, viele Fäden, Fäden aus Photonen, die mein Auge erreichen. Und das aus gewaltigen Entfernungen! Uns ist geläufig, dass solche Fäden Milliarden von Lichtjahren lang sein können. Von welchem ,,Oben" kommen die Fäden? Wir alle richten unser Teleskop im Bezug auf den Horizont
VdS-Journal Nr. 27
nach oben. Hier erfahren wir ein relatives Oben, gemessen in Winkelgraden. Relativ ist das Oben auch in Bezug auf den jeweiligen Horizont, der von unserem Beobachtungsstandort abhängt. Stets ist das Oben eingebettet in ein spezifisches Bezugssystem, ein individuelles.
In einer anderen Hinsicht wollen sich Astronomen nicht mit einer relativen Betrachtungsweise begnügen. Hier denke ich an die Suche nach einem Anfang des Universums, also an die Forschungen zum ,,Urknall". Das Fragen nimmt kein Ende. Es ist noch nicht lange her, da bezeichneten selbst kompetente Berufsastronomen die Frage, was vor dem Urknall war, als ,,sinnlos". Der Urknall galt lange als das absolute Oben, wenn wir das ,,Oben" mit dem Anfang gleichsetzen. Inzwischen ist es nicht nur legitim, es wird vielfach als erforderlich angesehen, den Fragen nachzuspüren, was vor dem Urknall gewesen sein könnte. Gibt es damit auch für dieses ,,Oben" das Relative? Kaum! Viel eher ist davon auszugehen, dass wir dieses ,,Oben" noch nicht kennen - wenn wir es denn je zu ergründen vermögen. Doch auf jeden Fall gilt die Devise: ,,Per aspera ad astra", nur mit beständigem Bemühen werden wir von Teilerfolg zu Teilerfolg vorankommen. Dabei ist es durchaus möglich, dass wir uns von den bislang gesponnenen ,,Fäden nach Oben" abwenden müssen, um an neue Fäden, sprich eine neue Theorie oder gar eine neue Astrophysik, anzuknüpfen. Wie ist es um meine ,,Fäden nach oben" bestellt? Seit ich mich mit Astronomie befasse und sie als Amateur bescheiden betreibe, ist mein Denken religiöser geworden, religiöser im Sinne von ,,religio", der Rückbindung an die Ursprünge des Universums und des Lebens. Hierzu gehört auch das Gewahrwerden der grundsätzlichen Ungesichertheit unseres Daseins. Aus astronomischer Sicht denke ich da z.B. an ,,Erdbahnkreuzer", Supernovae, Gamma-Blitze. Für mich gehören die Forschungen zum ,,Urknall" und dessen ,,Davor" zum Spannendsten überhaupt. Doch die Redlichkeit gebietet zuzugestehen: Solange wir uns mit unbewiesenen Theorien über den ,,Ursprung von Allem" begnügen müssen, stehen sie neben dem Glauben, ohne ihn zu ersetzen. Und ich werde ,,Fäden nach oben"
gewahr, die weder von der ansteigenden Bevölkerungsrate noch von der zunehmenden Luftverschmutzung behelligt werden - und die mich vor einem Ersticken in irdischem Unrat bewahren.
Mit meiner Sichtweise sehe ich mich in guter Gesellschaft. Erinnert sei hier an die bekannte Aussage Albert Einsteins: ,,Gott würfelt nicht". Diese Überzeugung scheint zwar nicht richtig zu sein, entscheidend in unserem Zusammenhang ist jedoch die Tatsache, dass Einstein ganz selbstverständlich von Gott und seinem Tun spricht. Und es gibt auch heute eine ganze Reihe bedeutender Astronomen/Kosmologen, die bekennen, dass die Wissenschaft die ,,letzten Fragen" - und das sind die Fragen nach dem Ursprung des Universum und dessen Schicksal sowie die Frage nach dem Woher und Wohin des Lebens - nie wird mit Sicherheit beantworten können.
Hier kommt von kompetenter Seite das Eingestehen und Akzeptieren der Grenzen menschlichen Erkennens zum Ausdruck. Darin bekunden sie das Resultat einer reifen Entwicklung und der ihr entsprechenden Bildung.
Z U M S C H M U N Z E L N 121
VdS-Journal Nr. 27
122 B E O B A C H T E R F O R U M
Quasar PKS 1749+096: Der außergewöhnlich starke Ausbruch des Jahres 2007
von Stefan Karge
Zur Geschichte des Quasars PKS 1749+096 PKS 1749+096 = OT 081 ist ein stark variabler Quasar im nördlichen Teil des Sternbildes Ophiuchus (Tab. 1). Er wurde um das Jahr 1967 als Radioquelle entdeckt, und zwar unabhängig voneinander während der Radiodurchmusterung des 4th Cambridge Survey of Radio Sources (4C) [1] und des Ohio State University Radio Survey (OT) [2]. Als optisches Gegenstück zur Radioquelle wurde ein schwaches, stellares Objekt mit einer Helligkeit von etwa 18 mag gefunden [3, 4]. D. Wills & B. J. Wills (1976) [5] berichteten von einer geschätzten Helligkeit von R=17 mag vom Rot-Auszug des Palomar Observatory Sky Survey. PKS 1749+096 gilt heute als bekannte Radioquelle und wurde als solche in verschiedenen Radiodurchmusterungen katalogisiert (OT, PKS, 4C, S5) (Tab.
1). Darüber hinaus konnten Emissionen sowohl im Bereich der Röntgenstrahlung (RX, 2E) als auch der Gammastrahlung (INTREF) nachgewiesen werden. Erste spektroskopische Untersuchungen des stellaren Objektes zeigten ein ungewöhnliches, weil strukturloses Spektrum ohne Linien [3, 4, 5]. Dies führte, zusammen mit der nachgewiesenen Polarisation, zur Klassifizierung als BL-LacertaeObjekt. Weitere spektroskopische Untersuchungen folgten während einer leuchtschwachen Phase des Quasars im Juni 1987. Zur Überraschung konnten nun schwache Emissionslinien gefunden werden. Als Ergebnis veröffentlichten Stickel et al. (1988, 1993) [6, 7] eine Rotverschiebung von z = 0,320, welche unabhängig davon durch White et al. (1988) [8] bestätigt werden konnte (z = 0,322). Der zuletzt genannte Wert zur Rotverschiebung findet
sich auch im Quasarkatalog von Hewitt & Burbidge (1989) [9]. Eine Rotverschiebung von z = 0,322 bedeutet, dass das Licht, welches wir heute empfangen, seine Reise durch den Kosmos vor etwa 3,5 Milliarden Jahren begonnen hat [10] (Tab. 1). Hochaufgelöste fotografische Aufnahmen von Seiten der Profis zeigten die stellare Quelle umgeben von einem sehr kleinen, beinahe runden symmetrischen Nebel [6, 11]. Dieser runde Nebel ist nichts anderes als die weit entfernte Heimatgalaxie von 1749+096, in deren Zentrum sich der Quasar befindet. Nur während einer Phase geringer Aktivität war es somit möglich, die Heimatgalaxie von 1749+096 nachzuweisen. In Zeiten höherer Aktivität wird das schwache Licht der Galaxie durch den hellen Quasar komplett überstrahlt. Die Heimatgalaxie von 1749+096 wird heute unter der Bezeichnung LEDA 84879 im HyperLEDA Catalogue geführt [12]. Nach
Abb. 1: PKS 1749+096, 25. April 2007, 23h55m UT, 20 s, Bildfeld 15 x 15 Bogenminuten, Taunus-Observatorium, S. Karge (Norden oben, Osten links).
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 2: PKS 1749+096, DSS1R, Bildfeld 15 x 15 Bogenminuten (Norden oben, Osten links).
B E O B A C H T E R F O R U M 123
der Entdeckung von Emissionslinien im Spektrum wurde das Objekt 1749+096 von White et al. (1988) [8] als ,,weak lined quasar" klassifiziert. Heute werden beide Klassifikationen für 1749+096 verwendet, also Quasar und BL Lacertae Objekt, obwohl in den Quasarkatalogen von Veron-Cetty & Veron (2001, 2003, 2006) das Objekt durchweg als Quasar geführt wird [13].
Was macht den Quasar PKS 1749+096 so interessant für den Amateurastronomen? Bereits kurz nach seiner Entdeckung wurde festgestellt, dass es sich bei dem Quasar PKS 1749+096 um eine stark und schnell veränderliche Quelle sowohl im Optischen als auch im Radiobereich handelt. Zugegeben, Radiobeobachtungen bleiben wohl weitestgehend den Profiastronomen vorbehalten, aber Veränderungen in der optischen Helligkeit können von den Amateuren sehr gut beobachtet und verfolgt werden. In der Vergangenheit zeigte die stellare Quelle Helligkeitsschwankungen von bis zu 2,7 Größenklassen [14]. Sie erstreckten sich in etwa zwischen 16 mag und Mitte 18 mag. Meist aber blieb der Quasar dabei im unteren, also schwachen Helligkeitsbereich. Gut ins Bild passen dazu auch die Beobachtungsdaten der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) [15] und bestätigen den oben genannten Schwankungsbereich. Für die visuellen Beobachter mit Teleskopen mittelgroßer Öffnungen ist das natürlich nicht besonders attraktiv. Abhilfe schafft hier die CCD-Fotografie, die unter Amateurastronomen heute schon sehr verbreitet ist. Für den interessierten digitalen Beobachter ist ein Helligkeitsbereich zwischen 16 mag und 18 mag schon mit relativ kurzen Belichtungszeiten erreichbar.
Entdeckung und Helligkeitsentwicklung Eine große Überraschung stellte sich in der Nacht des 25. April 2007 ein, nachdem ich den 24-Zoll-Reflektor des Taunus-Observatoriums auf den Quasar PKS 1749+096 eingestellt hatte. Mit großem Erstaunen prüfte ich die ersten CCDAufnahmen auf dem Schirm des Laptops. Konnte das richtig sein oder hatte ich mich vertan? Ein deutliches Signal zeigte sich an genau der Position, an der auf der Rotaufnahme des POSS1 nur ein sehr schwaches stellares Pünktchen den Quasar markierte (Abb. 1 und Abb. 2). Voller Spannung ging es noch in dieser Nacht an die photometrische Auswertung
mag
13,80 14,00 14,20 14,40 14,60 14,80 15,00 15,20 15,40 15,60 15,80 10. Apr.
25. Apr.
PKS 1749+096 Lichtkurve 2007X
10. Mai. 25. Mai. 9. Jun. 24. Jun. 9. Jul. Taunus Obs. - CCD Taunus Obs. - visuell
24. Jul. 8. Aug. 23. Aug. 7. Sep. Bradford - CCD Bradford - CCD Grün
22. Sep.
Abb. 3: Abbildung 3: PKS 1749+096, Lichtkurve 2007, April bis September (S. Karge) PKS 1749+096, Lichtkurve 2007, April bis September (S. Karge)
der Aufnahmenserie. Der erste Eindruck hatte nicht getäuscht. Die beobachtete Helligkeit lag bei 14,12 mag (Abb. 1)!
Schwankungen eine visuelle Helligkeiten um 15 mag erreichte (Abb. 3). Ergänzende Beobachtungsdaten wurden überraschenderweise im März 2008 über VSNET veröffentlicht. Die automatische Beobachtungsstation der ASAS-3 (The All Sky Automated Survey) [18] detektierte den Ausbruch bereits am 2. April 2007 mit einer visuellen Maximalhelligkeit von 13,89 mag - damit also geringfügig heller als der vom Autor registrierte Wert.
Erstellung der Aufnahmen und Auswertung Die Beobachtungen wurden durchgeführt am Taunus-Observatorium und mit dem Bradford Robotic Telescope mithilfe von
Abb. 4: Aufsuchkarte für den Quasar PKS 1749+096, Bildfeld 10 x 10 Bogenminuten (Fiorucci, 1998)
Damit war der Quasar PKS 1749+096 um etwa zwei Größenklassen heller als alle früher beobachteten Maximumshelligkeiten. Ein neuer historischer Helligkeitsausbruch des Quasars PKS 1749+096 war entdeckt worden [16]. Weitere Beobachtungen, sowohl vom Taunus-Observatorium als auch durch das Bradford Robotic Telescope [17] konnten diesen starken Ausbruch bestätigen. Im Verlauf von Mai und Juni 2007 zeigten meine Beobachtungen geringfügige Helligkeitsschwankungen zwischen 14,4 mag und 14,7 mag. Hierzu wurden auch vier Aufnahmen von G. Hurst von der British Astronomical Association beigesteuert, die ebenfalls mithilfe des Bradford Robotic Telescope entstanden. Der Trend in der Abschwächung der Helligkeit setzte sich fort bis hinein in den Juli und August 2007, als der Quasar unter leichten
Koordinaten (2000)
Sternbild Typ Rotverschiebung Entfernung Visuelle Helligkeit Kataloghelligkeit Absolute Helligkeit Lichtlaufzeit
17h51m32.8 +09 Grad 39´02 Oph QSO / BL Lac 0,322 1231 Mpc 14,0 - 18,4 mag 16,78 mag -24,1 MB 3,49 Mrd. LJ
Tabelle 1: Daten zum Quasar PKS 1749+096
Andere Bezeichnung: Q 1749+096, OT 081, 4C 09.57, PKS 1749+096, S5 1749+096, LEDA 84878, RX J1751.5+0938, 2E 1749.1+0939, J175132.8+093902, INTREF 862
Quellen: Veron-Cetty & Veron 2006 [12] Nasa Extragalactic Database (NED) [10] Centre des Donnees astronomiques de Strasbourg (CDS) [21]
VdS-Journal Nr. 27
124 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 5: Der Primärfokus des 24-ZollReflektors, zusammen mit dem Autor
CCD-Kameras. Die Aufnahmen wurden anschließend photometrisch ausgewertet mithilfe von Referenzsternen im visuellen Spektralbereich, die von Fiorucci et al. (1998) [19] veröffentlicht wurden. Am Taunus-Observatorium (MPC B01) kam eine CCD-Kamera vom Typ STL11000 mit IR-Block-Filter zum Einsatz, montiert im Primärfokus (f/3,3) des 24-Zoll-Reflektors (Abb. 5). Das Taunus-Observatorium wird unterhalten vom Physikalischen Verein in Frankfurt am Main [20]. Zusätzlich wurden visuelle Beobachtungen mit Reflektoren von 14 Zoll und 24 Zoll Öffnung durchgeführt. Das Bradford Robotic Telescope (Teneriffa) arbeitet mit einem 14-Zoll-SCTeleskop und ist ebenfalls mit einer CCDKamera ausgerüstet. Sowohl ungefilterte Aufnahmen als auch Aufnahmen durch ein Grün-Filter konnten so ferngesteuert gewonnen werden.
Die Beobachtung des Quasar PKS 1749+096 Der Quasar PKS 1749+096 steht im nördlichen Teil des Sternbildes Ophiuchus, etwa vier Grad nordnordöstlich des bekannten Offenen Sternhaufens IC 4665. Eine Aufsuchkarte sowie eine Sequenz mit photometrierten Referenzsternen wurden von Fiorucci et al. (1998) [19] veröffentlicht (Abb. 4 und Tab. 2). Wie bereits oben erwähnt, hatte die Helligkeit von 1749+096 im Verlauf
VdS-Journal Nr. 27
der Monate Juli und August 2007 unter leichten Schwankungen die fünfzehnte Größe erreicht. Ein stellares Objekt dieser Helligkeit ist durchaus auch visuell mit Teleskopen von 12 Zoll bis 14 Zoll Öffnung unter dunklem Himmel komfortabel zu beobachten. Mithilfe der hier dargestellten Aufsuchkarte und der Vergleichssterne lässt sich der Quasar im Gesichtsfeld eindeutig identifizieren und anschließend seine Helligkeit bestimmen. Im November 2007 neigte sich die Beobachtungsperiode ihrem Ende zu. Leider hatte der Wettergott kein Einsehen, und so endete die Beobachtungsperiode 2007 ohne eine weitere Sichtbarkeitsmöglichkeit. Es hieß also warten auf die Zeit nach der Konjunktion mit der Sonne, wenn der Quasar am Morgenhimmel wieder sichtbar werden sollte. Ab Januar 2008 hatten jetzt die Frühaufsteher und die ,,notorischen Nachteulen" die Möglichkeit, dem Objekt am Morgenhimmel aufzulauern. Wie würde sich die Helligkeit des Quasars in der Zwischenzeit entwickelt haben? Voller Spannung ging es also zurück ans Teleskop. Die eigenen Beobachtungen vom 3. Februar und 9. Februar 2008 zeigten das Zielobjekt allerdings bei schwachen 18,3 mag. Damit befand er sich nahe des Minimums seiner Aktivität. Die Helligkeit war also in den zurückliegenden drei Monaten weiter abgesunken. Auch die folgenden Beobachtungen im April und Mai 2008 zeigten den Quasar weiterhin schwach zwischen 17,7 -18,1 mag. Das heißt aber nicht, den Quasar PKS 1749+096 von der Beobachtungsliste zu streichen. Wie eingangs erwähnt, handelt es sich hier um ein sehr dynamisches Objekt. Es ist also nur eine Frage der Zeit, bis der nächste Ausbruch folgt. An dieser Stelle möchte ich interessierte Beobachter dazu aufrufen, ihr visuelles und fotografisches Augenmerk auf dieses besondere Objekt zu richten. Das Beobachtungsfenster für PKS 1749+096 ist noch bis Ende November 2008 geöffnet. Es bleibt also noch genügend Zeit, sich diesen besonders aktiven Quasar einmal näher anzuschauen.
An Ergebnissen von Mitbeobachtern bin ich natürlich sehr interessiert. Wer möchte, kann seine Beobachtungsdaten unter der E-Mail Adresse quasar1749-vds@gmx. de an mich weiterleiten. Ich werde die Daten sammeln und die Ergebnisse der Beobachtungsperiode 2008 hier im VdSJournal veröffentlichen.
Zusammenfassung Helligkeitsveränderungen finden sich verbreitet unter Quasaren und im Besonderen bei den BL-Lacertae-Objekten. Der hier vorgestellte Quasar PKS 1749+096 zeigte in der Vergangenheit eine schnelle und kurzfristige optische Veränderlichkeit um 2,7 Größenklassen, die sich zwischen 16 mag und 18 mag erstreckte. Das Außergewöhnliche an diesem besonderen Ausbruch des Jahres 2007 war aber seine Dauer und seine Stärke. Normalerweise sind Ausbrüche charakterisiert durch einen schnellen Anstieg, eine kurze Verweildauer im Maximum und einen anschließenden Helligkeitsabfall. Nicht so im Fall von PKS 1749+096. Dieser starke Ausbruch war von außergewöhnlich langer Dauer. Über vier Monate hinweg präsentierte sich dieser Quasar besonders aktiv bei einer Helligkeit um 15 mag. Im Maximum überstieg seine Helligkeit mit einem Wert von 13,9 bzw. 14,1 mag alle vorher gemessenen Maximalhelligkeiten um rund zwei Größenklassen. Es handelte sich also um den stärksten Ausbruch von PKS 1749+096 im Optischen, der jemals entdeckt wurde. Damit hat sich auch die uns bekannte Schwankungsbreite in der Helligkeit auf über vier Größenklassen erweitert. Weitere Beobachtungen werden zeigen, ob es sich beim Ausbruch 2007 um ein singuläres Ereignis handelte, oder ob wir am Beginn einer neuen und besonders starken Aktivitätsphase in der Geschichte des Quasars PKS 1749+096 stehen.
Sternklare Nächte und viel Erfolg bei der Beobachtung wünscht Stefan Karge
Stern C1 C2 C3 C4 C5 C6
V 11,95 (0,04) 14,17 (0,04) 14,23 (0,04) 14,36 (0,04) 14,89 (0,04) 14,91 (0,05)
R 11,45 (0,04) 13,75 (0,04) 13,80 (0,04) 13,94 (0,04) 14,45 (0,04) 14,32 (0,05)
Tabelle 2: Vergleichssterne für Quasar PKS 1749+096 (Fiorucci, 1998)
I 11,00 (0,03) 13,38 (0,04) 13.39 (0,04) 13,55 (0,04) 14,02 (0,04) 13,88 (0,04)
B E O B A C H T E R F O R U M 125
Literatur:
[1] Gower, J.F.R., Scott, P.F., Wills, D., 1967, MmRAS 71, 49G; A survey of radio sources in the declination ranges -07 to 20 and 40 to 80.
[2] Fitch, L.T., Dixon, R.S., Kraus, J.D., et al., 1969, AJ 74, 612F; A high-sensitivity 1415-MHz survey between declinations of 0 and 20 north.
[3] Browne, I.W.A., Crowther, J.H., Adgie, R.L., 1973, Nature 244, 146; Some Identifications of Radio Sources with neutral stellar objects.
[4] Strittmatter, P.A., Carswell, R.F., Gilbert, G., Burbidge, E.M., 1974, ApJ 190, 509; Spectroscopic observations of objects identified with radio sources.
[5] Wills, D., Wills, B.J., 1976, ApJS 31, 143; Spectroscopy of 206 QSO candidates and radio galaxies.
[6] Stickel, M., Fried, J.W., Kühr, H., 1988, A&A 191, L16; The redshifts of the BL
Lac objects 1749+096 and 2254+074. [7] Stickel, M., Fried, J.W., Kühr, H., 1993,
A&AS 98, 393; The complete sample of 1 Jy BL Lac objects. II - Observational data. [8] White, G.L., Jauncey, D.L., Wright, A.E., et al., 1988, ApJ 327, 561W; Redshifts of southern radio sources. VII. [9] Hewitt, A., Burbidge, G., 1989; A New Optical Catalog of Quasi-Stellar Objects. [10] Nasa Extragalactic Database (NED): http://nedwww.ipac.caltech.edu/ [11] Wurtz, R., Stocke, J.T., Yee, H.K.C., 1996, ApJS 103, 109W; The Canada-FranceHawaii Telescope Imaging Survey of BL Lacertae Objects. [12] Paturel, G., Petit, C., Prugniel, P., et al., 2003, A&A 412, 45; HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies. [13] Veron-Cetty, M.-P., Veron, P., 2006; A catalogue of quasars and active nuclei (12th edition). [14] Pica, A.J., Smith, A.G., Webb, J.R., et
al., 1988, AJ 96, 1215; Long-term optical behavior of 144 compact extragalactic objects - 1969-1988. [15] American Association of Variable Star Observers (AAVSO): http://www.aavso. org [16] Karge, S., 2007, The Astronomer, Vol. 44, No 520, 100; The exceptional 2007 Outburst of Quasar PKS 1749+096. [17] Bradford Robotic Telescope: http://www. telescope.org [18] ASAS-3 (The All Sky Automated Survey): http://archive.princeton.edu/~asas/ [19] Fiorucci, M., Tosti, G., Rizzi, N., 1998, PASP 110, 105F; VRI Photometry of Stars in the Fields of 16 Blazars. [20] Physikalischer Verein, Frankfurt am Main: www.physikalischer-verein.de [21] Centre des Donnees astronomiques de Strasbourg (CDS): http://cdsweb.ustrasbg.fr
Mein Urlaub in Schönau am Königssee Testlauf für die Canon EOS 400D
von Patrick Fopp
Unser diesjähriger Winterurlaub sollte vom 26.12.07 bis zum 04.01.08 nach Schönau am Königssee nahe Berchtesgaden gehen. Nach zweitägiger Autoanreise dort angekommen, offenbarte sich der Ort als
kleines, ruhiges und noch relativ dunkles Örtchen im Berchtesgadener Land. Bereits am ersten Abend war der Himmel nahezu ideal durchsichtig und klar, was bei -10 Grad C gegen 21 Uhr wohl schnell ver-
ständlich wird. Ja, nahezu ideal, um meine soeben zu Weihnachten neu erstandene Digitalkamera Canon EOS 400D einmal so richtig auf Herz und Nieren zu testen. Dabei hätte es beinahe gar nicht zu einem
Abb. 1: In der Bildmitte sind das Sternbild Stier und die Plejaden zu erkennen. Am linken Bildrand geht der Planet Mars knapp über dem Bergrand auf. Aufnahme vom 27.12.07 um 17:35 Uhr, 30 s belichtet bei Blende 4,5 und 18 mm Brennweite. Canon EOS 400D bei ISO 400.
Abb. 2: Die gemütliche, winterliche Atmosphäre des Nachbarhauses. Einige Sterne nahe des Sternbilds Zwillinge sind über diesem Hausdach zu erkennen. Belichtungszeit 30 s bei Blende 4,5 und 28 mm Brennweite. Canon EOS 400D bei ISO 400, nachbearbeitet mit Photoshop CS3.
VdS-Journal Nr. 27
126 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 3: Sternbild Großer Hund und der untere Teil des Sternbilds Orion am 27.12.07 um 22:32 Uhr. Aufnahme 30 s belichtet bei Blende 4,5 und 18 mm Brennweite. Canon EOS 400D, ISO 800 und Nachbearbeitung mit Photoshop CS3.
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 4: Der Mond geht über dem Kehlstein in Schönau auf. Er wurde absichtlich überbelichtet, um die nächtliche Atmosphäre des Ortes besser darzustellen. Rechts ist die nächtliche Beleuchtung der Skianlage des Jenner zu erkennen. 5 s belichtet bei Blende 4,5 und 18 mm Brennweite. Canon EOS 400D bei ISO 800.
Abb. 5: Das Sternbild Großer Wagen über dem Nachbarhaus. Bei 55 mm Brennweite lässt sich dank des hohen Auflösungsvermögens der 400D sogar beim ,,Hineinzoomen" in das Bild am Computer der Ludwigsstern neben Mizar und Alkor erkennen. Aufnahme 30 s belichtet bei Blende 4 und 18 mm Brennweite. Canon EOS 400D bei ISO 800.
solchen Testlauf kommen können, da ich unter dem Weihnachtsbaum enttäuscht feststellen musste, dass kein Akku und keine CF-Speicherkarte dabei waren. Wäre mir da nicht von meinem Sternfreund Georg Neumann aus Rheine in meiner Not unter die Arme gegriffen worden, hätte ich wohl allen Ernstes auf dieses ,,Aha-Erlebnis" verzichten müssen. Dafür noch einmal meinen allerherzlichsten Dank, Georg! Alle Aufnahmen entstanden vom Balkon unserer Ferienwohnung mitten in Schönau aus. Mangels Stativ nahm ich Geländer und Mütze zur Hilfe. Ein Tipp: Mit einer Wollmütze kann man ganz prima stufenlos unterschiedliche horizontnahe Höhen ,,arretieren"! Aber wenn man mal gerade keine solche zur Hand hat, kann man natürlich auch ein Stativ benutzen.
Herzliche Grüße und viele klare Nächte!
V d S - N A C H R I C H T E N 127
Alle Jahre wieder - der 5. bundesweite Astronomietag in Weikersheim
von Joachim Schröder
Wie jeden September nahm auch dieses Mal die Astronomische Vereinigung Weikersheim e. V. am bundesweiten Astronomietag teil. Bereits eine Stunde vor Öffnung der Sternwarte fanden sich die ersten Besucher auf dem Sternwartenkomplex auf dem Karlsberg ein. Zusätzlich zur Sonnenbeobachtungen mit einem Coronado PST freute man sich auch im Weikersheimer Schlosspark mit mobilen Teleskopen den interessierten Besuchern eine Blick auf unser Zentralgestirn zu zeigen. Auch die Planetengottheiten im Schlosspark zu Weikersheim wurden fachmännisch in Kooperation mit der
Schlossverwaltung erklärt. Der kräftige Wind sorgte dafür, dass ein Großteil des Himmels ohne Wolken war. So konnte man den circa 140 Besuchern auf der Sternwarte den horizontalen Jupiter, M 57, M 31 und den abnehmenden Mond zeigen. Bis Mitternacht harrten die Besucher aus und wem es zu kalt wurde, der konnte sich bei einem Multimedia-Vortrag im neuen Seminarraum nicht nur aufwärmen. Besonders stolz waren die Weikersheimer Hobbyastronomen auf Gäste aus der Ferne, wie beispielweise Besucher aus Wiesbaden, die aufgrund der dortigen Lichtverschmutzung extra ins Hohneloher Land zu unserem Tag der Astronomie
gereist sind. Ein Wermutstropfen zu diesem 5. bundesweiten Astronomietag ist sicherlich die Wahl des Termins. Gerade Erstbesucher waren etwas enttäuscht, dass der zu helle Mond den Blick auf lichtschwächere Deep-Sky-Objekte (z.B. M 31, M 57...) erschwerte. Hier sollte man bei der Wahl des Termins weiterer Astronomietages darauf achten, dass man ein attraktives Himmelsangebot gerade für Neubeobachter bieten kann. Die Astronomische Vereinigung Weikersheim e.V. wird auch beim 6. Astronomietag - wie all die Jahre zuvor - wieder dabei sein. Clear skies.
Leserbriefe
Der Astronomietag 2007 im Isarwinkel
Sehr geehrte Damen und Herren, hallo liebe Sternfreunde,
ich möchte mich auf diesem Wege für die zugesandten Journale
bedanken! Ich habe wie schon in der Vergangenheit viele interes-
sante Beiträge und konkrete Informationen gefunden, die mir in
diesem schönen Hobby weiterhelfen. Anerkennung und ein großes
Dankeschön an alle, die an der Entstehung dieser Publikation
beteiligt sind!
Mit freundlichen Grüßen Roland Leser
Nach zwei bewölkten Astronomietagen in Folge, endlich wieder einer mit klarem Himmel. Bereits ab 15 Uhr waren mehrere Coronado PST und ein Zeiss APQ Refraktor mit HA-Filter auf die Sonne gerichtet. Auf diese Weise kam so mancher Besucher der Ausflugsgaststätte Waldherralm in Wackersberg bei Bad Tölt ganz unverhofft mit der Astronomie in Kontakt und erfuhr eindrucksvoll im wahrsten Sinne des Wortes aus heiterem Himmel, eine der wichtigsten Fakten der Himmelskunde: unsere Sonne ist ein Stern!
Ab etwa 18 Uhr waren alle unsere Instrumente vom Fernglas, 60 mm Schiefspiegler, 90 mm Maksutov, 130 mm APQ, 8 und 10`` SCs bis hin zum C14, auf den Jupiter gerichtet. Gespannt, wie das Mädchen, das mit seinem Planetenbuch und darin aufgeschlagener Jupiterseite in der Warteschlange stand, wurde die scheinbare Annährung von Io an den Jupiter bis zu dessen Verschwinden hinter dem Planeten verfolgt. Trotz zunehmender Bewölkung waren unseren Besuchern nach Einbruch der Dunkelheit noch Blicke auf den aufgehenden Mond, auf einige Doppelsterne sowie M57 und M13 vergönnt. Danach wurden von unseren Gästen die mit einem Beamer präsentierten Astrofotos und deren Erklärungen mit großem Interesse aufgenommen.
Insgesamt hatten wir an die 100 Besucher, darunter erfreulicherweise auch viele Kinder. Für den AT 2008 würden wir uns einen Termin zur Beobachtung von Saturn und dem Halbmond wünschen, die für Laien beeindruckendsten Objekte der Himmel!
Dann halten wir hier im Isarwinkel für unserer Astronomie wieder die Fahne hoch und
auch sicher wieder mit der Unterstützung von Franz Mraz aus München und von Peter
Schluck aus Aspach bei Stuttgart.
Franz Xaver Kohlhauf
Hiermit möchte ich mich bei Daniel Spitzer für den Bericht über den Selbstbau eines beleuchteten Zeichenbretts und der Anregung zum Nachmachen bedanken. Ich selbst besitze ein SchmidtCassegrain-Teleskop. Als ich den Bericht mir durchlas und das Bild sah, wusste ich, das ist die richtige Lösung. Als nächstes zeigte ich den Bericht meinem Schwiegervater und erklärte ihm so nebenbei, das wäre ein ideales Geburtstagsgeschenk für mich. Mein Schwiegervater beschäftigt sich gerne mit Holz und besitzt auch eine eigene Werkstatt. Also bekam ich von meinem Schwiegervater ein Zeichenbrett zum Geburtstag geschenkt. Ein sehr schönes Geschenk.
Nochmals vielen Dank an Daniel Spitzer (Idee) und an Hermann Eifert (Umsetzung der Idee)
Gertaud Eifert Mitgliedsnummer: 8594
VdS-Journal Nr. 27
128 R E Z E N S I O N
Die Software ,,Stellarium"
von Johannes Ungerer
Was sieht man denn dort am Sternenhimmel? Wo steht Saturn heute Nacht um 11 Uhr? Wie findet man M 42? Solche Fragen stellen sich gerade den Einsteigern der Amateurastronomie, wenn es darum geht, mit dem Beobachten zu beginnen. Neben Jahrbüchern und langen Tabellen bietet sich heutzutage auch der Computer als Informationsquelle an. Allerdings sind die meisten Astronomie-Programme relativ teuer und schwierig zu bedienen. ,,Stellarium" dagegen ist eine kostenlose Software, die sich gerade für Einsteiger eignen könnte. Doch erfüllt sie wirklich die Erwartungen?
Stellarium versteht sich als virtuelles Planetarium, das in Echtzeit den Sternenhimmel von einem einstellbaren Ort aus in einem bestimmten Blickwinkel zeigt; zusätzlich kann die Bewegung der Himmelskörper im Zeitraffer simuliert werden. Das Programm besitzt eine fast fotorealistische Darstellung, insbesondere sind Sonnenaufgänge und Untergänge, Meteore und die Darstellung von Nebeln, Galaxien und Planeten faszinierend genau. Die Software wird von dem Franzosen Fabien Chereau und anderen Mitwirkenden weltweit entwickelt und unter der GNU General Public License [1] im Internet
Abb. 2: Typische Himmelsansicht in Stellarium, hier ist M 42 ausgewählt.
Abb. 3: Zoom auf den Saturn (entspricht realer Ansicht mit Monden).
VdS-Journal Nr. 27
Abb. 1: Icon und Logo von Stellarium
veröffentlicht. Die Software darf kostenlos genutzt und kopiert werden, das Projekt finanziert sich durch Spenden von Benutzern - technisch versierte Nutzer können auch selbst aktiv mitwirken.
Ein großer Vorteil von Stellarium ist, dass es für Windows 98/2000/ME/XP, Mac OS X und Linux verfügbar ist und einfach von der Website ,,http://www.stellarium. org/de/" heruntergeladen werden kann. Mit einer Größe von 16 bis 20 MB ist ein ISDN-/DSL-Internetzugang sicherlich von Vorteil, dafür kann das Programm (momentan in der Version 0.9.1) gleich nach abgeschlossenem Download ins Programme-Verzeichnis verschoben und dort gestartet werden, nur unter Linux muss es noch kompiliert werden. Bei auftretenden Problemen helfen das mitgelieferte Handbuch (im PDF-Format) oder die online-Hilfeseiten (als Wiki [2]), leider sind beide zurzeit nur auf Englisch verfügbar.
Nach dem Start von Stellarium und dem Laden der Grafiken wird automatisch der momentan sichtbare Himmel dargestellt. Mein erster Eindruck war sehr positiv, da die Programmoberfläche aufgeräumt und auf das Wesentliche konzentriert wirkt. Aber seien Sie nicht überrascht, wenn die Himmelsansicht zunächst nicht ganz stimmt, die Voreinstellung für den Beobachtungsort ist Paris. Deshalb sollten Sie die Einstellungen anpassen, dies ist in der Symbolleiste unten rechts über das Schraubenschlüsselwerkzeug möglich. Geben Sie die gewünschte Sprache, Ihren Beobachtungsort (Koordinaten) und die Bildschirmauflösung an - nach einem Programmneustart werden die Änderungen wirksam. Nun können Sie noch in den Einstellungen die anzuzeigenden Objekte festlegen, insgesamt stehen in Stellarium davon 120.000 zu Verfügung (aus dem NGC- und Hipparcos-Katalog). Oder probieren Sie einfach einmal alle Funktionen des virtuellen Planetariums aus. Mit den Pfeiltasten der Tastatur drehen Sie z. B. die Ansicht, mit den Seite-hoch-/Seite-runterTasten kann man zoomen und mittels linkem Mausklick ein Objekt auswählen; dann können Sie mit den Tasten ,,Shift" und ,,/" zu dem Objekt zoomen, zum Objekt werden Informationen links oben angezeigt. Die Zeit lässt sich mit den Tasten
R E Z E N S I O N + V O R S C H A U 129
J (verlangsamen bzw. Rückwärtslauf), K (zurücksetzen auf normal) und L (beschleunigen bzw. Vorwärtslauf) beeinflussen. Weitere Funktionsmöglichkeiten des Programms verbergen sich hinter den einzelnen Feldern der Symbolleiste. Zur Vorbereitung und während der Beobachtung ist es gerade auch Einsteigern möglich, sich am Himmel zurecht zu finden und eben z. B. die Position von Saturn zu ermitteln, entweder einfach über die Ansicht der ,,Umgebung" am Himmel oder über die genauen Koordinatenangaben. Hilfreich ist dabei der Zoom, denn so kann man ungefähr vergleichen, was im Teleskop zu sehen sein müsste. Mittels Zeitraffer lassen sich Vorgänge am Himmel leichter simulieren und somit besser verstehen; man kann selbst die Bewegungen der Himmelskörper verfolgen, auch wenn es in der Realität einmal wieder bewölkt ist - so echt und faszinierend, wie Stellarium auch wirken mag, es erhebt keinesfalls den Anspruch, die wirkliche Himmelsbeobachtung zu ersetzen! Als Fazit muss man sagen, dass diese Software natürlich nicht Planungsprogrammen wie z. B. Eye & Telescope oder Software zum professionellen Druck
Abb. 4: Fantastisch dargestellter Sonnenuntergang, Mond bereits leicht zu sehen.
von Himmelskarten gleichkommen kann. Dennoch stellt sie jedem Einsteiger und auch noch Fortgeschrittenen ein kostenloses und einfach zu bedienendes Hilfsmittel zu Verfügung, um eine Beobachtungsnacht sehr anschaulich und übersichtlich vorzubereiten. Ich kann Stellarium also durchaus weiterempfehlen,
insbesondere an Jugendliche wie mich, die gerne Computerdarstellung und reale Teleskopbeobachtung kombinieren!
Links im Internet: Bezug über http://www.stellarium.org/de/ [1] http://www.gnu.org/copyleft/gpl.html [2] http://www.stellarium.org/wiki/index.php