VdS-Journal

Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 30

BEITRAG
4 Aktuelles zum Jahr der Astronomie (Melchert Sven)
6 Reduktion spaltloser Flash-Spektren (Draeger Joachim)
6 Neues aus der FG Spektroskopie (Hunger Thomas, Pollmann Ernst)
9 Massentransfer im Binary-System VV Cep (Pollmann Ernst)
14 Spektroskopische Messung der Bahn von Doppelsternen (Schanne Lothar)
19 Einfache Spektroskopie mit einem Prisma (Slijkhuis Sander)
22 Konstruktion und Entwicklung eines Echelle Spektrographen (Feger Tobias)
26 Radialgeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae (Bücke Roland)
30 SpecRaVE (Bücke Roland)
32 Einsteigerkurse Astrospektroskopie (Flükiger Urs)
33 Erste Erfahrungen mit DADOS (Flükiger Urs)
35 Spektroskopische Beobachtungen auf der Sonne (Goretzki Dieter)
38 Spektren machen aber wie? (Hunger Thomas)
42 Zwei Jahre "Astromotiv des Monats" (Riepe Peter)
44 Meine Astrofotografie in der Eifel (Hellweg Mark)
46 Spuk auf Tivoli (Celnik Werner E., Kozok Jürgen)
52 Himmelspolarisation während der Sofi am 1.8.2008 (Gährken Bernd)
55 Ungewöhnliche Dämmerungsfarben durch Vulkanasche (Hinz Claudia)
58 Resonanzen im äußeren Sonnensystem Teil 1 (Jahns Helmut)
61 Filter-Vergleichs-Programm FiKam (Müller Günther)
63 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 30 (Spitzer Daniel)
63 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 30 (Steinicke Wolfgang)
64 Simon Marius - Leben und Werk (Brüggenthies Wilhelm)
67 Max Wolfs Beobachtungen des Kometen Holmes 1892 (Wenzel Klaus)
69 Die Jahreskonferenz "ESOP XXVII" (Haupt Martina)
70 Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal Teil 1 (Haupt Martina, Guhl Konrad, Andersson Sven)
74 Herzlichen Glückwunsch der VEGA zum Geburtstag (Hoffmann Susanne)
75 Die Arecibo-Botschaft (Solomonova, Miekley, Weißenbäck, Bartl, Seyfart)
77 Die Entdeckung des NEOs 2009 CV (Apitzsch Rolf, Apitzsch Reingard)
79 Kosmische Begegnungen Journal 30 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
81 Komet 144/P Kushida trifft Kleinplanet Lebedinskij (Moos Carsten)
81 Fachgruppe Kometen - Ein neuer Fachgruppenleiter (Pilz Uwe)
83 Von NEOCP zu LINEAR (Beck Stefan)
84 Der sogenannte Kelten-Killer-Komet (Heinlein Dieter)
86 Schweif, Nachleuchten und was sonst einem Meteor folgt (Rendtel Jürgen)

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0 Venusbedeckung durch den Mond am 1.12.2008 (Beitrag)
0 Venus im UV-Licht und im nahen IR (Beitrag)

BEITRAG
91 Bericht zur 5. Veränderlichen-Beobachtungswoche (Flechsig Gerd-Uwe)

30
0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)

BEITRAG
94 Das Jahr der Astronomie (Bredner Eberhard)

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0 29. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung Einladung (Beitrag)
0 29. VdS-Tagung 2009 in Jena Programm (Beitrag)
0 Leserbriefe an die GS (Beitrag)

BEITRAG
99 Rückblick auf den 6. PaS (Lohuis Christoph)
101 Das war´n noch Zeiten Journal 30 (Völker Peter)
104 Der Homo Sapiens Astronomicus (Hoffmann Susanne)
105 Der Sternhimmel Juli-August-September 2009 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
108 M wie Messier Journal 30:M 23, M 24, M 25 (Güths Torsten)
112 Teleskope in der ägyptischen Wüste (Müller Paula)
114 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 30 (Celnik Werner E.)
115 Urlaubswoche und Veränderlichenbeobachtung 2009 (Braune Werner)
116 Himmelshelligkeit messen (Hänel Andreas)

30
0 Erratum zu Planetariumsvergleich in Journal 28 (Beitrag)

BEITRAG
0 Editorial Journal 30 (Melchert Sven)

Textinhalt des Journals 30

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VdS-Journal Nr. 30

4

Nach Redaktionsschluss

Aktuelles zum Jahr der Astronomie
von Sven Melchert
1 Das Weltraumteleskop im Diens-
te des IYA: Aus 140.000 abgegebenen Stimmen ging das Motiv der Galaxiengruppe Arp 274 (NGC 5679) als Sieger hervor und wurde von Hubble Anfang April fotografiert.

Ein erstes Highlight im Jahr der Astronomie (IYA) ist nun passe: Vom 2. bis 5. April fanden die weltweiten ,,100 Stunden Astronomie" und im Rahmen dieser Aktion auch die Astronomietage in Deutschland und der Schweiz statt. Wenn auch das große Medienecho bisher ausgeblieben ist, so konnten zum Astronomietag doppelt so viele Besucher registriert werden als in den Vorjahren - ein toller Erfolg! Das alljährliche Feuerwerkspektakel ,,Rhein in Flammen" wurde in diesem Jahr mit dem IYA verbunden. Ein Sternfreund hat die Show gefilmt und seine Aufnahmen unter YouTube [1] veröffentlicht. Vom 1. bis 2. April hatte das HubbleWeltraumteleskop den Sieger der Abstimmung ,,You decide" (,,Sie entscheiden") zum Jahr der Astronomie fotografiert. Mit 67.021 von 140.000 abgegebenen Stimmen gewann die Galaxiengruppe Arp 274 (NGC 5679) den Wettbewerb. Das beeindruckende Ergebnis von Hubbles Bemühungen zeigt Abbildung 1 [2].
Die ,,100 Stunden Astronomie" werden wiederholt Bei Redaktionsschluss dieses Journals war es noch nicht zu einhundert Prozent sicher, aber alle Zeichen deuten darauf hin, dass es vom 23. bis 24. Oktober wieder eine Beobachtungsaktion geben soll. Der 24. Oktober ist ein Samstag. An diesem Abend steht der Mond kurz vor dem ersten Viertel (allerdings tief im Schüt-
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zen), und Planet Jupiter ist im Steinbock abends gut zu beobachten. Dann endlich wird man den Besuchern die Beobachtungen Galileo Galileis der Jupitermonde live zeigen können! Auch Uranus und Neptun werden am Abendhimmel vertreten sein.
Beobachtungstipps Juli - September Die Broschüre ,,Jahresprogramm zum Jahr der Astronomie" war leider kurz vor dem Astronomietag vergriffen. Zwischenzeitlich konnte dank Sponsoren ein Nachdruck in die Wege geleitet werden. Wer Broschüren bestellt hatte, wird diese noch vor dem Lesen dieser Zeilen erhalten haben; alle anderen mögen jetzt zugreifen, so lange der Vorrat reicht. Ende Juli steht der Beginn der Verfinsterung des Veränderlichen Aurigae auf dem Programm. Anfang August wird es hektisch: In der Nacht vom 3. auf 4.8. bedeckt Jupiter den 6,4-mag-Stern 45 Capricorni, und in der Nacht vom 5. auf 6.8. wird eine Halbschattenfinsternis des Mondes zu beobachten sein (Maximum um 2:40 Uhr MESZ). Ende September nähert sich der Kleinplanet 1998 FW4 bis auf 0,022 AE (3,3 Mio. km) der Erde und wird dann mit 14 mag vergleichsweise hell leuchten.
Was man nicht verpassen sollte Die Ausstellung ,,Sternstunden - Wunder des Sonnensystems" im Gasometer Oberhausen [3] beeindruckt besonders

mit dem 25 Meter durchmessenden Modell des Mondes; bis zum 10. Januar 2010 wird diese Ausstellung zu besichtigen sein. Die Planetariumsshow ,,Augen im All - Vorstoß ins unsichtbare Universum" soll ab Anfang/Mitte Mai in so gut wie allen deutschen Planetarien zu sehen sein [4]. Parallel finden zahlreiche lokale Ausstellungen und Events statt. Diese alle zu nennen, würde den Rahmen des Journals sprengen, so sei jedem empfohlen, sich auf [5] über aktuelle Veranstaltungen zu informieren oder bei seiner nächstgelegenen (Volks-)Sternwarte vorbeizuschauen. Die VdS wünscht allen Sternfreunden ein weiterhin sehr erfolgreiches Jahr der Astronomie - und vor allem reichlich gutes Wetter!
Internetlinks [1] http://www.youtube.com/
watch?v=8o5yatIxdtY [2] http://hubblesite.org/newscenter/ar-
chive/releases/2009/14/image/a/ [3] http://www.gasometer.de [4] http://www.planetariumshow.eu [5] http://www.astronomie2009.de
2 Der Weltraum (fast) zum Greifen
nah: Am 1. April wurde die Ausstellung ,,Sternstunden - Wunder des Sonnensystems" im Gasometer in Oberhausen eröffnet.

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

Neues aus der Fachgruppe Spektroskopie
von Thomas Hunger und Ernst Pollmann

Die VdS-Fachgruppe Spektroskopie, gegründet 1992 [1], gestaltete im Jahr 2004 schon einmal einen Themenschwerpunkt im VdS-Journal für Astronomie [2]. Seit dieser Zeit hat sie sich bis heute zu einer der aktivsten Fachgruppen entwickelt. Hat Ernst Pollmann noch 1997 festgestellt, dass ,,die Astro-Spektroskopie stiefmütterlich in der bundesdeutschen Astroszene" behandelt wird [3], so können wir heute erfreut feststellen, dass die Astro-Spektroskopie inzwischen mit wachsendem Interesse in der bundesdeutschen amateurastronomischen Szene wahrgenommen wird.
In der rasant anwachsenden Gruppe gab es in der jüngeren Vergangenheit gewisse kommunikative Missklänge. Das ist aber wohl als normal anzusehen, wenn eine dynamische Gruppe eine Grenzgröße überschreitet. Um die Arbeit in der Fachgruppe transparenter zu gestalten, wurde ein FG-Statut erstellt [4]. Damit wurden demokratische Strukturen geschaffen und zentrale Aufgaben innerhalb der Fachgruppe klar definiert. Die erstmals durchgeführte Wahl unter den Mitglie-

dern der Fachgruppe brachte folgendes Ergebnis:
Sprecher der Fachgruppe: Ernst Pollmann Vertreter: Thomas Hunger, Lothar Schanne.
Derzeit (Stand Ende Januar 2009) besteht die Fachgruppe aus 62 angemeldeten Mitgliedern. Das von der Fachgruppe betriebene Online-Forum hat sogar insgesamt 139 Mitglieder, womit das Interesse der Amateurastronomen am Thema Astrospektroskopie noch deutlicher dokumentiert wird.
Mit dem vorliegenden Schwerpunktthema möchten wir aktuelle Entwicklungen aufgreifen und interessante Themenbereiche vorstellen. Dazu haben sich dankenswerterweise wieder viele Fachgruppenmitglieder als Autoren große Mühe gegeben. So berichten Roland Bücke und Lothar Schanne über Radialgeschwindigkeitsmessungen. Hier zeigt sich, dass die ,,Amateurmittel" mittlerweile professionelles Niveau erreicht haben. Die-

ter Goretzki erforscht die Sonne unter spektroskopischen Gesichtspunkten. Eine Orientierungshilfe zu den Geräten und Verfahren der Spektroskopie bietet der Artikel von Thomas Hunger. Den auch zunehmend für den Amateur interessanten Echelle-Spektrographen stellt Tobias Feger anhand eines Selbstbaus vor. Urs Flükiger aus der Schweiz berichtet über die Einsteigerseminare, die von der Fachgruppe seit 2008 angeboten werden. Ernst Pollmann schreibt über mehrjährige spektroskopische Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei. Abgerundet werden die Beiträge des vorliegenden Journals mit der Beschreibung des Gemeinschaftsprojektes ,,SpecRaVE" der VdS-Fachgruppen Computerastronomie und Spektroskopie durch Roland Bücke.
Alle Autoren des Schwerpunktthemas wünschen Ihnen viel Freude beim Lesen der Artikel. Möglicherweise gelingt es uns ja damit, auch Ihr Interesse an der Astrospektroskopie zu wecken. Das würde uns freuen - nehmen Sie einfach Kontakt zur Fachgruppe auf, etwa über die FG-Webseiten [4].
Literatur: [1] E. Pollmann, SuW 2/93, 150 [2] VdSJ 13 (2004); VdSJ 14 (2004) [3] E. Pollmann, VdSJ 1 (1997) 61 [4] http://spektroskopie.vds-fg.de

Reduktion spaltloser Flash-Spektren
von Joachim Draeger

1. Einführung Spektroskopische Beobachtungen können helfen, die physikalischen Eigenschaften eines Objekts zu bestimmen. Die totale Sonnenfinsternis am 21.06.2001 ist ein Beispiel für ein solches Vorhaben. Der Autor beobachtete dabei zusammen mit M. Rudolf Chromosphäre und LKorona [11] der Sonnenatmosphäre mit einem spaltlosen Spektrographen [2]. Der vorliegende Artikel beschreibt die Aufbereitung der gewonnenen Spektren durch Beseitigung des Hintergrunds und durch Isolierung der Emissionsliniensignaturen mit Hilfe einer Kreuz-Korrelation. Die reduzierten Spektren gestatten Angaben
VdS-Journal Nr. 30

über die Ionen, welche in den verschiedenen Bereichen der Sonnenatmosphäre vorkommen, und so letztlich auch Aussagen etwa über die Temperaturen.
2. Hintergrundsubtraktion Eine wesentliche Aufgabe der Vorverarbeitung ist die Entfernung des Hintergrunds aus den Spektren. Leider versagen die sonst üblichen Methoden zur Entfernung des Hintergrunds B (etwa Subtraktion eines gefitteten Polynoms niedriger Ordnung [9]). Die unterschiedlichen Merkmale von Hintergrund B und Signal S helfen uns, ein besser geeignetes Verfahren zu entwickeln.

Der Hintergrund B schwankt in Dispersionsrichtung eher großskalig, hauptsächlich aufgrund der erdatmosphärischen Rayleigh-Streuung. Die Variationen quer dazu finden dagegen auf bedeutend kleineren Längenskalen Scale(.) statt, verursacht durch perspektivische Effekte und den Unregelmäßigkeiten der aktiven Sonne [3]. Für die sichelförmigen chromosphärischen und ringförmigen koronalen Linienbilder (d.h. dem Signal S) sind die Verhältnisse etwas komplizierter: Im Zentrumsbereich des Spektrums gilt in Dispersionsrichtung typischerweise Scale(S) << Scale(B), während quer dazu genau umgekehrt Scale(S) >> Scale(B)

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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ist. Scale(.) liefert hier also durchaus ein brauchbares Unterscheidungskriterium zwischen Hintergrund B und Signal S. Für die ,Ränder' des Spektrums gilt dies nicht unbedingt, was jedoch für unsere Zwecke vernachlässigbar erscheint.

Gemäß den vorangegangenen Feststel-

lungen scheint ein Unsharp Masking zur

Hintergrundsubtraktion gut geeignet zu sein. Das stark anisotrope Verhalten von

Demonstration der Hintergrundsubtraktion am Beispiel des Spektrums aus
2 Abbildung 1. Man sieht links den Signalanteil des Rohspektrums und rechts

B kann dabei durch Verwendung eines den Hintergrundanteil. Beide wurden sauber voneinander getrennt. Dadurch sind

asymmetrischen Filterkerns berücksich- nun im Signalanteil mehrere Linienbilder sichtbar, die vorher nicht mit bloßen Auge

tigt werden. In Dispersionsrichtung sollte erkennbar waren. Verfahrensbedingt fehlen von der ringförmigen koronalen Linie Fe

der Filterkern etwa auf der Längenska- XIV 5303 im Signalanteil jedoch die Bogenstücke im Bereich des Spektren,,randes".

la der Strukturen im Signal S arbeiten,

während quer dazu eine Längenskala jekten als zweidimensionale Linienbil- lenlänge l gleichzeitig erfasst werden,

nahe 0 angemessen erscheint [3]. Um der. Dies ermöglicht die Bestimmung andererseits der Detektor nur zweidi-

das Auftreten von Negativitäten zu ver- von Parametern, welche Spaltspektro- mensional arbeitet. Anders ausgedrückt

meiden, setzt man die negativen Anteile graphen nicht ohne weiteres zugänglich überlagern spaltlose Spektrographen also

im Resultat des Unsharp Masking gleich sind, wie z.B. die Gesamtenergieabgabe die 1-dimensionalen Spektren von den

Null. Als weitere Verbesserung kann in einzelnen Emissionslinien oder die verschiedenen Objektpositionen mitein-

man das Unsharp Masking iterieren, Höhe der Emissionsregionen in der Chro- ander, wobei die relative Anordnung der

um - anschaulich gesprochen - aus dem mosphäre. Außerdem lassen sich mit ei- Objektpositionen für jede Wellenlänge

Ausgangsbild den Signalanteil vollstän- nem Spaltspektrographen Informationen erhalten bleibt. Das 3-parametrige Signal

dig abzutrennen. Tatsächlich sind die so erzielten Resultate sehr vielversprechend

vergleichbaren Umfangs nur durch ein aufwendiges schrittweises Abtasten der

wird somit 2-dimensional als (y, x * l) registriert. Adäquat nutzen lassen sich die

(Abbildung 2).

Objektfläche gewinnen. Diese Effizienz in einem spaltlosen Spektrum enthalte-

spaltloser Spektrographen wird jedoch nen Informationen erst nach Separierung

mit einer Faltung der in Dispersions- des Spektralsignals von dem Bildsignal.

3. Kreuz-Korrelation

richtung liegenden Ortsdimension x mit Andernfalls wäre beispielsweise bereits

Spaltlose Spektrographen registrieren der Wellenlänge l erkauft, da einerseits die Angabe der Wellenlänge und so die

die Emissionen von flächenhaften Ob- zwei Ortsdimensionen x, y und die Wel- Identifikation der einzelnen Spektrallini-

en mit Problemen behaftet.

1 Spaltloses (Roh-)
Spektrum der

Eine Möglichkeit ist es, die Position je-

Sonnenatmosphäre,

des im spaltlosen Spektrum vorhandene

aufgenommen während

Emissionslinienbild auf der Wellenlän-

der totalen Sonnenfins-

gen-Skala zu markieren. Die Gesamtheit

ternis am 21.06.2001 in

dieser Markierungen bilden dann die ge-

Lusaka (Zambia) [2]. Die

wünschten spektralen Informationen l

Aufspaltung in drei Teil-

befreit von den Ortsinformationen. Die

spektren schwächt durch

Einführung einer für alle typischen Lini-

die höhere Dispersion

enbilder näherungsweise gültigen ortsab-

die Intensität des Hinter-

hängigen Intensitätsverteilung - im Fol-

grunds ab. Dennoch besitzt das untere blaue Teilspektrum infolge der proportional genden kurz als Linienmodell bezeichnet

zu l-4 anwachsenden Rayleigh-Streuung einen starken Hintergrund. Dadurch sind

- stellt eine zusätzliche vereinfachende

auch relativ starke Emissionen wie etwa Hb und Hg nicht sehr deutlich erkennbar.

Annahme dar, welche das Problem hand-

Der rote und grüne Bereich des sichtbaren Lichts wird durch das obere und mittlere habbar macht [5].

Teilspektrum abgedeckt. Die Wellenlänge nimmt in allen Teilspektren jeweils von

links nach rechts zu. Da die Aufnahme weit entfernt vom 2. bzw. 3. Kontakt ge-

Eine derartige Suche nach Linienbildern

macht wurde, sind selbst die stärksten chromosphärischen Linien im wesentlichen

mit der Gestalt des Linienmodells stellt

nur anhand der sichelförmig angeordneten Protuberanzen erkennbar. Von den ko-

ein Matching-Problem dar. Seine prin-

ronalen Linien ist Fe XIV 5303 im grünen Teilspektrum gut erkennbar, die in ihrem zipielle Behandlung kann mit Hilfe der

ringförmigen Verlauf eine als Flare zu deutende vereinzelte Aufhellung besitzt. Das Kreuz-Korrelation [4,7] geschehen. Sie

Flare emittiert ebenso wie Protuberanzen ein Kontinuum. Während das Flare jedoch markiert jedes Auftreten eines Linien-

nur in den ringförmigen koronalen Linien zu erkennen ist, sind die Protuberanzen

bildes, das dem vorgegebenen Linien-

nur in den sichelförmigen chromosphärischen Linien enthalten. Die sichtbare Ab-

modell ähnelt, mit einem mehr oder

sorption gehört zu den erdatmosphärischen O2-Banden um 687-693nm.

weniger gaußförmigen Impuls [10]. Die

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8

Schwerpunktthema: Spektroskopie

3 Links: Aufbereitetes Spektrum des Flashs beim 2. Kontakt. Rechts: Anwen-
dung der Kreuz-Korrelation auf dieses Spektrum. Einige Ungenauigkeiten in den Wellenlängen der Emissionslinien sind darauf zurückzuführen, dass vereinfachend eine lineare Interpolation der Wellenlänge erfolgte. Die Identifikation der Linien erfolgte gemäß [6].

[6] S.A. Mitchell, 1930. The spectrum of the chromosphere, The Astrophysical Journal 71(1930)1
[7] A. Rosenfeld, A. Kak, 1982. Digital Picture Processing, Academic Press
[8] M. Rudolf, 2002. Das Flashspektrum der Sonnenfinsternis am 11. August 1999, SuW 2002, Heft 1, S.72
[9] J. Stoer, 1983. Einführung in die Numerische Mathematik, Band I, Springer
[10] E. Weisstein, 1999. CRC Concise Encyclopedia of Mathematics, CRC Press
[11] J.B. Zirker, 1995. Total eclipses of the sun, Princeton

4 Links: Aufbereitetes Spektrum, das während des Maximums der Totalität
aufgenommen wurde. Rechts: Ergebnis einer Reduktion des links abgebilde-
ten Spektrums. Zu sehen sind einige koronale Linien.

Abbildung ausgedehnter Linienbilder auf derartige lokale Features macht die Kreuz-Korrelation auch auf Fälle mit gegenseitiger Überlappung der Linienbilder anwendbar. Spaltlose Spektren der koronalen Emissionen profitieren von dieser Eigenschaft. Alternative Methoden wie das zeilenweise Aufaddieren [8] stoßen in solchen Situationen an ihre Grenzen [1].
4. Resultate Die Kreuz-Korrelation wurde prototypisch auf Spektren angewandt, welche während der totalen Sonnenfinsternis 2001 von M. Rudolf und dem Autor in Lusaka aufgezeichnet wurden. Abbildung 3 zeigt das reduzierte Flash-Spektrum zusammen mit Angaben zu wichtigen in diesem Spektrum enthaltenen Linien. Die niedrigen Ionisationsstufen der Elemente in der Chromosphäre sind ein Indikator für eine dort herrschende niedrige Temperatur.
Während des Maximums der Totalität sind einige andere schwache Linien besonders gut zu registrieren, die zu hohen Ionisationsstufen gehören und koronalen Ursprungs sind. In den Spektren ist die
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stärkste koronale Linie Fe XIV 5303 bereits im Flash-Spektrum erkennbar. Eine zweite, ebenfalls vorhandene koronale Linie gehört zu Fe X 6374 (siehe Abbildung 4). Die hohen Ionisationsstufen weisen darauf hin, dass die Temperaturen in der Korona signifikant höher sind als in der Chromosphäre.
Literatur: [1] J. Draeger, 2003. Reduktion
spaltloser Spektren am Beispiel der totalen Sonnenfinsternis vom 21.06.2001, Tagungsband IWAA 2003 [2] J. Draeger, 2004. Spektroskopische Beobachtungen der Totalen Sonnenfinsternis vom 21.6.2001, VdS Journal für Astronomie 14(2004)59 [3] J. Draeger, 2005. Reduktion spaltloser Flash-Spektren, Tagungsband IWAA 2005 [4] R. Gonzales, R. Woods, 1992. Digital Image Processing, AddisonWesley [5] B. Jähne, 1997. Image Processing for Scientific Applications, CRC Press

Inserentenverzeichnis

Amateur- und Präzisionsoptik-

Mechanik, Rehlingen

5

AME Astro-Messe, Rottweil

37

APM Telescopes, Rehlingen

21

astronomie.de, Neunkirchen

83

Astrocom, Martinsried

13

Astro-Shop, Hamburg

U2

Astroshop.de nimax GmbH,

29

Landsberg

Baader Planetarium,

U4

Mammendorf

Brunath Rainer, Italien

62

Gerd Neumann jr., Münster

75

Hofheim Instruments, Hofheim 71

Intercon Spacetec GmbH,

U3

Augsburg

Kosmos Verlag, Stuttgart

27

Koring Fritz, Saharasky, Marokko 31

Meade Instruments Europe,

53

Rhede

Optische Geräte Wolfgang Lille, 43 Heinbockel

3. Ravensburger Teleskoptreffen 82

4. Sächsisches Teleskoptreffen

60

Spektrum der Wissenschaft Ver- 15 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 73

Schwerpunktthema: Spektroskopie

9

Massentransfer im Binary-System VV Cep
von Ernst Pollmann

Zwei der bekanntesten und größten Sterne des Himmels, die versteckt und dicht beieinander innerhalb einer dunklen, interstellaren Staubwolke im Sternbild Cepheus liegen, sind � Cephei und der außergewöhnliche veränderliche Doppelstern VV Cephei. Bei beiden Sternen handelt es sich um sog. Überriesen mit visuellen Helligkeiten von 4,0 mag (� Cep) bzw. 4,9 mag (VV Cep). Würde das Licht der Sterne nicht durch den Verdunkelungseffekt der Staubwolke abgeschwächt, würden � Cep mit einer visuellen Helligkeit von 1,97 mag und VV Cep mit 2,91 mag leuchten.
Der gegenwärtig geschätzte Radius von � Cep liegt irgendwo zwischen 1200 und 1650 Sonnenradien bzw. 5,6 bis 7,7 AE, wogegen die heutigen Radiusabschätzungen bei VV Cep zu Werten von etwa 1600 Sonnenradien tendieren. VV Cep ist ein einzigartiges und großartiges Beispiel eines Bedeckungssternsystems mit einem Massenaustausch zwischen den beiden Komponenten: Ein aufgeblähter heller M2-Überriese (Leutkraftklasse Iab) mit einer ausgedehnten Atmosphäre wird von einem sehr viel schwächeren, heißen blau-weißen Hauptreihenstern der Spektralklasse B0Ve umkreist. In letzterem findet bereits ,,thermonukleare" Wasserstoff-Fusion zu Helium statt. Außerdem verursacht er Gezeitenstörungen bei seinem beträchtlich größeren, aber sehr viel weniger dichten Begleiter.

zwischen den Sternen bzw. Massenausstoß des M-Sterns erklärt werden kann. Nach Untersuchungen von Wright (1977) werden die Massen für den M-Stern mit etwa zwei bis drei, die für den Be-Stern mit etwa acht Sonnenmassen angegeben, wobei der M-Überriese seine RocheOberfläche ausfüllt und nahe der Periastron-Passage einen Gasstrom antreibt, der sich zu einer Akkretionsscheibe um den Be-Stern ausbildet. Der variable Massentransfer von etwa 4 x 10-4 Sonnenmassen/ Jahr zwischen den beiden Komponenten kann somit zu erheblichen Störungen in der Scheibe des Be-Sterns führen.
Die Natur des heißen Begleiters ist zwar in den letzten Jahren bis Jahrzehnten auf ein starkes Interesse bei vielen Forschern gestoßen, dennoch sind bis heute im Besonderen sein Spektraltyp und seine Temperatur sehr unsicher. Schätzungen reichen von einem frühem B- oder O-Typ bis zu einem A0-Stern.
Der Massentransfer in der Größenordnung von etwa 4 x 10-4 Sonnemassen pro Jahr, welcher mit Sicherheit die Entwicklung des kleineren Be-Sterns beeinflusst, ist vermutlich auch der Hauptgrund für die immer wieder beobachteten Änderungen der orbitalen Periode. Man nimmt heute an, dass der M-Überriese sich wahrscheinlich in der Kernfusions-

phase befindet, in der in seinem Inneren Helium zu Kohlenstoff verbrannt wird und er sich ,,bald" zu einer Supernova aufbläht.
Trotz der langen orbitalen Periode von 20,4 Jahren bilden die beiden Komponenten ein ,,enges" Doppelsternpaar mit signifikanten Gezeitenstörungen, Strahlungsinteraktionen und wechselwirkenden Gasströmen zwischen den Komponenten. Der M-Überriese und der Be-Stern bieten sowohl während des Bedeckungsprozesses wie auch deutlich außerhalb dessen ausgezeichnete Gelegenheiten, die äußeren Hüllen bzw. Atmosphären beider Objekte zu studieren.
Die Dimension der nebelartigen Hülle um den Be-Stern wurde von Peery (1965) mit kleiner als 1/18,4 des Durchmessers der Photosphäre des M-Überriesen angegeben und ist nach Untersuchungen von Wright & Hutchings (1971) nicht sphärisch symmetrisch, sondern in Richtung des Sternäquators eher verdichtet, wie im Fall eines normalen Be-Sterns. Dies scheint angesichts des beachtlichen Gasstroms in dem System sehr plausibel und bedeutet, dass die H-emittierende Hülle von außen gefüttert wird und nur in den Polregionen des Zentralsterns zusammenfällt.

Der heiße B0-Begleitstern umkreist den M2-Überriesen in einem Abstand von etwa 13 Sonnenradien bei einem mittleren Abstand von 19 bis 20 AE mit einer Periode von 20,4 Jahren auf einem Orbit mit einer Exzentrizität e = 0,34 - 0,35 und einer Bahnneigung von 76 bis 77 Grad. Eine Besonderheit ist, dass er von einer ausgedehnten Wasserstoff-Gashülle umgeben ist.

Spektroskopische Untersuchungen haben ergeben, dass die Entstehung dieser Wasserstoff-Gasscheibe mit einem Radius von etwa 650 Sonnenradien um den Begleiter trotz ihres großen mittleren Abstandes von 20 - 25 AE durch Massentransfer

1 Die H-Emissionslinie im Spektrum von VV Cephei

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

Die in eine V- (violette) und in eine R(rote) Komponente aufgespaltene Emissionslinie im Spektrum von VV Cep kann in Bild 1 somit Strahlungsanteilen der Gashülle um den Be-Stern zugewiesen werden, die sich aufgrund ihrer Rotation um den Zentralstern entgegen des Uhrzeigersinns, bezogen auf die Sichtlinie des Beobachter entweder auf ihn zu bewegen und damit blauverschoben erscheinen (V-Komponente), oder sich vom Beobachter entfernen und damit rotverschoben (R-Komponente) erscheinen. Die langzeitige Beobachtung (Monitoring) der Intensitätsvariationen beider Komponenten (das sog. V/R-Verhältnis) liefert wichtige Informationen über:
1. die Peakstärke als Maß für die Masse bzw. Dichte des Gases in der Hülle, ausgedrückt als Äquivalentbreite EW [�] der Emission
2. die Bewegungsrichtung des entsprechenden Gashüllenbereiches

3 Links der Spektrograph mit CCD-Kamera am Schmidt-Cassegrain-Teleskop
C14; rechts das Nachführsystem bestehend aus einem 20-cm-Schmidt-CassegrainTeleskop mit Philips-Webkamera an einem Okularkreuzschlitten montiert.

Künstlerische Darstellung einer
2 Be-Sternscheibe mit Zentral-
stern (hier am Beispiel des Be-Sterns g Cas)
Die Quelle der zentralen Absorptioneinsenkung im Profil der H-Emissionslinie ist nach Untersuchungen von Wright (1977) auf das einströmende und absorbierende Material zwischen dem Beobachter und der Hülle des Be-Sterns zurückzuführen. Aufgrund des Massentransfers vom M-Stern hin zum BeBegleiter im VV Cep-System kann die Anwesenheit der starken H-Emission gut als in der äußeren Hülle des Begleiters produzierte Emission erklärt werden. Der vom M-Stern abgestoßene Gasstrom schwingt umkreisend um den Be-Stern herum und muss wegen der Inklination-
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von 77 Grad sehr ausgedehnt und viel mehr sein als nur ein Ring um den Zentralstern. Darüber hinaus ist er an dessen Polen weniger dicht als im Äquatorbereich (Wright 1977). Seit Juli 1996 wird das Monitoring von VV Cep mit meinem Selbstbau-SpaltGitterspektrographen am Schmidt-Cassegrain-Teleskop C14 in der Sternwarte der Vereinigung der Sternfreunde Köln durchgeführt (Abb. 3).
Spezifikation des Spektrographen: � Kollimator: PENTACON 135 mm, f/2,8
(ZEISS, DDR) � Gitter: 1800 Linien/mm (fest einge-
stellt auf H) � Kameraoptik: SOLIGOR 200 mm, f/3,5 � CCD-Kamera: NOVA 402ME (Firma
Astroelektronik Fischer) � Dispersion = 27 �/mm bei H � Auflösung R = l/l 14000 Mit dieser Ausrüstung sind inzwischen mehr als 200 Spektren aufgenommen worden. Der bisherige Beobachtungszeitraum umfasste somit auch das Ereignis der Bedeckung des Be-Sternes und seiner Scheibe von 1997 bis 1999. Wie bereits erwähnt, ist die H-Emissionslinie der einzige Indikator für das Vorhandensein der Scheibe. Abbildung 4 zeigt das Monitoring der H-Äquivalentbreite (EW) von Juli 1996 bis heute.

Die Bedeckung der emittierenden BeSternscheibe durch den M-Überriesen begann im März 1997 (JD 2450511) und endete 673 Tage später, wobei der Eintritt und der Austritt 128 bzw. 171 Tage dauerte. Die Gesamtdauer des Bedeckungsprozesses betrug insgesamt 373 Tage.
Möglicherweise sind jedoch die interessantesten Eigenschaften in Abbildung 4 die stochastischen Veränderungen der H-EW mit einer Variationsbreite von etwa 10 � und mit Extremwerten von bis zu etwa 25 �. Die seit Ende des Bedeckungsprozesses bis heute beobachteten großen Fluktuationen in der H-EW erklären sich möglicherweise durch einen variablen Massentransfer vom M-Stern hin zur Be-Sternscheibe, wie durch Wright (1977) und Stencel et al. (1993) beschrieben wurde. Damit in Verbindung stehende Schwankungen in der Scheibentemperatur wie auch in der Scheibendichte sind also zu erwarten. Außerdem kann angenommen werden, dass der MÜberriese mit seiner semiregulären Pulsationsperiode von 116 Tagen (Saito et al., 1980) die Rate dieses Massentranfers beeinflussen wird. Da die Scheibe die offensichtliche Quelle der H-Emission ist, scheint dies der beste Anwärter für die Erklärung der fortwährenden Änderungen ihrer Intensität zu sein.

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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4 Zeitabhängige Entwicklung der Äquivalentbreite der H-Emission seit Juli
1996 bis heute

5 Phasenabhängigkeit des V/R-Verhältnisses aus Kombination der Messungen
von Wright, Pollmann und Stober (letzterer Mitglied der VdS-Fachgruppe Spektroskopie)

H-V/R-Messungen durch Kawabata et al. (1981) während der Bedeckung 1976 bis 1978 konnten zeigen, dass die Massen- und Dichteverteilung in der Scheibe nicht homogen sind. Der stärker ausgeprägte violette Emissionspeak (V) kann durch eine größere Dichte/Masse in der linken Scheibenseite (in ihrer Bewegungsrichtung entgegen dem Uhrzeigersinn) erklärt werden. Spektroskopische Langzeitbeobachtungen deutlich außerhalb der Bedeckung 1956/57 bzw. 1977/78 sind bisher lediglich von Wright (1977) bekannt. Darin gibt das V/R-Verhältnis der H-Emission zum ersten Mal grob Auskunft über ein mögliches quasi-

zyklisches Verhalten der Dichtestruktur der Be-Sternscheibe. In dieser Untersuchung ist zwar nahezu der gesamte Phasenbereich mit Messungen abgedeckt, die Beobachtungsdichte ist jedoch für eine zuverlässige Analyse diesbezüglich viel zu gering. Die Verfügbarkeit eines eigenen Spektrographen ermöglichte es, ab November 2000 mit eigenen V/R-Messungen zur Klärung dieses möglichen Zusammenhangs beizutragen.
Für den Zeitraum 2000/11/03 bis 2002/12/ 10 konnten bei guter Beobachtungsdichte eigene V/R-Daten denen von Wright [6] hinzugefügt werden (Abb. 5), wo-

bei deutlich wurde, in welch drastischer Weise sich das V/R-Verhältnis verändert. Bedauerlich ist allerdings, dass der Phasenabschnitt 0-0,1 wegen Nichtverfügbarkeit von Teleskop und Spektrograph nicht abgedeckt und somit der unerklärlich hohe V/R-Anstieg in den Messungen von Wright (1977) nicht bestätigt werden konnte.
Gleichwohl bestätigen die auf diese Weise kombinierten Daten deutlich den tatsächlichen phasenbezogenen Zeitverlauf des V/R-Verhältnisses: nämlich eine deutliche Abnahme auf etwa die Hälfte des anfänglichen Wertes bei etwa Phase 0,4 und gleichzeitig deutlicher Variabilität des V/R-Wertes selbst. Diese klare V/R-Phasenabhängigkeit legt nahe, einen genaueren Blick auf die Einzelspektren in den entsprechenden Phasenabschnitten zu werfen.
Abbildung 6 zeigt in einer polaren Ansicht den orbitalen Verlauf des heißen B0-Begleisterns um den M-Überriesen (7).
Dem Zeitpunkt 09/1999 ist ein erstes Spektrum von 11/1999 mit dem V/R-Wert von 2,23 gegenübergestellt. Darin repräsentiert die R-Komponente des Doppelpeaks den dem M-Überriesen zugewandten Scheibenbereich des Be-Sterns, der sich zu diesem Zeitpunkt bezogen auf die Sichtlinie des Beobachters, wegen seiner retrograd zum Uhrzeiger gerichteten Rotation, von uns weg (= rotverschoben) bewegt.
Auf dem Weg zum Periastron begibt sich der Be-Stern mit seiner Scheibe immer weiter in den Einflussbereich des Massentransfers, d.h. des Bereichs, in dem Materie aus den äußersten Atmosphärenregionen des M-Sterns in die Be-Sternscheibe hineinfließt. Das Spektrum im orbitalen Phasenabschnitt 09/2003 belegt dies klar insofern, als die R-Komponente (die wieder den dem M-Stern zugewandten Scheibenbereich repräsentiert) relativ zur V-Komponente an Intensität dazu gewonnen hat (V/R = 1,17).
Zur Zeit der Periastronpassage [nach Wright (6)] 10/2004 wird dieser Effekt der Scheibenfütterung durch den Massenübertrag vom M-Stern noch deutlicher. Im zeitlich entsprechenden Spek-
VdS-Journal Nr. 30

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

6 Polare Ansicht des Orbits des Be-Sterns mit seiner Scheibe um den M-Überriesen (7)

trum übersteigt die R-Komponente hier etwas die Intensität der V-Komponente (V/R = 0,97).
In der orbitalen Phase 11/2005 bewegt sich der aufgefüllte, dem M-Stern zugewandte Scheibenbereich aus Beobachtersicht gerade eben auf uns zu und erscheint darum im Spektrum bereits leicht blauverschoben.
Dem zu erwartenden orbitalen Phasenabschnitt 11/2009 ist vorab ein zugegebenermaßen (noch viel) zu frühes Spektrum von 08/2008 gegenübergestellt. Es zeigt sich bereits schon jetzt, dass der durch die V-Komponente repräsentierte linke Be-Sternscheibenbereich aus Sicht des Beobachters eine höhere Intensität und damit auch eine größere Materiedichte besitzt. Das entspricht den Beobachtungen von Kawabata während der Bedeckung 1976 bis 78, dass der stärker ausgeprägte V-Peak durch eine größere
VdS-Journal Nr. 30

7 Die Zunahme der H-EW als Indikator für Massentransfer vom M-Überriesen
in die Be-Sternscheibe im Periastron, dargestellt im Zeitabschnitt 1999/09 bis 2008/09

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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Dichte/Masse in der linken Scheibenseite verursacht wird.
Wie bereits erwähnt, ist die Äquivalentbreite der H-Emission der einzige Indikator für die Existenz der Gasscheibe um den Be-Stern. Mit dem vorhandenen Datenmaterial konnte nun der Frage nachgegangen werden, ob zur Zeit der Periastronpassage tatsächlich eine Zunahme der Emissionsstärke als Folge des Massentransfers vom M-Überriesen in die Be-Sternscheibe nachgewiesen werden kann.
Wie in Abbildung 4 deutlich gezeigt wird, steigt außerhalb der Bedeckung die EW mit einer gewissen Streuung von bis zu 10 � bis zu einem Maximalwert an, um danach in ähnlicher Weise wieder abzunehmen. Dieser Zeitabschnitt (24514002454800) ist in Abb. 7 etwas vergrößert dargestellt. Ein Polynomfit (2. Grad)

führt zu dem gestrichelt gezeichneten, ausgeglichenen Kurvenverlauf mit dem eingetragenen rechnerischen Zeitpunkt für die Periastronpassage. Dieser Kurvenverlauf bestätigt tatsächlich im Wesentlichen, dass die EW der H-Emission als Indikator für die Be-Sternscheibe und ihrer Masse bzw. Dichte mit zunehmender Annäherung an das Periastron durch den Massenübertrag vom M-Stern bestimmt wird. Deutlich wird aber auch, dass dieser Massentransfer beachtlichen Schwankungen unterliegt, der sich in der Streuung der EW manifestiert. Es bleibt abzuwarten, wie sich vor allem das HV/R-Verhalten mit zunehmendem Abstand zum Periastron und abnehmendem Abstand zum Apastron im Januar 2015 darstellt.

Literatur: 1. Kawabata, S., Saijo, K., Sato, H.,
Saito, H., 1981, PASP, 33, 177 2. Peery, B. F., 1965 ApJ, 144, 672P 3. Saito, M., Sato, H., Saijo, K.,
Haysaka, T., 1980, PASP, 32, 163 4. Stencel, R. E., Potter, D. E., Bauer,
W. H., 1993, PASP,105, 45 5. Wright, K. O., 1977, JRASC, 71,
152 6. Wright, K. O., J. B. Hutchings,
1971, Mon. Not. R. astr. Soc., 155, 203-214 7. Hopkins et al.: UBV Photometry of VV Cephei; Proceedings for the 25th
Annual Conference of the Society for Astronomical Sciences, May 23-25, 2006

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VdS-Journal Nr. 30

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

Spektroskopische Messung der Bahn von Doppelsternen
von Dr. Lothar Schanne
1 Definition der Orbitelemente der Bahn einer Komponente in einem Doppel-
sternsystem Die klassische Methode zur Ermittlung der Umlaufbahnen von Doppelsternen sind astrometrische Messungen. Man erhält auf diese Weise allerdings nur die auf die Himmelsfläche projizierten Bahnen. Das messtechnische Gegenstück, das die auf die Sichtlinie projizierten Bahnen ergibt, sind Radialgeschwindigkeitsmes-

sungen beider Sterne. Beide Methoden zusammen genommen ergeben dann die im Raum orientierten Bahnen (Abb. 1). Stehen die Sterne dicht zusammen oder sind sie sehr weit entfernt, ist eine klassische optische Auflösung des Paares und astrometrische Vermessung nicht mehr möglich. Trotzdem lassen sich dann noch Elemente der Orbits spektroskopisch messen. Eine besondere Klasse sind die spektroskopischen Doppelsterne des Typs SB2. Bei ihnen sind die Spektren beider Sterne unterscheidbar, auch weil die Sterne unterschiedliche und dazu bahnabhängige Radialgeschwindigkeiten besitzen und deshalb ihre charakteristischen Spektrallinien durch den Dopplereffekt zu kürzeren oder längeren Wellenlängen verschoben werden. Aus der periodischen Aufspaltung der Linien lassen sich dann Bahnelemente berechnen. Der Klassiker unter den ,,spectroscopic binaries" ist Mizar A, die helle Komponente im Mehrfachsternsystem Mizar (z Ursae Majoris, der mittlere Deichselstern im Großen Wagen). Dieses Sternsystem hat Astronomiegeschichte geschrieben: 1650 von Jean Baptiste Riccioli als erster Doppelstern beschrieben, 1857 als erster Doppelstern fotografiert (durch G.P. Bond, Harvard College Observatory) und

2 Mein spaltloser Selbstbau-
spektrograph (oben) und mein Spaltspektrograph (Lhires III von Shelyak)
VdS-Journal Nr. 30

3 Zeitreihe der H-Linie von Mizar A im Februar 2008

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

4 Linienaufspaltungen [km/s] aufgetragen gegen die Phase

5 Phasenplot der selbst gemessenen absoluten Radialgeschwindigkeiten
ausgewählter Absorptionslinien im optischen Spektrum von Mizar A (JD2454200 bis JD2454600)

1889 als erster spektroskopischer Doppelstern durch E.C. Pickering erkannt. Um dieses Doppelsternsystem spektroskopisch untersuchen zu können benötigt man einen Spektrographen, der ein aus-

reichendes Auflösungsvermögen besitzt. Die Aufspaltung der Linien beträgt meist nur wenige �ngström (�), so dass Auflösungen von R > 5.000 erforderlich sind (aufgelöstes Element < 1 �).

Bahnparameter
K1 + K2 [km/s] P [d] e [ Grad ] To [JD]

Messergebnis
128,1 20,53745 d 0,528 103,1 2454208,32

Budovicova 2004
134,36 20,53835 0,542 104,16 2454208,32

Tabelle 1: Aus spaltlos gemessenen Spektren berechnete Orbitalelemente und Vergleich mit Literaturwerten
VdS-Journal Nr. 30

Die beiden fast gleich hellen Komponenten des Sternsystems Mizar A besitzen eine Umlaufperiode von ca. 20,5 Tagen. Das Spiel der Linienaufspaltungen wiederholt sich in diesem Rhythmus. In Abb. 3 sind die während einer Schönwetterperiode Anfang 2008 gemessenen Spektren im Bereich der H-Linie (6563 �) zusammengefasst. Das Kommen und Gehen der Linienaufspaltung ( ~ Radialgeschwindigkeitsdifferenz der beiden umlaufenden Sterne) mit der intermediären Linienverbreiterung ist schön zu erkennen.
Was kann man nun aus dem Aufspaltungsverlauf entnehmen? Misst man einfach den Abstand der beiden Linienminima in Abhängigkeit vom Beobachtungszeitpunkt, dann kann man mit einem Zeitreihenanalysenprogramm (z.B. Peranso) die Periode P 20,5 d und den ,,Bezugsnullpunkt" To ermitteln. Mit diesen Anfangswerten lassen sich nach verschiedenen klassischen (graphischen) und moderneren (Computeroptimierungsprogramme = datafitting) Methoden die Orbitalelemente (a1+ a2) sin i, e, 1, 2 und P nach folgender mathematischer Beziehung bestimmen.
rv(t) = (K1+K2) [e cos + cos ( + v(t))]
mit � rv(t) gemessene Radialgeschwindig-
keitsdifferenz, zeitabhängig � K1 = (2 / P) a1 sin i / (1-e2)1/2
Amplitude Radialgeschwindigkeite Komponente 1 � K2 = (2 / P) a2 sin i / (1-e2)1/2 Amplitude Radialgeschwindigkeit Komponente 2 � e Exzentrizität � Länge des Periastrons � v(t) wahre Anomalie (zeitabhängig) � P Periode � a1, a2 große Halbachsen der Ellipsen der Komponenten 1 und 2 � i Inklinationswinkel Die mit der Dopplerformel in km/s umgerechneten Linienaufspaltungen werden mit der Periode P und der Bezugszeit To in den Phasenraum übertragen. Durch Fitting der Datenpunkte (Anpassung der Konstanten in obiger Gleichung) erhält man dann im Phasenplot die ,,beste" theoretische Kurve, wie sie in Abb. 4 dargestellt ist. Resultat dieses Datenfittings sind die Werte in Tabelle 1, die - mit Literaturwerten verglichen - recht befriedigend sind.

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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Bahnelement
Periode P [d] Systemgeschwindigkeit g [km/s] K1 [km/s] K2 [km/s] e 1 [ Grad ] T [JD] a1 sin i [km] a2 sin i [km]

Auswertung der eigenen Messungen (JD 2454211.37 bis 2454531.4)
20,544 +/- 0,007 -8,16 +/- 0,43
63,14 +/- 0,83 60,47 +/- 1,28 0,531 +/- 0,056 100,72 +/- 3,21 2454002.67 +/- 0.12

Fehrenbach 1961

Cesco 1946

20,53860 -5,64 +-0,15
68,80 +- 0,79 67,70 +- 0,91 0,537 +- 0,04 104,16 +- 1,15 2436997,212 +- 0,022 16,5 *106 16,3 *106

20,53860 +- 0,00003 -6,39 +- 0,41
65,33 +- 0,88 66,99 +- 0,88 0,541 +- 0,006 103,29 +- 1,13 2431636,591 +-0,032 15,3*106 15,7*106

Hadley 1912
-7,22
71,65 +- 0,69 69,21 +- 0,56 0,53248 +- 0,00530 105 Grad 36' +- 1 Grad 34'
17,31*106 16,39*106

Tabelle 2: Orbitalelemente aus spaltspektroskopischen Messungen, verglichen mit Literaturdaten

Werden die Beobachtungen mit einem kalibrierbaren Spaltspektrographen durchgeführt, sind nicht nur die relativen Differenzen zwischen den Doppler-gespaltenen Linien messbar, sondern auch die absoluten Radialgeschwindigkeiten der beiden Komponenten. Damit werden

bei einer mathematischen Analyse der Zeitreihen der Radialgeschwindigkeiten auch die Systemgeschwindigkeit und die projizierten Halbachsen a1 sin i und a2 sin i der Messung zugänglich. Die Auswertung unternahm ich sowohl mit professionellen Programmen (VELO-

CITY von Rainer Wichmann, vgl. Abb. 4) als auch mit selbst geschriebenen Arbeitsblättern (MuPAD, Computeralgebra). Die Auswertung der eigenen Daten aus Abb. 4 mit VELOCITY ergab die gesuchten Orbitalelemente, die in Tabelle 2 mit Literaturdaten verglichen wurden.

6 Zusammenfassung aller mir zugänglichen Messdaten aus Literatur und eigenen Messungen mit dem Spaltspektrographen
VdS-Journal Nr. 30

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

7 Vergleich eigener Orbitalelementberechnungen nach unterschiedlichen
Methoden mit Literaturwerten (Datenbasis 1931 bis 2008)

Eine deutliche Steigerung der Genauigkeit wird mit der Verlängerung der Zeitbasis (Beobachtungszeitraum) durch Einbeziehung von verlässlichen Literaturmesswerten, die bis zum Anfang der spektroskopischen Doppelsternbeobachtungen zurückgehen können, erreicht. Aus Interesse habe ich in Abb. 5 alle mir zugänglichen Radialgeschwindigkeitsmessungen aus der Literatur mit meinen Messungen zusammengefasst. Abgesehen von einigen Ausreißern durch Fehlkalibrierungen liegen meine Werte im Streu-

bereich der professionellen Messungen. Die Radialgeschwindigkeiten ab 1931 sind in Abb. 7 als Phasenplot mit den gefitteten Kurven dargestellt. Weitere Ergebnisse der erweiterten Datenbasis nach verschiedenen Auswertemethoden inkl. der Differenzenmethode (die nur spaltlose Messungen erfordert) sind in Tabelle 3 gelistet. Die einfache Differenzenmethode (spaltlose Messungen, erste Ergebnisspalte der Tabelle 3) steht in der Genauigkeit den Methoden, welche mit absoluten Radi-

algeschwindigkeiten arbeiten, in nichts nach! Dies ist auch nicht anders zu erwarten. Bei der Differenzenmethode wird nur der Abstand der Linienminima in Pixel und die Dispersion des Spektrographen (�/Pixel) bei der benutzten Wellenlänge benötigt. Eine vollständige Kalibrierung der Spektren ist erst gar nicht erforderlich. Es gehen also weniger Kalibrierfehler in die Resultate ein wie im Falle der Bestimmung absoluter Radialgeschwindigkeiten. Damit eröffnet sich dem Amateur, der über einen mittelauflösenden spaltlosen Spektrographen verfügt, ein interessantes Arbeitsgebiet: Die Messung der Orbits von Doppelsternsystemen des Typs SB2. Ein geeignetes Einsteigerobjekt ist b Aur. Die Periode des 2 mag hellen spektroskopischen Doppelsterns beträgt rund vier Tage. In einer einzigen Schönwetterperiode von vier klaren Nächten kann man bereits eine komplette Periode ausmessen.
Weiterführende Beispiele, Fotos meiner Apparatur, Pläne des selbstgebauten spaltlosen Spektrographen und Literatur finden Sie auf meiner Website, einführende Artikel auf der Website unserer Fachgruppe.
Links: http://home.arcor.de/l.schanne/ http://spektroskopie.fg-vds.de/

Tabelle 3: Vergleich eigener Orbitalelementberechnungen nach unterschiedlichen Methoden mit Literaturwerten (Datenbasis 1931 bis 2008)
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Schwerpunktthema: Spektroskopie

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Einfache Spektroskopie mit einem Prisma
von Dr. Sander Slijkhuis

1 Das Prisma am Teleobjektiv.
Im VdS-Journal Nr. 27 hat Robin Leadbeater schon eindrucksvoll beschrieben, wie mit einem Transmissionsgitter auf relativ einfache Weise interessante Spektroskopie betreiben kann. Ich möchte hier von meiner Erfahrung mit einem Prisma berichten. Eigentlich ist es mein Ziel, mittels eines klassischen Spektrographen periodisch spektral veränderliche Sterne wie z.B. RV-Tauri-Sterne zu beobachten. Da es sich hier um meist schwache Objekte handelt, bleibt dem Amateur nur die Spektroskopie mit niedriger Auflösung. Zwar werden heutzutage in Spektrographen fast ausschließlich Beugungsgitter verwendet, aber ich überlegte mir, dass ein Prisma hier durchaus auch Vorteile hat. Die Transmission eines Prismas ist höher, und das über einem breiten Spektralbereich. Außerdem hat man (bei spaltloser Spektroskopie) keine Kontamination mit anderen Beugungsordnungen. Der angebliche Nachteil einer nicht-linearen Dispersion ist mit modernen Computerberechnungen eigentlich kein Problem mehr, zudem für spektrale Klassifikation eine hohe Genauigkeit der spektralen Kalibration nicht erforderlich ist. Man kann es sogar als Vorteil sehen, dass die Dispersion im roten Bereich nachlässt, damit weniger kostbare CCD-Pixel verschwendet werden in dem eher ,,uninteressanten" Bereich zwischen H-beta und H-alpha. Übrigens ist auch in der modernen professionellen Astronomie die spektrale Klassifikation mittels Ob-

jektivprismen immer noch aktuell. Nun bietet der Surplus Shed für nur $19,50 ein 35-mm-Dispersionsprisma aus F2Glas an (Neuware ,,Made in India"). Ich sah das als billige Gelegenheit, um das Konzept meiner zukünftigen Spektrographen zu testen.
Die Spektren sind denkbar einfach aufgenommen. Ich benutze eine Canon 350D mit 135-mm-Tele-Objektiv. Vor dem Objektiv befestigte ich einen Cokin Filteradapter (für wenig Geld bei z.B. Ebay erhältlich) mit daran befestigtem Dispersionsprisma, siehe Abb. 1. Das Prisma lenkt das Licht um ca. 50 Grad um. Dies erklärt auch die improvisierte Streulichtkappe im Bild. Trotz der Umlenkwinkel ist das Anvisieren der Objekte nicht schwierig: Die Genauigkeit ist wegen des großen Bildfeldes im 135-mmObjektiv nicht kritisch und die Spektralfäden heller Sterne sind im Kamerasucher gut sichtbar. Die Spektren wurden mit 30 Sekunden Belichtungszeit bei 800 ASA und automatischer Dunkelkorrektur ohne jegliche Nachführung aufgenommen.
Abbildung 2 zeigt eine Aufnahme des Orionnebels mit seinen drei Gürtelsternen. Das Licht der Sterne wird vom Prisma zu einem Spektralfaden auseinander gezogen, und wegen der mangelnden
2 Die Spektren von Orionnebel
und Gürtelsternen passen gerade in ein Bildfeld der 350D mit 135-mm-Objektiv.

VdS-Journal Nr. 30

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

3 Aufnahmen von Sternen mit
unterschiedlichem Spektraltyp. Von oben: Beteigeuze (M2Iab), Aldebaran (K5III), Capella (G5III), Alpha Per (F5Ib), Regulus (B7V) und Epsilon Ori (B0Ib)
Nachführung in Ost-West Richtung verbreitert. Man sieht hier sehr schön wie der Nebel hauptsachlich im roten H-alpha und im türkis-farbigen O III ausstrahlt. Das darunter liegende Absorptionsspektrum gehört zu den Trapez-Sternen. Abbildung 3 zeigt einige Spektren von hellen Sternen mit unterschiedlichem Spektraltyp, welche ich in der gleichen Nacht aufnahm. Gezeigt sind die ausgeschnittenen JPGs der Kamera, ohne Bildbearbeitung. Die Spektren sind etwas mehr als 1300 Pixel lang, dies entspricht 8,5 mm auf dem Kamerachip. Es ist erstaunlich, wie viel Details hier schon sichtbar sind. Klar erkennbar ist, dass der einzige Hauptreihestern im Bild, Regulus, viel breitere Absorptionslinien hat als die übrigen Riesensterne. Damit zeigt sich, dass das Prisma geeignet ist, um die ,,Luminosity" in der spektralen Klassifikation zu bestimmen. Apropos ,,Aufnahme in der gleichen Nacht": Ich brauchte vorher zwei Nächte um richtig zu fokussieren. Am Anfang waren alle Spektren doppelt, und ich befürchtete schon, dass dieses Billigprisma unbrauchbar sei. Dann stellte sich jedoch heraus, dass das Prisma die Fokallage erheblich ändert: statt auf ,,unendlich" musste ich auf ca. 20 Meter fokussieren. Außerdem verursacht das Prisma einen Astigmatismus: Man kann nicht einfach auf die Breite der Spektralfäden fokussieren, sondern muss die beste Auflösung der Spektrallinien treffen. Am Anfang benutzte ich dazu die helle Wega: dieses Verfahren war aber nicht optimal geeignet, da dieser Hauptreihestern von sich aus schon breite Spektrallinien besitzt. Gute Ergebnisse erzielte ich schließlich mit Beteigeuze. Mehr Information bekommt man bei Bearbeitung der RAW-Bilder von der
VdS-Journal Nr. 30

Kamera. Mittels des kostenlosen Windows-Programms IRIS von Christian Buil werden die RAWs in RGB-FITS-files umgewandelt. Diese können dann mit jeder beliebigen astronomischen Software weiter bearbeitet werden - auch mit IRIS selbst. Zwecks maximaler Kontrolle benutze ich keine Fertig-Software, sondern programmiere selbst. Ich benutze die kostenlose Programmiersprache Python, die auf allen gängigen Betriebssystemen läuft. Es gibt da mittlerweile viele professionelle Zusatzmodule für z.B. numerische Bibliotheken oder Plotprogramme, die einem viel Arbeit abnehmen - und das alles kostenlos. Das Space Telescope Science Institute (STScI) stellt mit Pyfits ein Modul zum Lesen und Schreiben von FITS-Dateien zur Verfügung. Außerdem

Vergleich zum Referenzspektrum ist klar zu sehen, wie beim Prisma der rot-grüne Wellenlängenbereich komprimiert ist, im Vergleich zum blauen Bereich. Das Signal-Rauschverhältnis (S/N) ist brauchbar. Im blauen Bereich sind auch schwächere Linien noch identifizierbar. Mit Nachführung würde sich das S/N noch deutlich verbessern, da das Spektrum dann über weniger rauschende Pixel ausgebreitet wird. Auch mit längerer Belichtungszeit ließe sich das S/N noch mal deutlich steigern.
Der nächste Schritt wird nun sein, diese Kombination von Prisma und Objektiv hinter ein Teleskop mit Kollimator zu montieren. Wie beim Teleskop mit Okular vor dem Auge, bewirkt dies einen größeren Lichtempfang auf Kosten eines

4 Auswertung des Spektrums von Epsilon Ori aus Abb. 2 und 3, in jedem der
drei Farbkanäle der Kamera. Am oberen Bildrand eingefügt ist ein professionell aufgenommenes Spektrum von Typ O9Iab, reduziert auf 1,0 nm Auflösung.

gibt es mit PyRAF (STScI) und PyMidas (ESO) eine Möglichkeit, um die professionelle astronomische Reduktionssoftware IRAF bzw. MIDAS einzubinden - allerdings nur unter Linux.
Das Spektrum von Epsilon Ori ist in Abbildung 4 als tracing wiedergegeben - für den blauen, grünen und roten Farbkanal der Kamera. Eingeblendet ist ein hoch aufgelöstes Spektrum von ähnlichem Spektraltyp, aufgenommen mit dem ELODIE Spektrograph und reduziert auf eine Auflösung von 1,0 nm. Mein Spektrum hat eine Auflösung von ca. 0,7 nm bei H-gamma und 1,1 nm bei H-beta. Im

kleineren Bildfeldes. Die Objekte werden dabei vergrößert entsprechend des Verhältnisses von Teleskop-Brennweite zu Kollimator-Brennweite, aber die spektrale Dispersion ist nur abhängig von Prisma und Kamera-Objektiv. Mit einem ,,echten" Spektrographen können deshalb schwächere Sterne spektroskopiert werden, aber die Spektren an sich würden sich kaum ändern.
Ich hoffe damit gezeigt zu haben, das auch mit einfachen und billigen Methoden schon interessante Ergebnisse möglich sind, solange man sich auf hellere Sterne beschränkt.

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

Konstruktion und Entwicklung eines Echelle-Spektrographen
von Tobias Feger

Spektrographen bewirken die spektrale Zerlegung eines Lichtbündels durch ein dispergierendes optisches Element und seine Abbildung auf einen lichtempfindlichen Detektor in der Fokalebene der Kamera. Diese klassischen Spektrographen werden schon seit geraumer Zeit im Kreise ambitionierter Spektroskopiker erfolgreich eingesetzt. Doch gerade in den letzten Jahren werden immer häufiger selbstentworfene Spektrographensysteme von Amateuren vorgestellt, die nach der hier beschriebenen Funktionsweise Spektren erzeugen. Mit solchen Instrumenten sollen hochauflösende Spektren astronomischer Objekte erzeugt und zugleich große Spektralbereiche in einer Einzelaufnahme erfasst werden. Die Anzahl der Informationen, welche sich aus einer einzigen Aufnahme entnehmen lassen, übertreffen die bisher eingesetzten Techniken zur Spektralaufzeichnung bei weitem. Dieser Bericht beschreibt nun den Selbstbau eines Echelle-Spektrographen und ermöglicht einen ersten Einblick in die Funktionsweise solcher Systeme.
Funktionsprinzip Im Wesentlichen unterscheidet sich die Echelle-Spektroskopie zur klassischen Spektralaufnahme in der Art des aufzunehmenden Spektralbereichs. Um breitbandige Wellenlängenbereiche abbilden zu können, muss das Beugungsgitter konventioneller Gitterspektrographen mehrfach und mit hoher Präzision nachgedreht werden. Wogegen sich mithilfe der Echelle-Technik ein Spektrum großer spektraler Bandbreite (gesamter visueller Wellenlängenbereich) in einer Einzelaufnahme erfassen lässt. Dazu wird der gesamte Wellenlängenbereich mithilfe optischer Mittel in eine Vielzahl kleiner Abschnitte aufgeteilt und in gestapelter Reihenfolge auf dem Detektor-Array abgebildet. Die schematische Darstellung in Abb. 1 verdeutlicht bildhaft den Unterschied zwischen der klassischen Spektroskopie [A] und der Echelle-Technik [B].
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1 Vergleich zwischen klassischer Spektroskopie [A] und Echelle-Technik [B]

Die Einzelaufnahme eines breitbandigen Spektrums ,,hoher Auflösung" ist mit einem Standardgitter nicht möglich und erfordert daher ein dispergierendes Element besonderer Art, das sog. Echellegitter (franz. echellette = Leiter, kl. Stufe). Grundsätzlich ist ein Echellegitter ein spezielles Beugungsgitter mit sägezahnartigem Furchenprofil und großem Blazewinkel (Verkippungswinkel: B = 60 Grad - 75 Grad ). Die Wellenlänge, in der das dispergierende Element seinen höchsten Wirkungsgrad besitzt, ist durch den Blazewinkel der Gitterfurchen bestimmt. Diese besondere Konfiguration ermöglicht eine gleichzeitige Betrachtung einer Vielzahl von Beugungsordnungen. Vergleicht man die physikalischen Eigenschaften eines Echellegitters mit klassischen Standardgittern, so fällt auf, dass Echellegitter mit einer deutlich geringeren Furchenzahl hergestellt werden (nur ca. 30-300 l/mm). Dadurch entstehen Beugungsmaxima hoher Ordnung und Interferenzen im Bereich von 10-100. Weil die Auflösung eines Spektrographen von der Gitterkonstante und Beugungsordnung, in welcher das Gitter betrieben wird abhängt, erreicht man trotz geringer Furchenzahl eine hohe Auflösung.
Querzerlegung Im Echelle-Spektrographen zerlegt ein, unter flachem Einstrahlwinkel angeordnetes, Echellegitter den ausgedehnten Spektralbereich in eine Vielzahl an Beu-

gungsordnungen mit einer hohen spektralen Auflösung. Dadurch kommt es zur Anhäufung und Überlappung der einzelnen Beugungsordnungen untereinander. Die Abbildung dieser ,,Spektralsuppe" wäre ohne geeignete Filterung gänzlich unbrauchbar. Darum wird ein zweites dispergierendes Element benötigt, welches die eng beieinander liegenden Ordnungen voneinander trennt. Das als Querzerleger (engl. cross disperser) bezeichnete sekundäre dispergierende Element ist ein zusätzlicher Spektrograph und wird, wie der Name schon sagt, quer zur Dispersionsrichtung des Echellegitters im Strahlengang platziert. In der Bildfeldebene erhält man so ein gestapeltes, zweidimensionales Spektrum, das mit Flächendetektoren erfasst werden kann. Dabei erscheinen die Beugungsordnungen auf der Ordinatenachse, während die ausgedehnten Wellenlängenbereiche auf der Abszissenachse dargestellt werden. Als Querzerleger kommen sowohl Beugungsgitter (1. Ordnung) wie auch Prismen und Grisms (Gitterprisma) in Betracht. Üblicherweise wird meistens aufgrund der besseren Effizienz ein Prisma bevorzugt; das Grism ist hinsichtlich der Anwendung als Querzerleger wohl eher ein Exot. Die Entscheidung ob Gitter oder Prisma hängt primär vom jeweiligen Spektrographenkonzept ab und erfordert daher noch tiefergehende Überlegungen. Zum besseren Verständnis veranschaulicht die Abbildung 2 das Prinzip der Querzerlegung.

Schwerpunktthema: Spektroskopie

23

2 Prinzip der Querzerlegung (Quelle W. Schmidt: Kapitel 3 ,,Instrumente")

Optik und Strahlengang Die im Spektrographen eingesetzte Optik wurde auf ein 12" Newton-Teleskop abgestimmt und berechnet. Der entworfene Strahlengang, wie er in Abbildung 3 dargestellt wird, besteht aus vier wechselbaren Eintrittsspalten, dem Kollimatorobjektiv, den beiden dispergierenden Elementen und einer Kameraoptik. Das Kollimatorobjektiv ist ein achromatisches Linsenobjektiv und wird wie beim klassischen Spaltspektrographen im Abstand seiner Brennweite zum Eintrittsspalt eingebaut. Auf der Austrittsseite erhält man folglich ein parallel gerichtetes Strahlbündel, welches auf das Echellegitter geleitet wird. Vom Echellegitter vorzerlegt, gelangt das Licht auf den Querzerleger, welcher die Ordnungen quer zur Dispersionsrichtung voneinander trennt. Aufgrund der simultanen Darstellung eines polychromatischen Spektrums wird die Qualität der Kameraoptik besonders wichtig. Dies gilt speziell für kleine Brennweiten. Die Korrektur der chromatischen Aberration muss sehr gut sein, damit ein breitbandiges Spektrum auf dem CCD-Detektor über alle Wellenlängen noch scharf abgebildet wird. Damit entfällt auch die Notwendigkeit, das Objektiv für jeden Wellenlängenbereich neu zu fokussieren. Üblicherweise werden in Echelle-Spektrographen Spiegeloptiken eingesetzt; will man jedoch einen kompakten Aufbau erreichen, so ist man gezwungen, auf Linsenobjektive zurückzugreifen.

3 Optisches Layout des
Spektrographen
Mechanik des Spektrographen Die Mechanik des Spektrographen (Abb. 4) umfasst weit mehr als 70 Fräs- und Drehteile, die mithilfe konventioneller Maschinen angefertigt wurden. Daneben kamen unterschiedliche Materialien wie z. B. Aluminium, Messing, Bronze, Stahl und CFK zum Einsatz. Wobei CFK in Sandwichbauweise ausschließlich zur Herstellung nicht tragender Gehäuseteile verwendet wurde. Der konstruierte Spektrograph soll nach seiner endgültigen Fertigstellung direkt an das Teleskop angeflanscht werden. Im Vergleich zu ortsfesten Instrumenten stellt ein direkt gekoppelter, mobiler Spektrograph eine wesentlich größere Herausforderung dar:
� Das Gewicht der gesamten Mechanik muss so gering wie möglich sein.
� Die kompakte Anordnung der opti-

4 Gesamtansicht des
Spektrographen
schen Elemente muss bedacht werden. � Es werden Erfahrungen hinsichtlich
schwer zu verarbeitenden Materialien wie z.B. CFK benötigt. � Aussparungen und Versteifungen müssen zur Gewichtsreduzierung eingearbeitet werden. � Benötigt werden auch Erfahrungen im Umgang der Systemsteifigkeitsanalyse.
Die für die Gesamtstabilität verantwortlichen Gehäusesegmente wurden aus 10-20 mm dicken Aluminiumplatten gefertigt. Unter Verwendung des im CAD-System integrierten Finite-Elemente-Tools konnten kritische Bauteile analysiert und auf Durchbiegung optimiert werden. Die rippenartige Anordnung der Gehäusesegmente sowie die Anordnung der einzelnen Baugruppen untereinander verleiht der gesamten Struktur eine
VdS-Journal Nr. 30

24

Schwerpunktthema: Spektroskopie

exzellente Steifigkeit. Durch die Maßnahmen der drastischen Gewichtsreduzierung konnte letztendlich ein Gesamtgewicht einschließlich Detektoren von ca. 5,5 kg erreicht werden. Nachfolgend werden nun die wichtigsten Baugruppen aufgezählt und deren Funktion beschrieben.
Spektrographenflansch und Spaltrevolver Der Flansch (Abb. 5) ist das Verbindungsglied zwischen Spektrograph und Teleskop und wird daher zu einem wichtigen Bauteil der Mechanik. Er muss solide ausgelegt sein und darf sich während einer Spektralaufnahme nicht verbiegen. Der Flansch enthält die zur Spaltüberwachung notwendigen Optiken sowie eine mechanische Vorrichtung, mit welcher ein Planspiegel zur Einkopplung der Referenzlichtquelle automatisch in den Strahlengang gefahren werden kann.
Der Spaltrevolver (Abb. 6) wird über Formschluss direkt mit dem Spektrographenflansch verbunden. Das Innenleben besteht größtenteils aus einer selbst entworfenen Getriebeeinheit, die über einen Schrittmotor angetrieben wird und zum automatischen Wechseln der Eintrittsspalte dient. Die Eintrittsspalte sind auf einem wechselbaren Rad montiert und können, je nach gewünschter Auflösung, automatisch und zielgenau in den Strahlengang gefahren werden. Das Getriebekonzept basiert auf der Funktionsweise des Innen-Malteserkreuzgetriebes, einer

relativ seltenen Getrie-

beart. Es besteht aus

einem Malteserkreuz

mit vier Schlitzen und

einem Antriebsrad, wo-

bei ein Schneckenrad

die Funktion des An-

triebsrades übernimmt.

Bei einer Umdrehung

am Schneckenrad wird

das Malteserkreuz um 90 Grad weitergeschaltet.

7 Gitterhalter in Schnittdarstellung

Im Stillstand bzw. un-

mittelbar nach einem

Spaltwechsel sichert eine Positionsraste entworfene Verstellmöglichkeit erlaubt

das Malteserkreuz gegen Verdrehen.

nun eine präzise und nahezu spielfreie

Regulierung der Gitterneigung über ei-

Der justierbare Gitterhalter

nen Schwenkbereich von ca. +/- 3 Grad , wo-

Aufgrund der ortsfesten Montage des durch sich Fertigungstoleranzen in der

Echellegitters im Strahlengang des Spek- Mechanik optimal ausgleichen lassen.

trographen werden keine beweglichen

Teile benötigt und das Design erlaubt so- Die Herstellung der Spaltmasken

mit einen relativ einfachen Aufbau der Die Eintrittsspalte dienen dazu, das See-

Mechanik. Die Ausrichtung des Gitters ingscheibchen seitlich zu begrenzen, um

erfolgt dabei nach einem zuvor berech- jederzeit ein konstantes Auflösungsver-

neten Winkel. Mit konventionellen Ma- mögen zu erhalten. Für das vorliegende

schinen und ohne geeignete Messgeräte Spektrographenkonzept wurden insge-

lassen sich allerdings definierte Schrägen samt vier sinnvoll abgestufte Spaltbreiten

kaum exakt herstellen. Darum entschied berechnet. Je nach dem, welche Spalt-

ich mich für einen, bezüglich der Gitter- breite gewählt wird, kann das spektrale

neigung justierbaren, Gitterhalter. Das Auflösungsvermögen des Spektrogra-

Konstruktionsmodell des Gitterhalters, phen beeinflusst werden. Die Spalte sind

so wie es in Abbildung 7 dargestellt wird, zur leichteren Fertigung in so genannten

setzt sich aus insgesamt 14 Einzelteilen Spaltmasken integriert. Die Herstellung

zusammen; ein im Vergleich zur festen der Spaltmasken erfolgte mithilfe einer

Halterung extrem hoher Aufwand, der Laser-Carving-Maschine, mit welcher

sich aber in jedem Fall gelohnt hat. Die Konturen aus einem 0,1 mm dicken Edel-

5 Spektrographenflansch mit Guiding-Detektor
und Lichtwellenleiter
VdS-Journal Nr. 30

6 Spaltrevolver

Schwerpunktthema: Spektroskopie

25

8 Politur des Ausgangsmaterials an der Fräsmaschine

9 Vergrößerte Darstellung einer Spaltmaske unter dem
Lichtmikroskop

10 Die polierten und gefassten
Spaltmasken
stahlblech herausgeschnitten wurden. Das Laser-Carving-Verfahren wird in der mechanischen Fertigung zur Abtragung, Beschichtung und Gravierung filigraner Strukturen herangezogen und eignet sich zudem erstaunlich gut zur Herstellung kleiner Spaltbreiten.
Weil zur kontinuierlichen Nachführung des Seeingscheibchens auf dem Eintrittsspalt eine reflektive Oberfläche benötigt wird, musste das ursprünglich matte Ausgangsmaterial vor der Laserbearbeitung mit verschiedenen Metallpolituren wie Laepppaste, Wenol und Autopolitur aufbereitet werden. Die Politur erfolgte abwechselnd mit der Hand und an einer Fräsmaschine (Abb. 8), für die zuvor ein geeignetes Schleiftool angefertigt wurde. Nach etwa zehn Stunden war die Oberfläche zufriedenstellend reflektiv; lediglich ein paar unbedeutende Strukturen und Kratzer waren noch unter dem

Lichtmikroskop erkennbar (Abb. 9). Die gefassten Spaltmasken, wie sie auf dem Malteserkreuz montiert werden, sind in Abbildung 10 dargestellt.
First-Light Sonnen-Spektrum Das aufgebaute Spektrographensystem, mit seiner soliden Mechanik und den fest miteinander verbundenen Einzelteilen, erlaubt nun eine mühelose Ausrichtung der optischen Elemente. In den vielen vorhergehenden Testaufbauten erwies es sich immer als schwierig den, durch das Transmissionsgitter (Querzerleger) abgelenkten Strahlengang, auf Kameraoptik und CCD-Detektor gleichermaßen gut auszurichten. Dementsprechend waren die meisten Testspektren teilweise unscharf und eher mäßig zufriedenstellend. Dagegen zeigt die erste richtige Spektralaufnahme (Abb. 11) unter fast realen Bedingungen ein über alle Wellenlängen scharfes Sonnen-Spektrum, wie es auf dem Detektor einer SIGMA 1603 abgebildet wird. Dabei entspricht jeder helle Streifen einer Beugungsordnung und stellt einen kleinen Ausschnitt des gesamten visuellen Spektrums dar. Zur besseren Orientierung zeigen die gekennzeichneten Ordnungen markante Wellenlängenbereiche wie z. B. H-alpha und das wohl bekannte Natrium-Dublett.
Bilanz Wenn man die Bauzeit zusammenrechnet, die vom ersten Entwurf bis zum

fertig gestellten Spektrographen investiert wurde, beläuft sich die Gesamtzahl auf mehr als 2500 Stunden. Ein großer Teil davon musste allerdings für die Erlernung der Bedienung konventioneller Dreh- und Fräsmaschinen aufgewendet werden. Insgesamt ist es aber dennoch gelungen, ein solides und funktionelles Spektrographensystem zu entwerfen. Die Materialkosten beliefen sich auf insgesamt 4.500,- - nicht viel für einen Spektrographen dieser Ausstattung! Bis auf das Kameraobjektiv können alle weiteren optischen Komponenten wie z.B. Echellegitter, Umlenkspiegel und Kollimatorobjektiv für ein kleines Budget z. B. bei den beiden Optiklieferanten Edmund Optics und Thorlabs erworben werden. Als schwierig erwies sich allerdings die Suche nach ,,dem" passenden Transmissionsgitter, welches die Funktion des Querzerlegers übernehmen sollte. Das von Baader-Planetarium vertriebene zwei-Zoll-Blazegitter passte mit seinen physikalischen Eigenschaften sehr gut zu dem berechneten System. Unglücklicherweise wurde die Produktion der zwei Zoll großen Gitter bis auf weiteres eingestellt und es werden in ganz Europa keine mehr verkauft. Dank Herrn Baaders Unterstützung konnte das zu scheitern drohende Projekt mit dem definitiv letzten Blazegitter seiner Art doch noch gerettet werden.
VdS-Journal Nr. 30

26

Schwerpunktthema: Spektroskopie

Physikalische und technische Parameter des Spektrographen

Apertur Guiding Detektor Spaltmasken Kollimator Kamera Echellegitter Querzerleger (Baader Blazegitter)
Detektor Wellenlängenbereich Spektrales Auflösungsvermögen
Kalibrationsmittel Lichtwellenleiter

f/5 Watec 120NRC, Pixelgröße 8,6 x 8,3 �m 35 �m (Lochblende), 27 �m, 17 �m, 15 �m Achromat (d=25, f=85 mm) Leica APO-Summicron-R 2/90 mm Asph. 300 Linien/mm, 25x50 mm, Blazewinkel: 63,4 Grad �=2", Blazewinkel: 6 Grad , 207 Linien/mm
SIGMA 1603 ME, Pixelgröße 9 �m x 9 �m, Chip Klasse 2 4500 - 7500 � R18000, 30 Beugungsordnungen
Th/Ar Hohlkathodenlampe �=50 �m (SMA, Step-Index)

11 Echelle-Spektrum der Sonne

Literatur [1] D. J. Schroeder, 1967. An Echel-
le Spectrometer-Spectrograph for Astronomical Use Astronomical Society of the Pacific, 1967, Seiten 1253 - 1275 [2] F. Chaffee / D. J. Schroeder, 1976. Astronomical Applications of

Echelle Spectroscopy Annual Reviews Inc., 1976, Seiten 23 - 42 [3] D. J. Schroeder, 1976. Design Considerations for Astronomical Echelle Spectrographs Applied Optics, Vol. 6, No.11

[4] W. Schmidt. Kapitel 3 ,,Instrumente" Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik (KIS), WS0607
[5] Bernd van der Smissen, 1996. Entwurf und Konstruktion eines Spektrographen für die Messung der Dopplerverschiebung von Sternen, Fachhochschule Lübek 1996

Beobachtung der Radialgeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae
von Roland Bücke

Gamma Cassiopeiae ist der hellste Emissionslinienstern der Spektralklasse B an der nördlichen Hemisphäre. Obwohl dieser Stern seit einigen Jahrzehnten intensiv beobachtet wird, sind viele Fragen zum physikalischen Verständnis dieses komplexen Sternsystems nicht restlos geklärt. Das Langzeitmonitoring der zeitlich veränderlichen Emissionslinien, das durch Mitglieder der Fachgruppe Spektroskopie durchgeführt wird, ist deshalb für die weitere Erforschung nicht zu unterschätzen. In diesem Aufsatz möchte ich erste Ergebnisse meiner Radialgeschwindigkeitsmessungen an der H-Linie vorstellen, die bei einer Fortführung der Beobachtungen - vielleicht ebenso wie das Langzeitmonitoring - einen Beitrag zum Verständnis des Systems g Cas liefern können.
VdS-Journal Nr. 30

Harmanec et al. [1] konnten 2000 erstmals eine Radialgeschwindigkeitsperiode von 203 Tagen nachweisen, die auf die Existenz eines schon früher vermuteten

Begleiters von g Cas zurückzuführen ist. Bestätigt wurde dieses Ergebnis von Miroshnichenko et. al. [2] in 2002. Demnach ist g Cas ein spektroskopischer Dop-

Beobachtung der Radialgeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae

P [Tage] Tper [JD] Tmax [JD] E [-] [ Grad ] K1 [km/s] rms [km/s] Anzahl Spektren

1993-2000 [1] 203,59 +/-0,29 2450578,7 +/-4.2 ... 0,26 47,9 +/-8,0 4,68 +/-0,25 1,455 272

1997-2002 [2] 205,50 +/-0.38 ... 2450541,2 +/-2.5 0,00 ... 3,80 +/-0,12 0,936 162

ab 2006 204,5 2454235 ... 0,06 45 4,13 0,82 69

Tabelle 1: Bahnparameter aus eigenen Messungen sowie aus [1] und [2]

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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pelstern mit nur einem Spektrum - das Spektrum der zweiten Komponente ist bisher nicht nachweisbar. Die Natur des Begleitsterns ist ebenso ungeklärt. Dieser könnte sowohl ein kompaktes Objekt (ein Weißer Zwerg oder ein Neutronenstern), als auch ein ,,normaler" Stern sein. Die aus den bisherigen Beobachtungen durch Harmanec und Miroshnichenko abgeleiteten Bahnparameter stimmen gut überein, zeigen jedoch im Detail Differenzen (Tab. 1), so dass für eine Präzisierung dieser Ephemeriden weitere Beobachtungen erforderlich sind.
Beobachtung und Datenreduktion Die Spektren wurden mit einem Newtonsystem von 20 cm Öffnung und einem via Lichtleiter angekoppelten Gitterspektrographen aufgenommen. Dispersion und spektrale Auflösung betragen 0,56 �/Pixel bzw. 1,9 �. Der Lichtleiter hat einen Kerndurchmesser von 200 �m. Die gekühlte CCD-Kamera ist mit einem Linearsensor mit 2048 Pixeln ausgestattet. Die Integrationszeit der Aufnahmen lag

überwiegend im

Bereich von 150

bis 300 Sekunden.

Jede Spektralauf-

nahme wurde von

Ne-Kalibrierspek-

tren flankiert. Da

das S/N der Auf-

nahmen mit typi-

scherweise 60 bis

90 für genaue Mes-

sungen zu gering

war, wurden Wie-

derholungsaufnah-

men erforderlich.

Von den jeweiligen Beobachtungsbe-

1 Emissionslinie H (durchgezogene Linie) mit Gaußfit

dingungen abhän-

(gepunktete Linie)

gig, liegen deshalb

jeder Radialge-

sich, weil zeitliche Instabilitäten durch

schwindigkeitsbestimmung drei bis elf zwischengeschaltete Kalibrieraufnahmen

Wiederholungsaufnahmen zugrunde. einen geringeren Einfluss haben, even-

Diese Beobachtungstechnik hat bei der tuelle Ausreißer in den Messwertreihen

Radialgeschwindigkeitsbestimmung ge- erkannt werden und aus der Streuung

genüber der Langzeitintegration mehrere Rückschlüsse auf die Zuverlässigkeit ei-

Vorteile: Die Kalibriergenauigkeit erhöht ner Messung gezogen werden können.

VdS-Journal Nr. 30

28

Schwerpunktthema: Spektroskopie

Die Bestimmung der Dopplerverschiebung kann im aufgenommenen Wellenlängenbereich von 6300 - 6700 � nur an der H-Linie erfolgen, da das Spektrum keine weiteren Linien ausreichender Stärke aufweist. Die Auflösung der Spektren ist für die Wiedergabe von Details im Profil der H-Linie zu niedrig, so dass sich die Gaußfunktion zur Approximation an die Intensitätsverteilung und damit zur Wellenlängenbestimmung gut eignet (Abb. 1). Dies wird durch die geringe Streuung der Messwerte für die jeweilige Aufnahmeserie einer Beobachtung bestätigt, welche sich typischerweise im Bereich von 0,4 bis 0,8 km/s bewegt.
Ergebnisse An die Messwerte wurde iterativ eine Radialgeschwindigkeitskurve, wie sie sich aus einer Keplerbahn ergibt, angefittet (Abb. 2). Die Abweichungen der Messwerte von dieser Kurve sind in Abbildung 3 dargestellt. Die Regressionskurve zeigt den langfristigen Trend der Radialgeschwindigkeiten im Beobachtungszeitraum. Dieser Trend ist auf Profiländerungen der H-Linie zurückzuführen [2],

die sich auf die Position der angefitteten Gaußfunktion auswirken. Nach Abzug dieses Trends, der für den ausgewerteten kurzen Zeitabschnitt durch ein Polynom 3. Grades gut wiedergegeben wird, erhält man durch erneute Anpassung der Radialgeschwindigkeitskurve (Abb. 4) die für den gegenwärtigen Stand der Beobachtungen wahrscheinlichsten Bahnparameter (Tab. 1). Das zugehörige Phasendiagramm zeigt die Abbildung 5.
Die Messgenauigkeit liegt mit einem RMS-Wert von 0,82 km/s auf demselben Niveau wie in [2]. Obwohl die Standardabweichung des Mittelwertes der Wiederholungsmessungen wesentlich kleiner (typisch zwischen 0,1 und 0,3 km/s) ist und theoretisch eine genauere Kurvenanpassung erlauben sollte, scheint ein Limit erreicht zu sein, das durch die kurzzeitigen Profiländerungen der H-Linie vorgegeben ist. Die Bahnparameter stimmen mit den Literaturwerten gut überein. Die moderaten Abweichungen sollten zum gegenwärtigen Zeitpunkt noch keinen Anlass zu weiter führenden Aussagen geben. Dafür

ist die Datenbasis noch zu gering. Die vorliegenden Beobachtungsergebnisse geben aber Anlass zu der Hoffnung, dass die erzielte Messgenauigkeit ausreicht, um bei einer Fortführung der Kampagne zur Präzisierung der aktuell verfügbaren Bahnparameter beitragen zu können.
Literatur [1] Harmanec, P. et. al., Properties and
nature of Be stars, XX. Binary nature and orbital elements of g Cas, Astron. Astrophysics 364, L85-L88 (2000) [2] Miroshnischenko, A.S., Bjorkman, K.S., Krugov, V.D., Ninary Nature and Long-Term Variations of g Cassiopeiae, The Astronomical Society of the Pacific, 114:1226-1233 (2002)

2 Radialgeschwindigkeitsmesswerte mit
Radialgeschwindigkeitskurve

3 Residuen der 1. Kurvenanpassung
mit Polynom 3. Grades

4 Radialgeschwindigkeitsmesswerte nach Abzug des
langfristigen Trends mit Radialgeschwindigkeitskurve
VdS-Journal Nr. 30

5 Das Phasendiagramm

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

SpecRaVE - ein Gemeinschaftsprojekt der Fachgruppen
Computerastronomie und Spektroskopie
von Roland Bücke

Wer sich mit der spektroskopischen Beobachtung astronomischer Objekte beschäftigt, wird sehr schnell feststellen, dass nach der Beobachtungstätigkeit am Teleskop noch einmal viel Zeit für die Auswertung der aufgenommenen Spektren benötigt wird. Dieser Zeitaufwand kann in Abhängigkeit von der Zielsetzung der Beobachtungen durchaus ein Vielfaches der Zeit am Teleskop betragen. Die Spektroskopie ist sehr mathematiklastig, was sicher auf den einen oder anderen abschreckend wirken mag. Hier hat in den letzten Jahren die Entwicklung von guten Spektrenverarbeitungsprogrammen vor allem den Windowsnutzern einige Erleichterungen gebracht. Auch Anfängern wird somit der Einstieg in dieses anspruchsvolle Gebiet der Astronomie schneller ermöglicht.

Dennoch werden spezielle Fragestellungen immer wieder Berechnungen erfordern, die von Standardbearbeitungsprogrammen nicht abgedeckt werden können. In dieser Situation befand auch ich mich im Jahr 2004, als ich meine ersten Versuche der Messung von Radialgeschwindigkeiten unternahm. Ausgenommen einige professionelle Softwarepakete wie z.B. MIDAS, die unter Linux laufen, gab und gibt es hierfür bislang keine auf dem Betriebssystem Windows basierende Software. Warum also nicht das Expertenwissen aus der Astronomiegemeinschaft, speziell der Kollegen der FG Computerastronomie, in Anspruch nehmen? Meine eigenen, sehr bescheidenen Programmierkenntnisse stammen aus der Zeit des Betriebssystems DOS und sind für ein solch anspruchsvolles Unterfangen unzureichend und veraltet.
Beispiel für intensive und freundschaftliche Zusammenarbeit zwischen den Fachgruppen Eine Anfrage bei der FG Computerastronomie stieß auf Interesse, und es entwickelte sich seitdem eine intensive und freundschaftliche Zusammenarbeit mit Herrn Helmut Jahns. Mittlerweile kann sich das Ergebnis unserer Bemühungen in Form eines Programms, das wir SpecRa-
VdS-Journal Nr. 30

1 Oberfläche des Programms SpecRaVE

VE (Spectroscopic Radial Velocity Evaluation) tauften, sehen lassen. Abbildung 1 zeigt die Programmoberfläche mit einem zur Auswertung eingelesenen Spektrum. Ursprünglich wollten wir uns speziell der Auswertung spektroskopischer Beobachtungen zur Bestimmung der Bahnelemente von Doppelsternen widmen. Die Funktionen des Programms zur Bestimmung der Dopplerverschiebung der Spektrallinien zur Berechnung der Radialgeschwindigkeiten unter Berücksichtigung der Korrektur der Erdbewegung sind aber ebenso zur Auswertung aller anderen Sterne mit Radialgeschwindigkeitsvariationen geeignet.
Über den eigenen Tellerrand hinaus Zu Beginn unseres Projektes mussten wir viel Zeit investieren, um uns gegenseitig in die spezifischen Anforderungen, Möglichkeiten und Grenzen unserer Fachgebiete einzuarbeiten. Ich denke, dass dies immer die schwierigste Phase einer interdisziplinären Zusammenarbeit sein wird, erfordert es doch viel Geduld und Bereitschaft aller Beteiligten, sich mit fremden Inhalten und Arbeitsweisen an-

zufreunden und einmal über den Tellerrand zu schauen, wie man treffend sagt. Mittlerweile hat sich zwischen uns eine tragfähige Arbeitsteilung entwickelt. Die Oberfläche und die Bedienbarkeit des Programms entwickeln wir im Dialog. Meine eigenen Erfahrungen aus der Beobachtungstätigkeit fließen in die Funktionalität ein, der Programmcode wird von Helmut Jahns entwickelt, und mir obliegt das Testen an realen Spektren, das Aufspüren von Fehlern, die sich unweigerlich hin und wieder einschleichen, sowie das Erstellen der Dokumentation. Nachdem ich auf der letzten Tagung der Fachgruppe Spektroskopie in Heidelberg über unsere neueste Version von SpecRaVE informiert hatte, bot uns unerwartet ein Teilnehmer, Herr Dieter Küspert, eine Übersetzung der Dokumentation ins Englische an, was einer Erweiterung des kleinen Nutzerkreises des Programms sehr dienlich sein wird. An dieser Stelle möchten wir Herrn Küspert ein herzliches Dankeschön aussprechen.
Bei der Weiterentwicklung unseres Programms legen wir vor allem Wert auf

Schwerpunktthema: Spektroskopie

31

2 Fenster für
die Kalibrierung eines Spektrums

3 Automatisch durch Gaußfit erkannte Spektrallinien (blau)

eine leichte Bedienbarkeit, Absturzsicherheit und einen Funktionsumfang, der ausschließlich vom Anwendungszweck des Programms bestimmt wird. Der Nutzer soll ohne längere Einarbeitungszeit sicher zu genauen Ergebnissen gelangen. Wie schnell unterlaufen z.B. bei der Berücksichtigung der Erdbewegung um die Sonne und der Erdrotation Vorzeichenfehler.
Gegenwärtig sind im Programm folgende Features realisiert: � Wellenlängenkalibrierung der Spekt-
ren mit Polynomfunktionen bis zur 4. Ordnung (Abb. 2). � Bestimmung der Wellenlänge der Spektrallinien durch automatisches Anfitten einer Gaußfunktion. Dabei kann der Linienbereich, der angepasst werden soll, ausgewählt werden. Dies ist vor allem bei asymmetrischen Linienprofilen sinnvoll. Die Fitparameter können variiert werden, so dass die Linienerkennung dem Charakter des jeweiligen Spektrums optimal angepasst werden kann (Abb. 3). � Identifikation von angefitteten Spektrallinien. Die erforderlichen Dateien enthalten die Laborwellenlängen zur Berechnung der Dopplerverschiebung. � Manuelle Auswahl von geeigneten Spektrallinien für die Radialgeschwindigkeitsbestimmung. � Berechnung der auf die Sonne bezogenen Radialgeschwindigkeiten. � Verschiedene Möglichkeiten der Speicherung der Ergebnisse ganzer Messreihen.
Noch viele weitere Funktionen in Planung Momentan sind wir mit der Implementierung eines Tools beschäftigt, mit dem aus den errechneten Radialgeschwindigkeiten die Bahnparameter von Doppelsternkom-

ponenten ermittelt werden. Keplerbahnen, auf denen sich die Doppelsternkomponenten bewegen, werden durch fünf voneinander unabhängige Parameter beschrieben. Für diese Parameter muss aus den Beobachtungsdaten die optimale Anpassung gefunden werden, was mathematisch zusätzlich durch die Tatsache erschwert wird, dass die Keplergleichung zur Berechnung der exzentrischen Anomalie transzendent ist und deshalb nur iterativ gelöst werden kann. Ein Abschluss unseres Projektes ist also nicht in Sicht. Wünschenswert sind noch viele andere Funktionen, deren Realisierung durch unsere begrenzte Freizeit nur langfristig möglich sein wird. An dieser Stelle möchte ich interessierte Leser zum aktiven Mitmachen ermuntern und herzlich dazu einladen.
In diesem Artikel war mir vor allem die Vorstellung unseres Projektes als Beispiel einer gelungenen Zusammenarbeit zwischen zwei Fachgruppen wichtig. Hel-

mut Jahns wird in einem der nächsten Hefte des Journals näher auf die mathematischen Details und die verwendeten Algorithmen eingehen. Von der Leistungsfähigkeit der bereits verfügbaren Version können Sie sich in dem voran gegangenen Artikel ,,Messung der Radialgeschwindigkeitsperiode des Be-Sterns Gamma Cassiopeiae" überzeugen.
Wir Hobbyastronomen beobachten - in Fachgruppen organisiert - vielfach die gleichen Objekte, jedoch mit ganz unterschiedlichen Methoden. Dies ist sinnvoll, findet man doch engagierte Mitstreiter mit gleichen Interessen und Erfahrungen. Möchte man aber tiefer in die Geheimnisse der Objekte selbst eindringen, ihr eigentliches Wesen ergründen, ist die Zusammenführung der verschiedenen Beobachtungsmethoden, die sogenannte Interdisziplinarität, auch für uns Amateure bereichernd. Hierin liegt meines Erachtens ein noch nicht ausgeschöpftes Potenzial für unser Hobby Astronomie.
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Schwerpunktthema: Spektroskopie

Einsteigerkurse Astrospektroskopie - Rück- und Ausblicke

von Urs Flükiger

erläuterten die Dozenten nun den Einsatz von Windows-Programmen wie Iris, Vspec, MK32, MaximDL und Excel zur Spektrenreduktion.

1 Einige der Teilnehmer des Spektroskopie-Einsteigerkurses

Am 16. Februar 2008 führte die Fachgruppe Spektroskopie der Vereinigung der Sternfreunde (FGS) in der Sternwarte Starkenburg in Heppenheim zum ersten Mal einen ausschliesslich für Einsteiger zugeschnittenen Kurs in Astrospektroskopie durch. Initiiert durch eine Idee von Berthold Geck organisierten Lothar Schanne, Günter Gebhard und Ernst Pollmann den Kurs. Als kompetente Dozenten zeigten Lothar Schanne und Günter Gebhard den rund 20 Anwesenden die für die Astrospektroskopie notwendigen bzw. geeigneten Apparate und Instrumente und erklärten deren Funktionsweisen. Die Aufnahmetechnik von Spektren (Rohaufnahmen) und derer Bearbeitung mittels des Linux-basierten Programms ESO-MIDAS und dem MIDAS-Skript ,,OPA" von Günter Gebhard wurde vorgestellte. Für die Festigung des Gelernten in Form von Hausaufgaben stellte Lothar Schanne Rohaufnahmen zur Verfügung. Auf einem Fortsetzungskurs im Herbst 2008 wurden dann die Ergebnisse besprochen, Schwierigkeiten gemeinsam bearbeitet und Fragen beantwortet. Ein spezieller Unterordner ,,Heppenheim" im Internet-Forum der FGS bot inzwischen eine Austauschplattform. Am 8. November 2008 fand der zweite
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Einsteigerkurs - wiederum in der Sternwarte Starkenburg in Heppenheim - diesmal unter der Leitung von Thomas Hunger und Ernst Pollmann statt. Wieder waren rund 20 Interessierte - darunter ,,alte" und ,,neue" Gesichter - anwesend, die den Ausführungen der Dozenten Hugo Kalbermatten, Thomas Hunger und Ernst Pollmann folgten. Kurz wurde der Stoff vom Vorkurs wiederholt und auf anstehende Fragen eingegangen. Wurden im ersten Kurs ausschliesslich theoretische Kenntnisse vermittelt, sollte der Schwerpunkt im zweiten Kurs mehr praktischer Natur sein.
Dennoch wurde zu Beginn mit der Darstellung über die Möglichkeiten der Lichtspaltung mittels Refraktion (Prisma) oder Beugung (Gitter), die Gitterarten (Reflektion, Transmission) und die Funktion eines CCD-Detektors einiges an Theorie vermittelt. Anschliessend ging es aber stark praxisorientiert zur Sache. Die einzelnen Schritte von der Aufnahme der Spektren über die Bildbearbeitung bis zu Reduktion, Normierung und Wellenlängenkalibration wurden hierbei detailliert mittels Computerpräsentationen, eines Flipcharts sowie Anschauungsmaterial erklärt. Im Gegensatz zum ersten Kurs

Der von der Firma Baader-Planetarium angebotene Spektrograph DADOS wurde im Laufe des Jahres 2008 ausgeliefert. Dies führte dazu, dass viele Teilnehmer des zweiten Kurses nun DADOS- Besitzer waren. Die Kursleitung berücksichtigte dies mit einer speziell für diese Zielgruppe vorgesehenen Zeitreserve. Da einige der DADOS-Besitzer ihre neuen Geräte mitgebracht hatten, wurde der sonnige Tag gleich genutzt, um mit den vorhandenen Geräten visuelle Spektroskopie des Tageslichtes zu betreiben.
Zu beiden Kursen waren Interessierte aus allen Teilen Deutschlands und aus der Schweiz angereist. Etliche nahmen lange Wege auf sich, um an den beiden Kursen teilnehmen zu können. Auch die Geselligkeit kam nicht zur kurz: Während der Mittagspause im Restaurant auf der Starkenburg lernten sich viele Teilnehmer besser kennen kennen.
Der offensichtliche Bedarf an solchen Einsteigerkursen bewegte die FGS dazu, die Einsteigerkurse als feste Institution anzubieten. Des Weiteren sollen mehrtägige Workshops in der Gastgebersternwarte Starkenburg das Kursangebot erweitern. Den Freunden von der Starkenburg-Sternwarte sei schon jetzt herzlichst für ihre Unterstützung gedankt. Der erste Workshop ist für den 6. bis 8. August oder den 5. bis 7. November 2009 vorgesehen. Die Webseite der FGS wird darüber hinaus künftig eine Einsteigerpräsentation - mit Glossar und Aufgaben zur Vertiefung der Astrospektroskopie anbieten.

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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Erste Erfahrungen mit DADOS
von Urs Flükiger

Gerade zum Zeitpunkt, als ich mich für die Astrospektroskopie zu interessieren begann, stellte Baader Planetarium den DADOS-Spektrographen vor. Dieses auf Entwicklungen des Max-Planck-Institutes basierende und lange vor dessen Auslieferung zu einem Subskriptionspreis angebotene Gerät ist bis zur endgültigen Marktreife ständig verbessert worden. Dabei sind auch Ideen und Erfahrungen vieler Spektroskopiker aus Diskussionforen eingeflossen. Es handelt sich bei DADOS um einen Gitterspektrographen mit Spalt, der drei Spaltweiten (25, 35 und 50 �m) und ein Gitter mit 200 Linien/ mm bietet.

Rund ein Jahr nach meiner Bestellung wurde das Gerät im November 2008 inklusive der angeforderten Sonderoptionen (ein zusätzliches Gitter mit 900 Linien/ mm), zwei Kellner-Okularen (Brennweite 10 und 20 mm), diverser Adaptionsringe sowie einer speziell für den DADOS angepassten Ar/Ne-Kalibrierlampe zusammen in einem speziellen Köfferchen mit zugeschnittener Schaumstoffeinlage geliefert worden. Die Bedienungsanleitung kann von der Webseite des Herstellers [1] in Deutsch oder Englisch herunter geladen werden.
Der erste Eindruck des Geräts ist sehr ansprechend und auch die nähere Betrachtung bestätigt dies. Alle Teile des

1 DADOS montiert auf Stativ mit Foto-Objektiv und CCD-Kamera.

DADOS sind sehr sauber gearbeitet. Die beweglichen Teile bieten eine satte aber trotzdem leichtgängige Bedienung. Alle Öffnungen des DADOS sowie die Okulare und die Korrekturoptik sind mit stabilen Kappen vor Staub und Schmutz geschützt. Das zweite, nicht genutzte Gitter kann in einem stabilen und dichten Behälter aufbewahrt werden.
Der DADOS ist für den Einschub in einen 2"-Okularstutzen vorgesehen. Das Entfernen des eingeschraubten 2"-Ad-

apterstückes legt im DADOS-Gehäuse ein T2-Innengewinde frei. Mit diesem in der Amateurszene weit verbreiteten Anschluss besteht eine Fülle von Adaptionsmöglichkeiten, wie z.B. mit entsprechendem Adapter auf ein Fotoobjektiv. Zudem verfügt das 2"-Adapterstück (,,Nosepiece") über ein 2"-Filtergewinde. Das T2-Innengewinde befindet sich in einem Gewindereduktionsstück, das aus dem DADOS-Gehäuse herausgeschraubt werden kann und ein größeres InnenFeingewinde frei gibt.

2 Spektrum des Tageslichts, aufgenommen mit DADOS (Gitter 200 Linien/mm)
und einer Canon EOS350D. Die drei Spektren wurden gleichzeitig durch die drei Spalte erzeugt. Die Fraunhoferlinien sind deutlich erkennbar.

Mit einem Okular im 1,25"-Okularstutzen auf halbem Lichtweg kann das Scharfstellen und Nachführen eines Zielobjekts bewerkstelligt werden. Zuerst

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

3 Ar/Ne-Kalibrierspektrum. An der Breite der Linien lässt sich die Anordnung
der Spalte ablesen: 35, 25, 50 �m (von oben nach unten). Die Wellenlängen einiger Kalibrierlinien sind angegeben. Aufgenommen mit einer CCD-Kamera Atik ATK 314 L.

4 Detail des Tageslichtspektrums, aufgenommen mit dem 900-Linien/mm-
Gitter und einer CCD-Kamera Atik ATK 314L unter der gleichen Gitterstellung wie Abbildung 3. Rechts ist eine atmosphärische O2-Absorptionsbande zu sehen. Mittig die H-Linie.

wird im Filtergewinde des gewählten Okulars die mitgelieferte Korrekturoptik samt Verlängerungshülse eingeschraubt. Das Ganze wird nun in den Okularstutzen eingeschoben und mit entsprechendem Schieben auf die drei Spalte fokussiert. Ein mitgelieferter Fixierring ermöglicht es, einen Anschlag in dieser Stellung zu setzen. Anschließend wird das Zielobjekt
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- z.B. ein Stern - auf die die Spalte umgebende Spiegelfläche mittels Fokussiereinrichtung des Teleskops scharf gestellt. Jetzt muss nur noch das Zielobjekt auf den gewünschten Spalt ausgerichtet werden. Und schon kann es mit der Spektrenbeobachtung losgehen. Genauso ist auch eine Webcam anstelle eines Okulars einsetzbar, die neben einer angenehmeren Kontrolle

der Fokussierung und Nachführung dann auch ein Autoguiding ermöglicht. Am Ende des Lichtwegs des DADOS (Detektoranschluss) befindet sich ein Drehfokussierer mit einem T2-Außengewinde. Mit dem mitgelieferten und auf dieses T2-Gewinde aufschraubbaren 1,25"-Okularstutzen, der mit einem weiteren Drehfokussierer ausgestattet ist, kann das Spektrum direkt durch ein Okular betrachtet werden. Anstelle eines Okulars werden aber sicher oft Webcams, DSLRs oder CCD-Kameras eingesetzt, die je nach Bauart und Adapter entweder in diesen 1,25"-Okularstutzen oder direkt auf das T2-Außengewinde gesetzt werden. Für eine einfachere Handhabung beim Anbringen einer Kamera am DADOS liegt ein praktisches Kupplungsstück mit beidseitigem T2-Außen- bzw. Innengewinde bei.
Mit der Mikrometerschraube, versehen mit Teilkreis, kann das Reflektionsgitter sehr fein und mit hoher Wiederholgenauigkeit auf die gewünschte Wellenlänge eingestellt werden.
Meine ersten Schritte, Spektren zu fotografieren, waren mit dem DADOS sofort von Erfolg gekrönt. Sei es mit Webcam, DSLR- oder CCD-Kamera. Die Spektren von Kalibrierlampe, Sonne oder künstlichem Stern waren nach wenigen Belichtungs- und Fokussierversuchen scharf und bei der Canon sogar in Farbe vorhanden.
Mein Wunsch, den DADOS für das Ausmessen von Filtern und diversen Leuchtkörpern einsetzen zu können, ließ mich eine einfache Montage aus Gasrohrschelle und altem Duschkopf mit Kugelkopfverstellung basteln [2]. Nun ist es mir möglich, den DADOS auf das Gewinde eines handelsüblichen Fotostativs aufzuschrauben und in alle Richtungen auszurichten.
Wie sich der DADOS im Einsatz und Vergleich zu etablierten Spektrographen wie z.B. Lhires III verhalten wird, muss sich noch zeigen. Ich bin aber überzeugt, mit dem DADOS ein Gerät mit gutem KostenNutzen-Verhältnis erstanden zu haben.
Literatur [1] http://www.baader-planetarium.de [2] http://www.ursusmajor.ch/

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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Spektroskopische Beobachtungen auf der Sonne
von Dieter Goretzki

Das Forschungsobjekt ,,Sonne" ist von großem Interesse, da die Sonne als einziger selbstleuchtender Himmelskörper der Erde so nahe ist, dass Einzelheiten auf ihrer Oberfläche (Flecken, Fackeln, Granulation usw.) detailliert beobachtet werden können. Die Sonne ist ein heißer Gasball mit einer Oberflächentemperatur von etwa 6000 K. Ihre Erforschung liefert einen wichtigen Baustein im Verständnis der Zusammensetzung und des Aufbaus der Sterne [1]. Die Informationen erhalten wir über ihre Strahlung in allen Frequenzbereichen, wobei viele allerdings durch die Erdatmosphäre abgeblockt werden. Das optische Fenster, das uns zugänglich ist, ist der Bereich vom Ultrablauen (etwa 350 nm) bis zum Infraroten (1 �m). Die sichtbare Sonnenstrahlung stammt aus einer sehr dünnen, nur einige hundert Kilometer dicken Schicht, der sog. Photosphäre. Wird dieses Licht mit Hilfe eines Spektrometers in einzelne Wellenlängen zerlegt, erhält man ein sog. Absorptionslinienspektrum der Sonnenphotosphäre. Eingebettet in das helle Kontinuum können darin mehr oder weniger dunkle Linien beobachtet werden, die zu Ehren ihres Entdeckers als ,,Fraunhofersche Linien" bezeichnet werden.
Die Linien werden durch chemische Elemente oder Moleküle hervorgerufen, die in der Photosphäre der Sonne vorhanden sind. Sie entstehen, indem Elektronen eines Atoms, Ions oder Moleküls im intensiven Strahlungsfeld tiefer liegender Schichten der Sonne von niedrigeren auf höhere Energieniveaus gehoben werden. Die dazu benötigte Energie fehlt dann im Kontinuum, die Linie erscheint dunkel. Durch die Beobachtung und genaue Vermessung solcher Linien lassen sich Erkenntnisse über die Struktur der Photosphäre, die Häufigkeit der chemischen Elemente in ihr u.v.m. gewinnen.
Aufnahmeapparatur Da uns die Sonnenscheibe auf der Erde als flächiges Objekt erscheint, kann man hier nicht nach der ,,Objektiv-Prismen-

1 Ausschnitt des Sonnenspektrums mit Fraunhoferschen Linien im Wellenlän-
genbereich 484,6 bis 486,5 nm. Die Elemente, die Linien erzeugen, sind benannt.
2 Projektion
der Sonne und Einkoppelung in den LWL

Methode" wie z. B. bei den Fixsternen arbeiten [2]. Vielmehr ist es unumgänglich, einen sog. Spaltspektrographen einzusetzen. Um auch feinere Details im Spektrum aufzulösen, sollte der Spektralapparat über eine genügend hohe Auflösung R=l/l >50.000 verfügen. Dadurch sind diese Spektrographen meist zu schwer, um sie direkt an ein Teleskop zu montieren. Deshalb werden sie separat aufgestellt. Um den Spalt des Spektrographen mit dem Licht der Sonne zu beleuchten, verwende ich einen Lichtwellenleiter (LWL).
Mit Hilfe eines 4''-SC-Teleskops (f/10) wird das Bild der Sonne auf einen Schirm projiziert (Abb. 2), der fest mit dem Teleskop verbunden ist. Die Brennweite des Teleskops wird mit Hilfe einer BarlowLinse so verlängert, dass das Sonnenbild einen Durchmesser von ca. 60 mm hat. Bei dieser Projektionsgröße sind auch größere Flecken erkennbar. Die Projektionsfläche hat in der optischen Achse ein Loch von 0,5 mm, hinter dem sich ein Ende des Lichtwellenleiters (LWL) befin-

det. Dieser hat einen Kerndurchmesser von 0,2 mm und eine Länge von 15 m.
Das projizierte Bild der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Da dies auf die Dauer anstrengend ist, wird das Bild mit einer Webcam bequem auf einem PC beobachtet. Mit Hilfe einer manuellen Steuerung des Teleskops ist es möglich, den LWL an definierte Stellen der Sonnenoberfläche zu führen. Wenn z. B. der Rand der Sonne mit einer Markierung, wie sie Abb. 3 zeigt, übereinstimmt, hat der LWL einen geometrisch festgelegten Abstand zum Sonnenrand.
Das Licht aus dem anderen Ende des LWL wird mit einer Linse kollimiert und so der Eintrittsspalt des Spektrographen beleuchtet. Allerdings wird dadurch Licht verschenkt, so dass Aufnahmen von Spektren mit hoher zeitlicher Auflösung
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Schwerpunktthema: Spektroskopie

3 Sonnenbild der Webcam zur
Positionskontrolle während der Spektralaufnahme
nicht möglich sind. Die üblichen Belichtungszeiten betragen 20 - 40 Sekunden je Einzelspektrum.
Der Spektrograph ist ein Cherney-Turner-Aufbau. Das Licht gelangt zunächst auf den Spalt, der eine feste Breite von 10 �m und eine Höhe von 3 mm aufweist. Kollimator- und Kameraspiegel haben ca. 1000 mm Brennweite und einen Durchmesser von 50 mm. Die Lichtstärke beträgt somit 1:20. Das drehbar gelagerte holografische Gitter hat eine Größe von 54 x 54 mm2

mit 2600 Linien/mm. Der Arbeitsbereich beträgt ungefähr 370 - 700 nm. Als Detektor wird eine CCD-Kamera Platinum USB mit KAF402ME Chip verwendet. Die Wellenlängenkalibration erfolgt mit Hilfe einer Quecksilber-Niederdruck-Lampe oder mit einer Neon-Glimmlampe. Das Auflösungsvermögen des Spektrographen wurde zu etwa 100.000 ermittelt, wobei der Abbildungsbereich auf dem Chip nur ca. 2 nm beträgt. Deshalb ist es sinnvoll, unmittelbar nach der Aufnahme anhand eines Vergleichspektrums zu kontrollieren [3], ob auch der gewünschte Spektralbereich erfasst wurde. Hier sei mir eine Anmerkung für ,,Anfänger" gestattet: Vor einem Nachbau dieses Spektrographen sollte zunächst ein Gerät mit kürzerer Brennweite (max. 500 mm) gebaut werden, um daran beobachterische Erfahrungen zu sammeln. Zur genauen Ausrichtung der optischen Elemente hat sich die Verwendung eines Laserpointers als vorteilhaft erwiesen.
Beobachtungen Mit Hilfe der oben beschriebenen Ausstattung können verschiedene spektros-

4 Design des Spektrographen (Angaben in mm)

kopische Untersuchungen durchgeführt werden. Die Spektren werden dazu zunächst mit dem kommerziellen Programm AstroArt� aufgenommen (Abb. 1). Die Reduktion der Aufnahmen, d.h. Dunkelstrom- und Flatfield-Korrektur, Spektrumsextraktion sowie Wellenkalibration erfolgt anschließend mit dem frei erhältlichen Programmpaket MIDAS [4] mittels Auswerteskripten von Günter Gebhard [5] unter Linux. Wird diese Prozedur auf das in Abb. 1 gezeigte Spektrum angewandt, erhält man als Ergebnis ein eindimensionales Spektrum (Abb. 5). Erst nach der Extraktion des Spektrums werden Details (hier die sog. Dämpfungsflügel der Wasserstoff-Linie) sichtbar und können quantitativ untersucht werden.
Wird der gleiche Spektralbereich nicht auf der Sonnenmitte sondern möglichst dicht am Sonnenrand aufgenommen, erhält man das in der Abb. 6 gezeigte Spektrum. Die Dämpfungsflügel sind vollständig verschwunden, da man durch den Blick auf den Sonnenrand nur das Licht aus den höheren (und damit dünneren) Photosphärenschichten erhält.
Spektroskopiert man starke Linien wie die des Wasserstoffs an verschiedenen Stellen auf der Sonne, erhält man Erkenntnisse über die Temperatur- und Druckschichtung der Photosphäre. Eine weitere Möglichkeit, die Temperaturschichtung der Photosphäre zu ermitteln, besteht darin, an Stelle der CCD-Kamera eine Photodiode als Detektor zu verwenden. Lässt man nun das Bild des Sonnenäquators durch die Erddrehung über den LWL laufen, erhält man die typische Mitte-Rand-Kontrastkurve. Eine ausführ

5 Extrahiertes Spektrum bei Hb auf der Sonnenmitte
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6 Extrahiertes Spektrum bei Hb am Sonnenrand

7 Aufspaltung der Fe-I-Linie bei 630,2 nm durch den Zeemann-Effekt
Manganlinien auf der Sonnen-Mitte (gepunktet: eigene
8 Beobachtung, durchgezogen: professionelle Aufnahme)
liche Beschreibung des Verfahrens mit zusätzlichen hilfreichen Informationen kann Literaturhinweis 6 entnommen werden. Weitere spektroskopische Experimente sind die Messung der Dopplerverschiebung von Spektrallinien durch die Rotation der Sonne. Hier erweist es sich als günstig, dass in bestimmten spektralen Fenstern neben den solaren Absorptionslinien auch terrestrische Linien (z.B. atmosphärischer Sauerstoff) beobachtet werden können, die als feste Wellenlängenmarker dienen. Die Rotationsgeschwindigkeit am Sonnenäquator beträgt etwa 2 km/s. Werden nun Spektren vom westlichen und östlichen Rand vermessen, erhält man den doppelten Wert. Die Verschiebung der Wellenlänge beträgt weniger als 0,01 nm und stellt damit entsprechend hohe Anforderungen an den Spektrographen. Der Zeemann-Effekt bezeichnet die Aufspaltung von Spektrallinien in einem äußeren Magnetfeld. Die Existenz lokaler Magnetfelder auf der Sonne insbesondere in Sonnenfleckenwurde zuerst von Hales um 1908 beobachtet. Zu einer tieferen theoretischen Behandlung dieses Themas sei auf Literaturhinweis 7 verwiesen. Für den Amateur wesentlich ist, dass eine Aufspaltung der Linien je nach Sicht auf die Magnetfeldlinien in zwei

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

gegeneinander zirkular polarisierte oder in drei unterschiedlich linear polarisierte Komponenten (sog. Lorentz-Triplett) erfolgt. Diese einfache Aufspaltung zeigen nur bestimmte Fraunhofersche Linien, insbesondere Fe I bei 630,25 nm. Andere Linien zeigen ein komplizierteres Aufspaltungsmuster. Welche Linien für den Amateur zur Beobachtung in Betracht kommen (es sind sehr wenige) kann ebenfalls Literaturhinweis 7 entnommen werden. Bei der Beobachtung eines Sonnenflecks wird die Sichtlinie wohl nie genau in Richtung der Feldlinien oder senkrecht dazu sein, deshalb werden immer Mischformen beobachtet. Um hier eine Trennung zu erreichen, kann ein Polarisationsfilter vor dem LWL eingesetzt werden.
Abbildung 7 wurde am Fleck vom 02.07.2006 (es gab damals nur einen großen) aufgenommen, indem ein linearer Polarisationsfilter vor den Eingang des LWL angebracht wurde. Die Aufspaltung ist gut zu erkennen. Diese betrug ca. 0,16 � (siehe Markierung). Daraus errechnet sich eine magnetische Feldstärke von etwa 1700 Gauß. Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld hat nur etwa ein Gauß. Die benachbarte Fe-Linie bei 630,15 nm zeigt ebenfalls eine Aufspaltung, nur schwächer. Die beiden scharfen Linien sind terrestrische Sauerstoff-Linien, die naturgemäß keine Aufspaltung zeigen. Zahlreiche Spektrallinien zeigen bei der Beobachtung mit höher auflösenden Spektrographen eine Aufspaltung in mehrere eng beieinander liegende Kom-

ponenten. Diese Erscheinung wird auf eine magnetische Kopplung des Spins zwischen Atomkern und Hüllenelektronen zurückgeführt [8]. Sie ist an Elementen zu beobachten, deren Atomkerne einen ungeradzahligen Spin haben. In voller Pracht ist diese sog. Hyperfeinstruktur-Aufspaltung (Hfs) nur mit Interferenzspektrographen zu beobachten. Bei Spektrographen mit geringerer Auflösung führt dieser Effekt nur zu einer Verbreiterung der Spektrallinie, wobei das resultierende Profil der Linie keine Gaußkurve mehr darstellt.
Das Element Mangan zeichnet sich durch eine Reihe von beobachtungstechnischen Vorteilen aus: Mangan ist ein Reinelement. Es besteht nur aus einem Isotop (55Mn), und der Atomkern hat einen Spin von 5/2. Die Hyperfeinstruktur-Aufspaltung ist bei einigen Linien besonders gut ausgeprägt. Da das Element auch von astrophysikalischem Interesse ist, z. B. HgMn-Sterne, gibt es eine auch für den Amateur gut zugängliche Datenlage. Auf der Sonne ist eine Reihe von Mn-Linien im grünen Spektralbereich sichtbar.
Abbildung 8 zeigt vier Spektrallinien, die mit meinem Spektrographen auf der Sonne beobachtet wurden [9] im Vergleich zu den Aufnahmen, wie sie mit professionellen Interferenzspektrographen erhalten werden. Damit sind auch andeutungsweise feinere Strukturen in den Linien zu erkennen, da einmal die Auflösung wesentlich höher ist (> 500.000) und bei meiner Methode die Granulation

nicht aufgelöst wird. Die durch die Bewegung der granularen Zellen hervorgerufene Dopplerverschiebung verwischt die feineren Details.
Fazit Die Sonne stellt uns ein Physiklabor kostenfrei zur Verfügung, in dem man mit einfachen, selbst gebauten Spektrographen, Erkenntnisse zur Atomphysik und über ihren Aufbau experimentell gewinnen kann.
Literaturhinweise/Links: [1] http://www.mps.mpg.de/homes/
schuessler/perspektiven.pdf [2] D. Goretzki, VdSJ Nr. 6 (2001) 83 [3] http://bass2000.obspm.fr/solar_
spect.php [4] www.eso.org/esomidas/ [5] G. Gebhard, http://www.spektros.
de/ [6] www.uni-sw.gwdg.de/academics/
praktikum [7] H. von Klüber, Über den Nachweis
und die Messung lokaler Magnetfelder auf der Sonnenoberfläche, 1944 [8] H. Kopfermann, Kernmomente, 1956 [9] D. Goretzki, Spektrum - RB Fachgruppe Spektroskopie Nr. 36, 2008

Spektren machen, aber wie?
Einblicke in die Werkzeugkiste des Spektroskopikers
von Thomas Hunger

Alle, die ein einigermaßen gehaltvolles Astronomiebuch lesen, stolpern zwangsläufig über Spektren. Und sei es nur des bekannten Spruches wegen: ,,Oh be a fine girl kiss me". Daraufhin mag die Frage im Raum stehen, ob es denn möglich sei, solche Dinge selbst zu beobachten. Die einfache Antwort lautet: Ja. Und es ist nicht einmal schwer. Dieser kleine Artikel will Wege aufzeigen, wie man sich dem Thema Spektroskopie selbst beob-
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achterisch nähern kann. Dank der riesigen Informationsfülle im Internet [1] ist es problemlos möglich, sich leicht weiterführende und über den Artikel hinaus gehende Informationen zu beschaffen.
Es ist eigentlich ganz einfach - Spektrographen Die Spektroskopie ist im Wesentlichen die Aufspaltung des sichtbaren Lichtes in seine farblichen Bestandteile (=Dispersi-

on). Die Betrachtung bzw. Darstellung der wellenlängenabhängigen Intensität, d.h. die ,,Menge" an Licht bei einer bestimmten Wellenlänge, ist schon das Spektrum. Um das Licht aufzuspalten, benötigt man ein geeignetes optisches Element: entweder ein optisches Gitter oder ein Glasprisma. Das Wirkungsprinzip des Gitters basiert auf der Beugung, wohingegen das Prisma die Lichtbrechung ausnutzt.

Schwerpunktthema: Spektroskopie

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CD-ROM-Spektroskopie? Was macht man mit einer CD-ROM aus der Werbung. Spektroskopie natürlich! Die regelmäßigen ,,Rillen" in der CD wirken wie ein normales Reflexionsgitter. Einfache Spektroskope (= Geräte zum visuellen Anschauen der Spektren) und Spektrographen (= Geräte zum Fotografieren) sind schnell mit einfachsten Mittel - Pappe, Leim und Klebeband - realisiert [2,3]. Die Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum sind damit klar nachweisbar [3].

1 Geblazte Kunststoffgitter: (a) Wirkungsweise, (b) Beispiel Staranalyzer 100
und (c) Beispielspektrum sn2004dj. (Bildquelle: [5])

Durchlichtgitter im konvergenten Strahlengang Baader Planetarium GmbH [4], Paton Hawkley Ltd. [5,6] und Rainbow Optics [7] bieten geblazte Durchlichtgitter auf Kunststoffbasis an, die in speziellen 11/4" oder 2" Fassungen geliefert werden. Diese platziert man dann im konvergenten Strahlengang eines Teleskops kurz vor der Fokalebene (Abb. 1). Der Vorteil ist der einfache Aufbau und die Ausnutzung der Lichtstärke des Teleskops.

Die bemerkenswerten Möglichkeiten solch eines einfachen Aufbaus wurden schon in [8] und [9] ausführlich dargestellt. Die Gitter eignen sich zur Spektralklassifikation. Sie liefern Übersichtspektren auch relativ schwacher Objekte bei moderaten Belichtungszeiten. Das ist eine Stärke dieser Anordnung. Die Preise liegen im Bereich von 100 - 250 .

2 Beispiel eines Objektivprismen-Spektrographen basierend auf einem
Rundprisma und einer ,,Russentonne": (a) Prinzip, (b) Realisierung und (c) Beispielspektren Kastor (A2V) und Prokyon (F5V). Die Einzelspektren (gegeben durch die CCD-Breite) wurden nebeneinandergesetzt. Interessant ist, dass neben den Balmerlinien des Wasserstoffs sogar noch Paschenlinien im IR sichtbar sind.

Strahlengang (a) klassischer Spektrograph (Beispiel DADOS) und (b) Littrow-Prinzip (Beispiel LHiResIII).
3 (Optiken vereinfacht dargestellt, Bildquellen: [4], [6])

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Schwerpunktthema: Spektroskopie

4 Beispielspektrum LHiResIII: H bei Lyr (links) und b Lyr (rechts). (Bildquelle: [6])

Objektivprismen- oder Objektivgitterpektrographen Wird ein Prisma oder Durchlichtgitter vor ein Objektiv gebracht, erhält man einen Spektrographen, der in der Regel eine deutlich größere Dispersion als die einfachen Gitter von oben bietet. Im Fokus des Objektivs wird der punktförmige Stern als so genannter Spektralfaden abgebildet. Das ist die dispergierte Abbildung des Sternpunktes. Ein Prinzipbild eines Objektivprismen-Spektrographen ist in Abb. 2 gezeigt.
Bezugsquellen für Prismen sind die einschlägigen Optikhersteller oder Internetauktionen bei Ebay. Als Durchlichtgitter können spezielle Typen [4] benutzt werden. Leider steigen die Preise für Prismen größerer Durchmesser stark an. Gitter-Kunststofffolien [10], die preislich sehr attraktiv sind und zu visuellen Demonstrationen an irdischen Lichtquellen gut funktionieren, haben zumindest den Autor nie als Objektivlösung vor einem Teleskop überzeugen können. Als Alternative haben sich Effektfilter bewährt [11]. Hier besteht die Beschränkung auf das Format des entsprechenden Teleobjektivs.
Klassische Spektrographen Die bisher vorgestellten Konzepte ermöglichen einen relativ einfachen Zugang zur Spektroskopie, haben aber einige Nachteile, insbesondere in der spektralen Definition. Deshalb werden für höherauflösende Beobachtungen in der Regel ,,klassische Spektrographen" mit Spalt verwendet. Der prinzipielle Aufbau ist in
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Abb. 3 (a) gezeigt. Das Licht vom Teleskop wird durch den Spalt fester Breite vorbereitet. Damit spielt das Seeing für die spektrale Definition im Gegensatz zu den spaltlosen Geräten von oben keine Rolle mehr. Der Kollimator beleuchtet das Gitter (oder Prisma) mit parallelem Licht. Die sog. Kamera bildet das dispergierte Licht dann auf den Detektor ab. Eine gewisse Vereinfachung ist der Littrow-Spektrograph, Abb. 3 (b). Viele Sternfreunde haben mangels kommerzieller Alternative diese Typen in der Vergangenheit selbst gebaut.
Seit einigen Jahren ist aber ein LittrowSpektrograph speziell für den Astroamateur kommerziell erhältlich (LHiResIII, ca. 2.600,- ) [6]. Ausgestattet mit einem Spalt, auf dem nachgeführt wird, und einer einblendbaren Neon-Kalibrierlampe, lassen sich Linienprofile beobachten und Wellenkalibrationen einfach vornehmen. Dem klassischen Spektrographen-Design folgend ist seit geraumer Zeit auch der Spektrograph DADOS von Baader-Planetarium erhältlich (ca. 1,500,- ) [4]. Er scheint sich derzeit in der deutschsprachigen Spektroskopieszene eines großen Interesses zu erfreuen, wie auf Anfängerveranstaltungen der Fachgruppe erkennbar wurde. Beide Geräte sind vorwiegend auf Teleskope f/10 der SC-Reihen bekannter Hersteller zugeschnitten.
Neben diesen gibt es weitere Astrospektrographen, den SGS (ca. 5000 $) und DSS-7 (ca. 1600 $) von SBIG [12], den über Lichtleiter angeschlossenen Nu-View von Sivo Scientific Company

(ca. 2400 $) [13] oder Alpha Cygni (ca. 3.500.- ) [14]. Diese sind aber in der deutschsprachigen Amateurszene bisher nicht in Erscheinung getreten. Spektrographen anderer Hersteller sind meist von geringem Interesse, da sie den finanziellen Rahmen sprengen, Schnäppchen bei Ebay einmal ausgenommen. Insgesamt kann man resümieren, dass der Selbstbau nach wie vor als eine attraktive Alternative erscheint.
Zukünftige Entwicklungen Spektrographen Der Trend zum Einsatz von EchelleSpektrographen hat bei den Selbstbauern schon länger eingesetzt [15,16]. Erst kürzlich präsentierte Shelyak Instruments das erste kommerzielle Gerät diesen Typs für die Amateur-Szene. Der Vorteil eines Echelle-Spektrographen gegenüber dem klassischen Design liegt meines Erachtens nach vor allem in der Aufzeichnung des gesamten Spektrums in einem Schuss.
Was tun mit Spektren - Auswerten, natürlich! Nehmen wir an, Sie haben nun mit ihrem Spektrographen ein Spektrum aufgenommen. Wenn Sie nun nicht nur mit dem bloßen Anschauen zufrieden sind, stellen Sie sich die Frage, was aus den Bildern noch herauszuholen ist. Für die Spektroskopie ist es nach der allgemeinen Bildbearbeitung (Dunkelstrom- und Flatfiledkorrektur) vor allem wichtig, die spektrale Information als extrahiertes eindimensionales Spektrum zu gewinnen. Als hilfreiche Softwarepakete unter Windows haben sich die Freewa-

Schwerpunktthema: Spektroskopie

41

re-Programme VisualSpec von Valerie Desnoux [17] in Verbindung mit IRIS von Christian Buil [18] aufgrund ihrer Mächtigkeit stark verbreitet. In der Fachgruppe wird ebenso das Paket MIDAS der ESO [19] unter Linux benutzt. Günter Gebhard hat dazu Skripte erstellt, die die Spektrenauswertung unter MIDAS wesentlich erleichtern [20]. Es gibt natürlich noch eine Reihe weiterer Werkzeuge, die erfolgreich eingesetzt werden [1].
Was beobachten? Wenn wir uns hier auf die Beobachtung von Sternen beschränken, empfiehlt sich die Beobachtung von späten B-Sternen über A-Sterne zu frühen F-Sternen. Bei diesen Spektren sind die Balmer-Linien des Wasserstoffs sehr ausgeprägt. Insgesamt gibt es ,,wenige" Linien und das Kontinuum ist relativ klar erkennbar. Wer es dann linienreicher mag und seinen Spektrographen schon gut kennt, geht zu G- und K-Sternen. Die O- und frühen B-Sterne sind relativ linienfrei. Ganz im Gegenteil zu Spektren der M-Sterne, die von Molekülbanden dominiert sind. Aufgabe: Erstellen Sie sich doch mal Ihren eigenen Spektralatlas und studieren Sie die entsprechenden Leuchtkraftunterschiede! Die Sterne des Sommerdreiecks bieten da schon einen sehr guten Startpunkt. Falls Sie Lust haben, senden

sie Ihre Spektren an den Autor. In einer der nächsten Journale werden diese dann veröffentlicht. Neben den ,,normalen" Sternen gibt es viele, die Besonderheiten in ihren Spektren zeigen. Auffällig sind z.B. die Emissionsliniensterne. Die Klasse der Be-Sterne erfreut sich dabei unter den Amateuren recht großer Beliebtheit. Die kontinuierliche Beobachtung leistet direkt einen Beitrag zur Wissenschaft. Aber auch ohne diesen Anspruch eröffnet die farbige Welt ganz neue Einblicke. Es gibt noch viel (wieder) zu entdecken... Viel Spaß bei Ihren spektroskopischen Abenteuern!
Literaturhinweise/Links: [1] http://spektroskopie.vds-fg.de [2] R. Leugner und T. Opialla, VdSJ Nr. 10 (2003) 18 [3] J. Köppen, SuW 11 (2003) 74; http:// www.astrophysik.uni-kiel. de/~koeppen/spectro/spectroe.html [4] http://www.baader-planetarium.de [5] http://www.paton-hawkley.co.uk [6] http://www.shelyak.com/en/ [7] http://starspectroscope.com [8] R. Leadbeater, VdSJ Nr. 27 (2008) 108, http://www.threehillsobservatory. co.uk/astro/astro.htm

[9] M. Federspiel, VdSJ Nr. 8 (2002) 70; M. Federspiel, VdSJ Nr. 9 (2002) 96
[10] http://www.edmund-optics.de; http://sciencefirst.com; http://astromedia.de
[11] H.-G. Diederich, VdSJ Nr. 10 (2003) 62
[12] http://www.sbig.com [13] http://www.sivo-instruments.com [14] http://www.alphacigny.com/
espectrografotac.html [15] U. Zlender, priv. Komm. [16] T. Feger, Schwerpunktartikel [17] http://astrosurf.com/buil/us/iris/
iris.htm [18] http://astrosurf.com/vdesnoux/ [19] http://www.eso.org/sci/
data-processing/software/esomidas// [20] http://www.spektros.de/ Data Reduction

IMPRESSUM

VdS-Journal für Astronomie � Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.

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Dr. Werner E. Celnik, Stephan Fichtner, Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert. Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
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Vertrieb: Bezug:

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,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal 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 Redaktions-

liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 32 ist der 30.07.2009.

Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll FG-Treffen

Juni 2007, Heppenheim). VdS-J 31: Veränderlichenbeobachtung, VdS-J 32: Sonnenfinsternis.

Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine

Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen.

Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.

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VdS-Fachgruppe Astrofotografie

Zwei Jahre ,,Astromotiv des Monats": Da finden Sie Ihre Infos!
von Peter Riepe

Fachliche Informationen sind immer gefragt. Jeder Astrofotograf benötigt sie, egal ob Einsteiger oder Fortgeschrittener. Leider nehmen sich heute nur noch wenige Ratsuchende die Zeit für ausführliche Anfragen. Oft fehlt einfach die Zeit. Vielleicht scheut sich so mancher aber auch, bis ins Detail nachzufragen. Schließlich muss man dann seine Fragen schon genau formulieren und ein längeres Hin und Her des Mail- oder Briefaustausches einkalkulieren. Daher bevorzugen inzwischen viele Amateure den ,,Easy Chat" in den unterschiedlichsten Foren: Einer fragt, etliche Gleichgesinnte antworten auf unterschiedlichstem Niveau und mit unterschiedlichster Präzision. Die Fachgruppe Astrofotografie bleibt aber dabei, ihr Fachwissen anzubieten und breite Themen für alle Interessenten aufzubereiten. Eine vorzügliche Möglichkeit hat sich mit dem ,,Astromotiv des Monats" (AdM) ergeben, das wir seit März 2007 auf http://www.vds-astro.de/ eingerichtet haben (vgl. Abb. 1). Jeden Monat wird ein neues, interessantes Objekt vorgestellt, aber nicht als einzelnes Foto wie in der beliebten Rubrik ,,Astrofoto der Woche" unter http://www.astronomie. de/, sondern als Sammlung thematisch passender Aufnahmen und Aufnahmedaten unterschiedlichster Bildautoren. Alles wird durch gut recherchierte Informationen aus der Wissenschaft ergänzt. So kommt der reine Bildliebhaber durch schöne Aufnahmen auf seine Kosten. Der tiefer Interessierte kann aber auch neue

1 Der Screenshot zeigt, wo Sie das AdM finden.

3 Oliver Schneider am Teleskop

Bis heute werden die AdM-Themen im Allgemeinen von den Fachgruppenmitgliedern Peter Riepe, Oliver Schneider und Gerald Willems erstellt. Nach kurzer gemeinsamer Durchsicht geht jeder Monatsbericht zum Setzen an die neue VdS-Web-Redaktion. Hier hat sich unsere direkte Zusammenarbeit mit Alexander Weis erfreulich entwickelt (Abb. 2 bis 5). Bisher erschienen die in Tabelle 1 aufgeführten Berichte. Spätestens, wenn ein neues AdM erscheint, wird auch das Motiv für den fol-

2 Gerald Willems am Teleskop
VdS-Journal Nr. 30

Erkenntnisse gewinnen, indem er Vergleiche zieht: Was leisten unterschiedliche Teleskope und Kameras? Die zusätzlichen wissenschaftlichen Informationen liefern Wissenswertes über das Monatsobjekt. Unser Ziel ist es, den Leser aufmerksam zu machen: Nimm Dir dieses Objekt auch einmal vor, es lohnt sich! Schaue bei den Bildern nach, wie es andere gemacht haben, dann probiere es ebenfalls! Lies den ausführlichen Bericht, dann weißt Du mehr über das Objekt!

4 Peter Riepe, Einbau Stundenlager

VdS-Fachgruppe Astrofotografie

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Übersicht zu den bisher erschienenen Berichten in der Rubrik ,,Astromotiv des Monats"*

1

März 2007

2

April 2007

3

Mai 2007

4

Juni 2007

5

Juli/August 2007

6

September 2007

7

Oktober 2007

8

November 2007

9

Dezember 2007

10

Januar 2008

11

Februar 2008

12

März 2008

13

April 2008

14

Mai 2008

15

Juni 2008

16

Juli 2008

17

August 2008

18

September 2008

19

Oktober 2008

20

November 2008

21

Dezember 2008

22

Januar 2009

23

Februar 2009

24

März 2009

25

April 2009

26

Mai 2009

P. Riepe P. Riepe G. Willems O. Schneider G. Willems P. Riepe G. Willems O. Schneider P. Riepe G. Willems O. Schneider P. Riepe P. Riepe P. Riepe G. Willems G. Willems O. Schneider A. Weis P. Riepe P. Riepe G. Willems O. Schneider P. Riepe G. Willems O. Schneider P. Riepe

Abell 24, ein lichtschwacher PN im Canis Minor Die Galaxie M 66 im Sternbild Löwe Der Virgo-Galaxienhaufen M 64, das ,,schwarze Auge" im Haar der Berenike NGC 6888, der Crescentnebel NGC 7008, ein Planetarischer Nebel im Sternbild Schwan Der Cirrusnebel NGC 7635, eine ,,Gasblase" am Himmel Messier 33, die große Spiralgalaxie im Dreieck Der Perseus-Galaxienhaufen (Abell 426) Saturn Die M81-Gruppe. Teil 1: Die zentralen Galaxien Die M81-Gruppe. Teil 2: Die Außenbereiche Die M81-Gruppe. Teil 3: Spezielle Zwerggalaxien Messier 94 (NGC 4736) Die Canes-I-Gruppe Unsere Milchstraße Die Sonnenfinsternis vom 1. August 2008 Kugelsternhaufen (Teil 1) Kugelsternhaufen (Teil 2) NGC 1333 und der Perseus-OB2-Molekülwolkenkomplex M78 Messier 1, der Krebsnebel M42 und die Pferdekopfregion Komet Lulin (C/2007 N3) Eta Carinae

* Sie finden diese Berichte auf der Homepage der VdS unter http://www.vds-astro.de/

Einsteigerresultate. Auch kleine Teleskope liefern aussagekräftige Bilder. Bitte Ihre Bilddateien und Aufnahmedaten per E-Mail an die VdS-Fachgruppe Astrofotografie einschicken: fg-astrofotografie@ vds-astro.de An dieser Stelle sind auch alle Interessenten aufgerufen, die sich beim Verfas-

sen der monatlichen Artikel beteiligen möchten. Haben Sie Lust, über ein Motiv zu berichten? Sind Sie jemand, der auch gern Recherchen nach Hintergrundinformationen zu diesem Motiv betreibt? Wenn ja, dann bitte ebenfalls bei der Fachgruppenleitung melden.

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5 Alexander Weis am Teleskop
genden Monat mitgeteilt. Und dazu laden wir alle interessierten Astrofotografen herzlich ein, ihr Bildmaterial einzusenden - alte Aufnahmen, neue Ergebnisse. Schön wäre, wenn das nicht nur HighTech-Aufnahmen wären, sondern auch

44

1 Aufnahme des
Rosetten-Nebels. Aufnahmeoptik war der Takahashi-Apochromat FS 102 NSV fokal bei f/8. Mit der Canon EOS 20Da wurde bei ISO 1600 folgendermaßen belichtet: 16 x 300 s in [S II], 17 x 300 s in H, 14 x 300 s in [O III]. Nachführung und verwendete Software wie in Abbildung 5.

Meine Astrofotografie in der Eifel
von Mark Hellweg
Mit 12 Jahren versuchte ich mich 1987 erstmals in der Astrofotografie. Nach längerer Pause bin aber erst seit 2003 wieder richtig aktiv. Zunächst startete ich mit preiswertem Equipment und der Planetenfotografie (z. B. ToUCam am Celestron 8). Seit 2003 habe ich mich in Ausrüstung und Techniken stetig gesteigert. Auf der AME `08 beschloss ich, der VdS beizutreten. Dank des Internets, diverser Literatur und den zahlreichen und hilfsbereiten Hobby-Kameraden konnte ich bereits einiges an Wissen und Erfahrung sammeln. Jetzt habe ich zur Fachgruppe Astrofotografie Kontakte geknüpft.

VdS-Journal Nr. 30

2 Meine Rolldachhütte im Winter
Mein ,,Fachbereich" ist ausschließlich die Astrofotografie, so war es schon immer. Seit Anfang 2006 betreibe ich in Roetgen, am Rand der Nordeifel, eine kleine Rolldachsternwarte. Dank starker Mithilfe zweier Freunde konnte die Errichtung des hölzernen Schutzbaus innerhalb von 3 Monaten in die Tat umgesetzt werden. Die Sternwarte ist mit einem Abmaß von 3 x 2 m2 recht klein ausgefallen, sie bietet jedoch genug Platz für fotografische Anwendungen (vgl. Abb. 2 bis 4). Die mit Beton ausgegossene Säule aus PE-Rohr
3 Blick auf die Losmandy-Mon-
tierung und den Newton-Reflektor 250 mm/1.000 mm, daneben der TakahashiApochromat

trägt eine Losmandy G11 Montierung, welche vor dem ,,Aussetzen" in die Sternwarte komplett zerlegt, gereinigt und neu gefettet wurde. Die originale LosmandySteuerung wurde durch den Littlefoot Step-Controller ersetzt. Dieser bildet die Schnittstelle zum PC und ermöglicht das Autoguiding mit einer Webcam.
Mit der Software Cartes Du Ciel werden die Himmelsobjekte angesteuert. Seit 2 Jahren sind ein Takahashi FS102 Apochromat und ein Vixen ED 81 s Refraktor als Foto-Optiken im Einsatz. Eine Canon EOS 20Da und eine modifizierte Webcam dienen als Aufnahmegeräte. Nach mittlerweile 3 Jahren im Einsatz hat der Bau der Sternenhütte zu einem enormen Ausbau des Hobbys geführt. Ohne Zeitverlust

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4 Takahashi FS102 Apochromat und Vixen ED81s
Refraktor im parallelen Einsatz
5 Andromedagalaxie M 31, aufgenommen bei bes-
ten Wetterbedingungen mit dem Vixen ED 81f bei 625 mm Brennweite und einer Canon EOS 20Da. Belichtungszeiten bei ISO 800: 19 x 480 s und 15 x 120 s. Die automatische Nachführung erfolgte über eine ToUCam in Kombination mit Littlefoot, verwendete Software: ImagesPlus, Photoshop, Neat Image. und lästiges Aufbauen bleibt deutlich mehr Zeit für das Wesentliche, das Fotografieren. Einige Bilder zeigen meine letzten Ergebnisse (vgl. Abb. 1, 5 und 6). Wer mehr sehen möchte, ist herzlich eingeladen zum Besuch meiner Webseite www.ocupado.de.
6 Gebiet um den östlichen Gürtelstern des Orion mit
dem Pferdekopfnebel und NGC 2024. Aufnahmeoptik war der Takahashi-Apochromat FS 102 NSV fokal, Öffnungsverhältnis f/8. Als Kamera diente eine Canon EOS 20Da plus Astronomik H-Filter (HWB = 12 nm). Belichtungszeiten: 14 x 600 s bei ISO 800, H 15 x 600 s bei ISO 1600. Das H-Bild wurde als Rotkanal und Luminanzbild verarbeitet. Automatische Nachführung und verwendete Software wie in Abbildung 5.
VdS-Journal Nr. 30

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Spuk auf Tivoli! (?)
von Werner E. Celnik und Jürgen R. Kozok

Tivoli? Tivoli! Na klar, Tivoli! Für uns war es der erste Aufenthalt auf dieser schönen Astro-Farm in Namibia. Den südlichen Sternenhimmel kannten wir allerdings schon, von früheren Astro-Reisen v. a. nach Südamerika [1, 2] und auch nach Australien [3]. Unser Aufenthalt bei der supernetten Gastgeber-Familie Schreiber im Sommer 2008 dauerte leider nur eine Woche: Vorausgegangen war eine 14-tägige Geländewagen-Rundreise mit unseren Frauen durch die touristischen Highlights im

Westen und Norden Namibias, und mehr Urlaub gestattete die Firma, bei der das Geld für diese Reise verdient wurde, leider nicht. Es gibt ja inzwischen mehrere so genannte ,,Astro-Farmen" in diesem Sonnenstaat. Und jede ist sicherlich einen Astro-Urlaub wert. Der Grund für unsere Wahl von Tivoli [4] (Abb. 1) lag zum einen an dem vielfachen Lob an der Betreuung vor Ort, das uns gegenüber von mehreren Seiten geäußert worden war, zum anderen an dem Instrument, das wir einsetzen wollten: der 400 mm Hypergraph mit 3.200 mm Brennweite, den Bernd Schröter hier in einer Schiebedachhütte (Abb. 2) stationiert hat und an erfahrene Beobachter vermietet. Dieses Instrument ist mit einer großen planen Bildfeldebene ausgestattet (Abb. 3).

1 Die Hauptgebäude der Astro-
Farm Tivoli. Unten die Schiebedachhütte mit dem Hypergraphen, rechts die Landebahn, im Hintergrund weitere Teleskop-Stationen.
Die Ziele Ziel unseres Beobachtungsaufenthaltes war kein wissenschaftliches Forschungsprojekt, sondern einmal einfach der langjährig entbehrte Genuss des Anblicks des in dieser Jahreszeit durch den Zenit verlaufenden kontrastreichen Bandes der Milchstraße (Abb. 4) sowie die fotografische Aufnahme einiger ,,schöner" Himmelsobjekte im Detail mit dem Hypergraphen. Im Vorfeld der Reise (niemand fährt ja einfach hin, steht dann dort und fragt

2 Die Beobachtungshütte für den
Hypergraphen ist zur Reduzierung des Boden-Seeings hochgestellt.
VdS-Journal Nr. 30

3 Der 400 mm/
3.200 mm Hypergraph mit Kamera und Nachführeinheit am Off-AxisAnsatz. Mit Klebeband sind Ausgleichsgewichte für die angebauten Zusatzinstrumente befestigt.

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4 Weitwinkel-Aufnahme der Milchstraße zwischen den
Sternbildern Cygnus und Centaurus am 29.7.2008 um 20:33 UT mit Objektiv 1:3,5/30 mm (Arbeitsblende 5,6), 75 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Ektachrome 200 (ISO 800). Neben ausgedehnten Gasnebeln und Dunkelwolken sind der Jupiter in Sagittarius und der Gegenschein im Sternbild Capricornus erkennbar.

sich: was mach' ich nun?) haben wir zum einen die ,,idealen" Objekte ausgewählt, die aufgenommen werden sollten, zum anderen musste die einzusetzende Technik ausgewählt und vorbereitet werden.
Die Technik Am Hypergraphen wollten wir keine CCD-Kamera anschließen, sondern es sollte nach vielen Jahren der Abstinenz an diesem Instrument einmal wieder chemisch zu entwickelnder fotografischer Film (so heißt das korrekt, nicht etwa

5 Der Trifid-
Nebelkomplex (M 20) im Sternbild Sagittarius, aufgenommen am 27.7.2008 um 18:58 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600).

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48

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6 Sternhaufen und HII-Region M 16 (Adlernebel) im
Sternbild Sagittarius, aufgenommen am 30.7.2008 um 20:33 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600). Sehr schön erkennbar sind die unterschiedlichen Farben der Sterne.

7 Der
Tarantel-Nebelkomplex 30 Doradus (NGC 2070) in der Großen Magellanschen Wolke, aufgenommen am 2.8.2008 um 01:53 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 135 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 800).

,,analoge Kamera" o. ä.) eingesetzt werden. So wurde bereits zu Hause extra ein Flansch gefertigt, der eine 6 x 6-Kamera Hasselblad 203FE mit dem hinteren Ende des Hypergraphen (Abb. 3) verbinden sollte. Bei dieser Kamera gibt es keinerlei Probleme mit der Filmplanlage, auch nicht bei längeren Belichtungsdauern. Fokussiert haben wir direkt mit der Sucherlupe im Lichtschacht des Kameragehäuses, was bei dem hellen Sucherbild der Kamera (bei Galaxien waren Spiralarme im Sucher erkennbar) und der großen Schärfentiefe bei Blende 8 des

49

8 Die Galaxie NGC 253 im Sternbild Sculptor wird auch ,,Silver Dollar" genannt, Aufnahme am 1.8.2008 um 01:55 UT mit
Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 130 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600).

Instrumentes relativ problemlos funktionierte. In die Kamera wurde dann klassischer Farbdiafilm eingelegt, Fujichrome Provia 400, später bei der Entwicklung in der Empfindlichkeit gesteigert auf ISO 1600 (z. T. auf ISO 800). Dieser Film bietet auch bei lichtschwachen Objekten eine zwischen Rot und Blau ausgewogene Farbwiedergabe, ist auch bei langen Belichtungen im Ergebnis nahezu farbstichfrei, und er ist aufgrund eines höheren Schwarzschild-Exponenten bei Langzeitbelichtungen empfindlicher als der sonst wegen seiner hohen Rotempfindlichkeit beliebte Ektachrome 200. Die Belichtungen dauerten objektabhängig jeweils zwischen 60 Minuten (z. B. für M 8) und 135 Minuten (für 30 Doradus).

Die Exaktheit der Nachführung vertrauten wir einer SBIG ST-4 CCD-Kamera am Off-Axis-Anschluss an, für die erfreulicherweise an der Steuerung des Hypergraphen ein Stecker vorgesehen ist.
Die Objektwahl Das Gesichtsfeld der Hasselblad am Hypergraphen beträgt 54' x 54', die auf eine nutzbare Filmfläche von 50 mm x 50 mm abgebildet werden. Der darüber hinaus gehende äußere Rand des Bildes wird in dieser technischen Konfiguration durch die Kameraöffnung vignettiert. Natürlich wollten wir das große Feld möglichst ausnutzen und wählten daher Objekte mit einem nicht zu kleinen Winkeldurchmesser aus. Das zweite Kriterium war die

Objekthelligkeit: Die Objekte sollten auch ohne ,,Quälen" bei der nachträglichen Bildbearbeitung ästhetisch erscheinen. Also wurde eine Liste von ca. 30 relativ großen und hellen Objekten zusammengestellt, die nach einer persönlichen Prioritätenfolge abfotografiert werden sollten. So ergab sich natürlich die Ablichtung vieler so genannter ,,StandardObjekte", die wir jedoch mit so einem Instrument noch nie fotografieren konnten. Einige von diesen seien an dieser Stelle dennoch gezeigt, und sei es nur als Vergleich zu Aufnahmen mit den heutigen CCD-Kameras und DSLRs. Doch nahmen wir auch einige weniger häufig präsentierte Objekte aufs Korn, wie z. B. die Galaxie NGC 247.
VdS-Journal Nr. 30

9 Die elliptische Galaxie NGC 5128 im Sternbild Centaurus wird wegen ihrer
hohen Radioleuchtkraft auch Cen A genannt, Aufnahme am 28.7.2008 um 18:02 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600).

Es beginnt ... Wir flogen mit Air Namibia von Frankfurt a/M nach Windhoek. Für das astronomische Gepäck musste eine kräftige Übergepäck-Gebühr gezahlt werden. Vor allem das Personal in Windhoek beim Start zum Rückflug war erbarmungslos: Wir beobachteten wie eine Familie 1 (!) kg Gepäck aus dem Koffer nehmen und ins Handgepäck legen musste. Welch sinnlose Aktion... Wir hatten über 25 kg zuviel... Da wir vor Beginn unseres Tivoli-Aufenthaltes schon zwei Wochen ,,akklimatisiert" waren, holte uns das von Schreibers beauftragte Großraum-Taxi vor dem Morgengrauen in Windhoek vom Hotel ab. Von dort gings dann zunächst zum Flughafen, wo andere Beobachter, die zur selben Zeit wie wir auf Tivoli verweilen wollten, abzuholen waren. Am frühen Vormittag wurden wir von Kirsten und Reinhold Schreiber herzlich auf ihrer Farm willkommen geheißen und auf die verschiedenen Gästezimmer verteilt. Wir erhielten freundlicherweise das ,,Haus Kopernikus", unweit dem Hypergraphen-Gebäude.
Das Wohlfühlprogramm Über den Komfort vor Ort ist schon viel geschrieben worden. Also nur so viel:
VdS-Journal Nr. 30

Alles erscheint sehr sauber und gepflegt. Zwei Mahlzeiten am Tag, die alle gemeinsam am großen Tisch einnehmen, reichen aus, ein spätes Frühstück und ein frühes Abendessen. Die Zeiten können abgesprochen werden, je nach Beginn der Dunkelheit. Man ist per Du, der Esstisch bildet das Kommunikationszentrum. Die Qualität und Reichhaltigkeit des Essens lässt keine Wünsche offen. Der ,,Service" ist Spitze: Jede kleinste Anregung oder Bitte wird von der Familie Schreiber aufgegriffen und nach Möglichkeit umgehend erfüllt. Unterstützung bei evtl. technischen Problemen wird gerne gegeben. Eine umfangreiche Werkstatt gibt es vor Ort. Kurzum: Man fühlt sich wohl und gut aufgehoben. Bonbons sind ein abendlicher Sundowner auf einer alten Sanddüne auf dem riesigen Farmgelände, und ein (kostenpflichtiger aber) lohnenswerter Rundflug auf dem Soziussitz hinter Reinhold Schreiber mit seinem Ultra-Leichtflieger: Warzenschweine jagen, ganz schön schnell sind die.
Die erste Nacht Wir haben zwar mit zu überwindenden Schwierigkeiten, meine: ,,Herausforderungen", gerechnet, aber so etwas...

Vielleicht liegt es ja einfach an mangelnder Erfahrung im Umgang mit der ST-4. Jedenfalls tanzt die Nachführung Samba. Visionen von ausschließlich total verwackelten Astroaufnahmen schwirren uns durch den Kopf. Die erste Nacht wird unter ,,Übungsaufgabe" abgelegt, alle Objekte in den kommenden Nächten wiederholt.
Es klappt Schnell spielen wir uns ein. Die Technik wird bereits am späten Nachmittag eingerichtet, die Kameras werden montiert und mit Film gefüttert. Bei Sonnenuntergang wird das Schiebedach der geräumigen Beobachtungshütte voll geöffnet. Bereits nach etwa 20 Minuten erscheint der erste Stern. Wir beginnen mit der Justierung der ST-4 und stellen nach Koordinaten das erste Objekt der Nacht aus unserer vorbereiteten Liste ein. Erstaunlich, wie bald im Kamerasucher trotz des noch aufgehellten Himmels Objektdetails erkennbar werden. Bei Ende der astronomischen Dämmerung (die hier nur kurz andauert) werden die Auslöser betätigt und wir können die Hütte verlassen. Abendessen ist nun angesagt. Alle halbe Stunde geht einer von uns rüber und kontrolliert ob noch alles gut läuft. Die Ergebnisse werden ganz ordentlich. Für fotografischen Film. Die Bildschärfe ist eigentlich ganz ausgezeichnet, vor allem bei der Aufnahme des Adlernebels M 16, der im Zentrum schon in die Überbelichtung geht. Die Luftruhe ist über die 7 Nächte, die uns zur Verfügung stehen, aber leider nicht immer gut, was sich auch in vielen Aufnahmen niederschlägt. Die Transparenz des Himmels ist so gut, dass schwächste Ausläufer des blauen Reflexionsnebels um den Trifidnebel M 20 herum abgebildet werden. Schwache rote Nebel in der Großen Magellanschen Wolke um den Gasnebel 30 Doradus (NGC 2070) herum werden deutlich, obwohl das Objekt zu dieser Jahreszeit seine Kulmination noch nicht erreicht. Traumobjekte sind die Galaxien NGC 253 (amerik. ,,Silver Dollar") und NGC 5128, die reich strukturiert abgebildet werden. Für mich überraschend die Form und Ausdehnung der Dunkelwolken, die sich vor der Ellipse von NGC 5128 erstrecken. Als reinrassige Spiralgalaxie durfte NGC 6744 nicht fehlen: In den blauen Spiralarmen sind als rote Flecken Gasnebel erkennbar. Bei so viel Gemütlichkeit und Beobach-

VdS-Fachgruppe Astrofotografie

51

10 Die SBb-Galaxie NGC 6744 im Sternbild Pavo,
Aufnahme am 28.7.2008 um 20:55 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600). Am Galaxienrand sind noch schwächere Spiralarmausläufer erahnbar, die auf einer tiefen CCD-Aufnahme noch besser abgebildet werden müssten.

11 Die SBcd-Galaxie NGC 247 im Sternbild Cetus,
Aufnahme am 31.7.2008 um 23:28 UT mit Hypergraph 400 mm/3.200 mm, 120 min belichtet auf 6 x 6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600).

tungsmöglichkeiten ist es selbstverständlich, dass wir bis zur Morgendämmerung ausharren und bis zum letzten Moment der Dunkelheit Photonen sammeln. Durch die automatische Nachführung bleibt uns genügend Zeit, mit dem bloßen Auge die Milchstraße zu betrachten, mit dem Feldstecher genüsslich darin spazieren zu gehen und mit Stativ und Kamera Strichspuraufnahmen zu machen. Transparenz und Kontrast des Himmels sind fantastisch: Selten haben wir die Dunkelwolken, die sich senkrecht aus der galaktischen Ebene erstrecken, noch in so weitem Abstand von der Ebene gesehen (Abb. 4). Jürgen tut sich spontan mit anderen Beobachtern zusammen und bucht den großen Tivoli-Dobson für visuelle Beobachtungen. Wir opfern ein Deep-Sky Motiv und ersetzen die 6 x 6-Kamera durch eine WebCam, um am Hypergraphen Jupiter und Uranus aufzunehmen [4]. Zwischendurch gehen wir zu den Beobachtungsstationen der anderen, mal um ihnen heißen Kaffee oder Tee zu bringen, mal nur, um ein kleines Fach-Schwätzchen zu halten.

Es spukt ... Seltsam, in der 5. Nacht haben wir plötzlich wieder Probleme mit der Nachführung, die ,,Err"-Signale von sich gibt und riesige Korrekturwerte anzeigt. Einmal bleibt sie sogar einfach stehen. Glücklicherweise stehe ich direkt daneben und kann die Aufnahme sofort abbrechen. Während eines Besuchs bei einem anderen Beobachter hören wir ähnliche Klagen: Nachführung und digital angesteuerte Fokussierung funktionieren nicht richtig. Am nächsten Morgen am Frühstückstisch tauschen wir die Erfahrungen der letzten Nacht aus: alle nicken, hatten mit entsprechenden Problemen zu kämpfen. Wir einigen uns auf zwei mögliche Erklärungen: Entweder hier spukte ein unglücklicher ehemaliger Astronom herum, oder aber es gab einfach nur Strom-/ Spannungsschwankungen im örtlichen Stromnetz.
Danksagung Herrn Bernd Flach-Wilken danken wir für seine Unterstützung bei der techni-

schen Vorbereitung des Beobachtungsaufenthaltes ganz herzlich.
Literaturhinweise: [1] W.E. Celnik, 1983: ,,The Rosette
Nebula I. An Absolutely Calibrated Photoelectric H Surface Photometry", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 53, 403 [2] J.R. Kozok, 1985: "Photometric Observations of Emission B-Stars in the Southern Milky Way", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 61, 387 [3] W.E. Celnik et al., 2001: ,,Leoniden 2001 - ein erster Bericht", VdSJournal für Astronomie 7, 76 [4] Tivoli-Homepage (Link geprüft 03/2009): http://www.tivoli-astrofarm.de/tivoli_astrofarm.htm [5] W.E. Celnik und J.R. Kozok, 2009: Jupiter und Uranus in ,,Impressionen aus unserem Sonnensystem", VdS-Journal für Astronomie 28, 115
VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

Himmelspolarisation während der Sonnenfinsternis am 1. 8. 2008
von Bernd Gährken

1 Polarisationsgrad als Helligkeitswert. Messung in Yiwu am 1.8.2008. Der
Zenit ist links oberhalb der Bildmitte. Hier ist die Polarisation am geringsten und daher die Helligkeit fast 0.

Vielen Menschen ist gar nicht bewusst, dass polarisiertes Licht ein allgegenwärtiges Phänomen in unserem Leben ist. Nicht nur reflektierende Flächen sondern auch der blaue Himmel über uns besitzt eine bevorzugte Schwingungsebene. Die Helligkeit des Taghimmels entsteht durch Streuung des Sonnenlichts an den Molekülen der Luft. Da Luftmoleküle relativ klein sind, wird kurzwelliges blaues Licht stärker gestreut als langwelliges rotes Licht. Deshalb ist unser Himmel blau. Wenn Licht gestreut wird, ist dies häufig mit Polarisationseffekten verbunden. Die Polarisation des Taghimmels ist abhän-
VdS-Journal Nr. 30

gig vom Sonnenabstand. Ein Maximum gibt es bei 90 Grad. Am besten lässt sich die Polarisation morgens oder abends beobachten, wenn die Sonne tief am Horizont steht. In Zenitnähe wird dann ein Maximum erreicht [1]. Die Mittagssonne im Sommer ist dagegen weniger zur Beobachtung geeignet. Die maximal polarisierten Gebiete liegen dann in Horizontnähe. Der in der Luft befindliche Staub, Wasserdampf und reflektiertes Licht vom Erdboden spielen dort eine abschwächende Rolle. Wassertröpfchen und Staubteilchen sind zu groß und zu inhomogen, um eine starke Polarisation

zu verursachen. Der Polarisationseffekt ist daher weniger spürbar. Die Luftfeuchtigkeit hat einen direkten Einfluss auf die Stärke der Polarisation. Bei trockener und sauberer Luft kann der maximale Polarisationsgrad 60 % übersteigen, während er bei starkem Dunst deutlich schwächer ist.
Dass der Taghimmel polarisiert ist, wurde schon vor etwa 200 Jahren festgestellt. Die Polarisationsänderung während einer totalen Sonnenfinsternis wurde jedoch erst in den 60er und 70er Jahren ein Thema für die Wissenschaft. Auf den ersten Blick scheint es auch wenig einleuchtend, dass sich während der Totalität die Polarisation ändern soll. Dass die Lichtquelle schwächer wird, ändert ja nichts am Positionswinkel der Lichtquelle relativ zur Erdatmosphäre. Die Sonnenkorona selbst ist zwar stark polarisiert, doch ist diese Polarisation lokal unterschiedlich und hebt sich in der Summe weitgehend auf. Der Irrtum liegt darin, dass die Sonnenkorona als Hauptlichtquelle angenommen wird. Tatsächlich wird die Resthelligkeit des Himmels während der Totalität durch das vom Rand des Schattenkegels kommende Streulicht dominiert. Während der Totalität sind die unbeschatteten Regionen am Horizont als ockerfarbener Streifen zu sehen. Je nach Breite des Schattenkegels erreicht der Lichtstreifen eine Höhe von ca. 10 bis 20 Grad. Oberhalb von 20 Grad wird der Himmel deutlich dunkler und bekommt wieder eine bläuliche Farbe. Die Messungen der 60er Jahre haben ergeben, dass während der Totalität die Polarisation in Horizontnähe etwa 20 % beträgt, während sie im Zenit auf 0 sinken kann [2]. Die geringe Zenitpolarisation ist leicht erklärbar. Im Abstand von 90 Grad gibt es aus der Sicht des Zenits nicht nur eine Lichtquelle, sondern viele Quellen in Form eines umlaufenden Streifens. Im Zenit überlagern sich die vom Horizont ausgehenden Polarisationseffekte und heben sich auf. Bei einer PolarisationsMessung über 180 Grad, vom Horizont

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VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

2 Polarisationsstärke und Polarisationswinkel während der Totalität (links) und nach der Totalität (rechts).
Der Zenit ist mit einem Punkt markiert.

über den Zenit wieder zum Horizont, beschreibt die resultierende Kurve auf der Zentrallinie zur Mittfinsternis eine nahezu symmetrische Glockenfunktion. Die Stärke und Verteilung der Polarisation schwankt mit den Rahmenbedingungen der Finsternis. Die Breite des Schattenkegels, der Gehalt an Aerosolen und Restbewölkung sind wichtige Einflussfaktoren. Auch der Sonnenstand hat einen Einfluss. In der Literatur finden sich Studien zu etwa ein Dutzend unterschiedlicher Sonnenfinsternisse. Die Messwerte schwanken teilweise um mehr als 50 %! Die Sonnenfinsternis vom 1.8.2008 sollte nach den Wetterprognosen am Rande der chinesischen Wüste Taklamakan bestens zu beobachten sein. Die Wahrscheinlichkeit für einen wolkenfreien Himmel sollte dort 70 % betragen. Das Städtchen Yiwu, an der Grenze zwischen China und der Mongolei, war daher Ziel vieler ,,EclipseJäger". Geometrisch waren dort die Bedingungen für Polarisationsexperimente besonders günstig. Die Sonne sollte in Yiwu während der Totalität nur etwa 20 Grad Höhe erreichen. Vor und nach der Finsternis sollte daher in Zenitnähe die Polarisation fast maximal sein. Während der Finsternis sollten sich die Verhältnisse komplett umkehren und im Zenit die Werte dramatisch zurück gehen. Für die Messung wurde eine einfache
VdS-Journal Nr. 30

Digitalkamera mit Weitwinkelvorsatz verwendet. Es waren 4 Fotos mit jeweils um 45 Grad gedrehtem linearem Polfilter geplant. Die Belichtungszeit wurde auf 1/6 s bei ISO 100 eingestellt. Leider erwies sich diese Belichtungszeit als viel zu gering. Die Finsternis war sehr dunkel. Vor der Finsternis wäre 1/250 s bei f/8 passend gewesen. Während der Totalität hätte der optimale Wert etwa 2 s bei f/2 betragen. Der Helligkeitsunterschied im Zenit lag bei fast 10 mag! Die Fotos waren extrem unterbelichtet und die Messwerte lagen nur marginal über der Rauschschwelle. Erst durch eine heftige Bildbearbeitung war noch etwas zu retten. Dadurch, dass mit einem starken Weichzeichner die Werte mehrerer Pixelfelder gemittelt wurden, ließ sich das Signal-zu-Rausch-Verhältnis soweit verbessern, dass einige qualitative Aussagen gemacht werden können. Das vom Horizont kommende Restlicht ist in seiner bevorzugten Schwingungsebene um 90 Grad gegen die Sonnenrichtung orientiert. Da die Kamera nur ein Gesichtsfeld von 130 Grad besitzt, wurde sie etwas Richtung Nordwesthorizont gekippt. Daher ist die Polarisation auf den Bildern nicht rotationssymmetrisch und der Zenit außermittig versetzt. Der untere Gesichtsfeldrand liegt etwa 10 Grad über dem Westhorizont. Der obere Gesichtsfeldrand endet etwa 40 Grad über dem Osthorizont. Dennoch lässt sich gut ab-

leiten, dass die bevorzugte Schwingungsebene in allen Himmelsrichtungen die gleiche Orientierung besitzt. Außerhalb des Schattenkegels erfolgt die Polarisation weiter durch Streuung des Lichtes an den Molekülen der Atmosphäre. Der einheitliche Polarisationswinkel ergibt sich dadurch, dass für alle Gebiete außerhalb des Schattenkegels die Richtung der Sonne gleich ist.
Dass die eher rötliche Horizonthelligkeit überhaupt polarisiert ist, liegt daran, dass die Luftmoleküle nicht nur blaues sondern auch rotes Licht streuen. Allerdings werden kurze Wellenlängen eher gestreut als lange. Bis auch die Rotanteile merkbar gestreut werden, ist daher eine größere Menge Luft zu durchqueren. Die Intensität des Himmelsblaus ist direkt abhängig von der Menge Luft, die vom Licht durchquert wird. Deshalb ist das Blau im Hochgebirge etwas intensiver. Aus dem gleichen Grund nimmt selbst bei Idealbedingungen das Blau zum Horizont ab. Der Sehstrahl zum Horizont durchläuft eine deutlich größere Luftmenge. Dadurch überlagern sich die Streuungen der unterschiedlichen Frequenzen zu einer weißlichen Mischung [3]. Während einer totalen Sonnenfinsternis kommt jedoch nur noch horizontnahes Streulicht aus großer Entfernung in den Schattenkegel. Dadurch ergibt sich automatisch die rötliche Färbung.

VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

55

In den letzten 40 Jahren gab es mehrere Versuche, den Intensitätsverlauf mathematisch exakt zu beschreiben [4]. Es gibt mehrere Theorien. Wie man aber aus einfachen Modellierungen sehen kann [2], ergibt sich der Schlüssel zum Beweis der Modelle aus der Untersuchung der Polarisationsverteilung bei unterschiedlichen Wellenlängen. Bei den unterbelichteten Fotos aus Yiwu waren quantitative Messungen in den RGB-Kanälen leider unmöglich. Zum Glück gibt es 2009 eine Chance, die Messungen zu wiederholen. Am 22.7.2009 wird der Schattenpfad des Mondes erneut China überstreichen. Die gut erreichbare Wirtschaftsmetropole Shanghai wird dabei am Vormittag für etwa 5 m verfinstert werden.

Literaturhinweise: [1] A. Wilkie, 2004: ,,An Analytical
Model for Skylight Polarisation", http://www.cg.tuwien.ac.at/research/publications/2004/Wilkie2004-AMS/Wilkie-2004-AMS-.pdf [2] G.P. Können, 1987: ,,Skylight polarization during a total solar eclipse: a quantitative model.", J. Opt. Soc. Am. A4, 601; ebenso: http:// www.guntherkonnen.com/downloads/1987_eclipsesky_JOSAA.pdf [3] M. Vollmer, 2005: ,,Über die Farben der Sonne und des Himmels: Rayleigh- und Miestreuung in der Atmosphäre", Physikalische Ingenieurwissenschaften, Fachhochschule Brandenburg, http://www.didaktik.

physik.uni-essen.de/heraeus_2005/ DVD/Vollmer/Streuung_cd_rom.pdf [4] C. Emde, B. Mayer, 2007: ,,Simulation of solar radiation during a total eclipse: a challenge ...", http://hal.archives-ouvertes.fr/ docs/00/29/62/13/PDF/acp-72259-2007.pdf [5] G.E. Shaw, 1973: ,,Sky Brightness and Polarization During the 1973 African Eclipse" [6] I. Pomozi, 1999: ,,Fine structure of the celestial polarization pattern and its temporal change during the total solar eclipse of 11 August 1999", http://eos.wdcb.ru/transl/ izva/9404/pap07.ps

Ungewöhnliche Dämmerungsfarben durch Vulkanasche
von Claudia Hinz

Am 7. August 2008 brach auf den zu Alaska gehörenden Al�uten-Inseln der Vulkan Kasatochi (Abb. 1) aus und legte einen Teil des Flugverkehrs zwischen Alaska, Kanada und den USA lahm. Die winzige, im Durchmesser rund 3 km große Insel Kasatochi in den westlichen Al�uten besteht nur aus der Spitze eines unterseeischen Stratovulkans, die 314 Meter über den Meeresspiegel hinausragt. Das Innere des Kraters war vor dem Ausbruch mit Wasser gefüllt. Die am 23.10.2008 vom Flugzeug aus gemachte Aufnahme zeigt den Kasatochi nach dem

1

.. Lage des Vulkans auf den Aleuten-Inseln, Quelle: Alaska Volcano

Observatory (http://www.avo.alaska.edu)

Ausbruch (Abb. 2). Die rund 1,6 Millionen Tonnen Asche und vulkanische Gase (vor allem Schwefeldioxid) wurden bis in eine Höhe von 15 km geschleudert und verbreiteten sich anschließend über die gesamte Nordhalbkugel (Abb. 3). Gelangt nur relativ
2 Kasatochi nach dem Ausbruch,
Quelle: Alaska Volcano Observatory (http://www.avo.alaska.edu)

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VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

3 Ausbreitung der SO2-Partikel, Quelle: Andreas Richter, IUP Bremen
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grober Vulkanstaub in die Stratosphäre - wie etwa die Abermillionen Tonnen des Mount St. Helens im Frühsommer 1980 - so werden sie bereits binnen weniger Wochen durch die Schwerkraft stark reduziert. Vulkanische Schwefelfracht kann sich dagegen sehr lange in der Stratosphäre halten und wird oberhalb von 10 km zudem nicht ausgewaschen. Solch großflächige Schichten aus feinsten Tröpfchen und Eiskristallen schwefli-
4 Wolkenartige Strukturen in der
Morgendämmerung, aufgenommen von Rainer Arlt am 19.08.2008 um 04:16 OZ in Boulder, Colorado, USA

VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen

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5 Morgendliches Purpurlicht, aufgenommen von Claudia Hinz am 28.09.2008 um 05:53 Uhr vom 1.838 m hohen Wendelstein

ger Säure streuen nicht nur das Sonnenlicht, sondern bilden zudem feingliedrige silbrigweiße Wolken, die ähnlich wie leuchtende Nachtwolken aussehen und nach Sonnenuntergang ihr Helligkeitsmaximum haben. Bereits wenige Tage nach dem Ausbruch wurden derartige Wolken und ungewöhnlich farbige Dämmerungen in Nordamerika beobachtet (Abb. 4). Ende August erreichten die Aerosolwolken auch Europa. Ab dem 29.8. berichteten Beobachter über ein ungewöhnlich gelbes Licht zum Sonnenuntergang, welches später in intensives Purpurlicht überging (Abb. 5). Häufig waren auch intensive Dämmerungs- und Gegendämmerungsstrahlen (Abb. 6) zu sehen. Auch die merkwürdigen zirrenartigen silbergrauen Wolkenschlieren zeigten sich recht häufig am nordwestlichen Himmel, wenn auch nicht so intensiv wie in Nordamerika (Abb. 7). Der Vergleich mit normalen Zirren und den Kondensstreifen von Flugzeugen, die sich im Licht der untergehenden Sonne bereits rötlich verfärbten und verblassten, zeigte, dass sich die Wolken deutlich oberhalb des normalen Wolkenniveaus befanden. Lidar-Messungen des Arctic Lidar Observatory for Middle Atmosphere Research (ALOMAR) der And�ya Rocket Range in Nordnorwegen und des IAP-Kühlungsborn ergaben für die höchste Staubkonzentration eine Höhe zwischen 16 und 18 km (Abb. 8). Den Messungen zufolge zerfiel die Staubschicht zunehmend, doch bis Ende Oktober zogen immer wieder einzelne Aerosolstreifen über Mitteleuropa hinweg und

6 Crepuscularstrahlen über gelb angeleuchteter Aerosolschicht, aufgenommen
von Peter Kuklok am 14.09.2008 um 20:00 Uhr in Frankfurt a.M.
7 Wolkenartige Strukturen, aufgenommen von Reinhard Nitze am
30.08.2008 um 19:42 Uhr in Barsinghausen VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Computerastronomie

erzeugten die bereits beschriebenen charakteristischen Dämmerungen. Allerdings wurden sie immer seltener und auch die Intensität ließ immer mehr nach. Nach dem letzten großen explosiven Ausbruch des phillipinischen Vulkans Pinatubo im Jahre 1991 gab es weltweit mehr als ein Jahr lang ungewöhnliche Dämmerungserscheinungen. Die Eruption bewirkte mit 20 Millionen Tonnen Asche und SO2 eine größere Freisetzung von Aerosolen in die Stratosphäre als irgendein anderer Vulkanausbruch seit dem Ausbruch des Krakatau im Jahre 1883. Dies führte in den Folgemonaten zu einer globalen Schicht aus schwefelsäurehaltigem Nebel. Weiterhin war ein Temperaturabfall um 0,5 K und eine erhöhte Ozonreduktion zu verzeichnen. Von diesen Ausmaßen war der KasatochiAusbruch weit entfernt. Umso erstaunlicher sind jedoch die Auswirkungen in der Stratosphäre, mit denen wohl keiner auf so lange Sicht gerechnet hätte.

8 Per Lidarmessung ermittelte Höhe der Staubkonzentration in Nordnorwegen
und Kühlungsborn, Quelle: IAP-Kühlungsborn

Resonanzen im äußeren Sonnensystem
von Helmut Jahns

- Teil 1 -

den können, gibt es oft die Möglichkeit,

Computersimulationen helfen beim Ver- Computersimulationen heranzuziehen.

ständnis vieler astronomischer Zusam- Dies gilt insbesondere dann, wenn ext-

menhänge. Wenn Beobachtungen nicht rem umfangreiche Berechnungen erfor-

durch greifbare Theorien erklärt wer- derlich sind.

Bei einer Compu-

tersimulation wird

die dem zu behan-

delnden Problem

zugrunde liegende

Physik, so gut wie

es mit vertretbarem

Aufwand möglich

ist, algorithmisch

modelliert. Der Al-

gorithmus wird als

Software umge-

setzt, deren Ergeb-

nisse mit den be-

obachteten Daten

verglichen werden.

1 Verteilung der ersten 10.000 Asteroiden aus der

Damit kann eine

Bahnelementedatei ASTORB.DAT, aufgetragen über die Aussage getroffen

große Halbachse ihrer Bahnen. Über das dritte Keplersche

werden, wie gut das

Gesetz kann die große Halbachse in eine Umlaufzeit umge- physikalische Mo-

rechnet werden. Lücken in der Verteilung finden sich bei 1/3, dell die Wirklichkeit

2/5, 3/7 und 1/2 der Jupiterumlaufzeit von ca. 11,86 Jahren. beschreibt.

VdS-Journal Nr. 30

Computersimulationen können aber noch mehr. Es lassen sich rein hypothetische Szenarien durchrechnen, die keinerlei Beobachtung zugänglich sind. Anwendungen hierfür gibt es viele, und um genau solch ein Fallbeispiel soll es in diesem Beitrag gehen.
Lücken in Asteroidengürtel Wenn man die Anzahl der Asteroiden über ihre mittlere Entfernung von der Sonne aufträgt, so bekommt man einen Graphen mit einer Verteilung, die bei bestimmten Sonnenabständen Lücken aufweist (Abb. 1). Diese Lücken wurden schon im Jahre 1866 vom amerikanischen Astronomen Daniel Kirkwood bemerkt und tragen seinen Namen. Als Ursache dieses himmelsmechanischen Phänomens wurden Resonanzen zum massereichsten Planeten unseres Sonnensystems, Jupiter, identifiziert. Resonanzen können auftreten, wenn die Umlaufzeiten zweier Himmelskörper durch ein Verhältnis zweier niedriger, ganzer Zahlen (z. B. 1:2, 2:3, 2:5, etc) beschrieben werden können (s. auch [1]).

VdS-Fachgruppe Computerastronomie

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2 Die große Halbachse a (rot
hervorgehoben) ist definiert als die Hälfte der größten Längsausdehnung einer Ellipse.
Steht ein Asteroid in Resonanz zu einem anderen Körper, so unterliegt er dessen periodischen Störungen (s. Kasten). Da die Lücken in der beobachteten Asteroidenverteilung mit solchen Zahlenverhältnissen übereinstimmen, gilt diese Erklärung als gut abgesichert. In Abb. 1 ist die Verteilung der ersten 10.000 katalogisierten Asteroiden des Hauptgürtels zu sehen. Auf der Abszisse ist die große Halbachse (vgl. Abb. 2) aufgetragen. Mit dem dritten Keplerschen Gesetz, wonach es eine Proportionalität zwischen den Quadraten der Umlaufzeiten U und den Kuben der großen Halbachsen a gibt (U2 ~ a�), können beide Größen eindeutig ineinander umgerechnet werden. In der Asteroidenverteilung sind einige tiefe Einkerbungen zu erkennen. Die wichtigsten befinden sich bei 2,5, 2,82, 2,94 und 3,28 AE (Astronomische Einheiten). Die zugehörigen Umlaufzeiten entsprechen 3,95 Jahre (1:3-Resonanz), 4,74 Jahre (2:5), 2,94 Jahre (3:7) und 3,28 Jahre (1:2-Resonanz).
Idee zur Simulation Nun kann man sich eine nahe liegende Frage stellen: Wie verhält es sich mit dem äußeren Sonnensystem? Wie sähe es aus, wenn Jupiter der einzige massereiche Planet wäre und es draußen einen weiteren Asteroidengürtel gäbe - besäße er dann ebenfalls Resonanzlücken? Tatsächlich halten sich dort nur sehr wenige Asteroiden auf (z. B. Chiron), da im Außengebiet des Planetensystems sehr viel mehr Störungen durch Saturn, Uranus und Neptun ausgeübt werden. Die Frage kann durch Beobachtung somit natürlich nicht geklärt werden, dennoch können wir dank Computersimulationen einige Aussagen treffen. Nicht nur, dass man mit Simulationsrechnungen das Ver-

Resonanzen
Von einer Resonanz spricht man, wenn die Umlaufzeiten zweier Himmelskörper durch ein Verhältnis zweier niedriger, ganzer Zahlen beschrieben werden können. In der beistehenden Abbildung 3 ist dies beispielhaft für den Fall eines Asteroiden skizziert, dessen Umlaufzeit ein Drittel von jener des Planeten Jupiter beträgt. Wir haben es folglich mit einer 1:3-Resonanz zu tun. Das 1-zu-3-Verhältnis der Umlaufzeiten führt zu einer geometrischen Anordnung, bei der beide Himmelskörper nach jedem halben Jupiterumlauf in Konjunktion stehen, also ihren geringsten gegenseitigen Abstand einnehmen. Dies heißt insbesondere, dass die Konjunktionen stets an den selben Positionen auf der Bahn stattfinden. In der Konjunktion ist der Abstand am kleinsten und die ausgeübte Gravitation am größten. Das bedeutet aber auch, dass die Störungswirkung des massereicheren Himmelskörpers auf den masseärmeren dann auch am größten ist. Aufgrund der Tatsache, dass die Gravitation mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, kommt den Konjunktionen eine entscheidende Rolle zu. Da Konjunktionen stets an der gleichen Bahnposition stattfinden, wird die Bahn des Asteroiden ausschließlich in zwei Vorzugsrichtungen gestört. Die Folge ist, dass die Exzentrizität des Asteroiden sich solange erhöht, bis entweder dessen Umlaufperiode aus der Resonanzbedingung herausgedriftet ist oder der Asteroid durch sehr enge Passagen an einen der Planeten ganz aus der Bahn geworfen wird. Jetzt könnte man mit Hilfe der Abbildung einwenden, dass es in diesem konkreten Fall der 1:3-Resonanz zwei Positionen für Konjunktionen gibt, die sich obendrein räumlich gegenüberstehen, so dass die beiden Effekte entgegengerichtet wirken und sich aufheben. Allerdings sind beide Bahnen exzentrisch, d. h. sie weisen schon von vornherein eine Abweichung von der Kreisgestalt auf. Die beiden Konjunktionen sind demnach unterschiedlich eng; die Symmetrie ist gestört und eine der beiden Störungen überwiegt. Derselbe Mechanismus ist auch für die anderen Resonanzfälle wie 2:3, 2:5 oder 1:2 verantwortlich, die jedoch, abgesehen vom noch einfacheren 1:2-Fall, weniger anschaulich zu beschreiben sind. Wie sieht es aus, wenn die Umlaufzeiten sich nicht durch ein solches Zahlenverhältnis beschreiben lassen? Die maximale Störung erfolgt dann an beliebigen Positionen auf der Bahn mit der Folge, dass sie keine Wirkung in einer Vorzugsrichtung mehr ausüben und Verzerrungen der Bahnellipse sich im Laufe der Zeit wegmitteln.
3 Positionen zweier Himmelskörper in 1:3-Bahnresonanz, beispielswei-
se ein Asteroid im Hauptgürtel (innen) und Jupiter (außen). Dargestellt ist eine Sequenz über einen kompletten Umlauf des äußeren Himmelskörpers. In dieser Zeitspanne führt der innere Körper genau 3 komplette Umläufe aus, was dazu führt, dass enge Begegnungen stets an gleichen Positionen stattfinden (rot markiert).
VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Computerastronomie

ständnis von Beobachtungsergebnissen erweitern kann, sie bieten zudem eine hervorragende Möglichkeit, rein hypothetische Was-Wäre-Wenn-Szenarien durchzuspielen. Mit der Software aus [2] stand ein leistungsfähiges Grundgerüst zur Verfügung, mit dem die Dynamik beliebiger Himmelskörper im Sonnensystem mittels numerischer Integration [3] über größere Zeiträume hinweg verfolgt werden kann. Der Quelltext musste dafür nur geringfügig angepasst werden.
Vergleich der Simulation mit realen Daten Wie kann man sich vergewissern, dass die Resultate nicht völlig unrealistisch sind? Eine Computersimulation braucht eine Erfolgskontrolle. In unserem Fall können wir relativ einfach eine Proberechnung durchführen: die Simulationsengine modelliert zunächst eine Asteroidenverteilung innerhalb der Jupiterbahn. Das Ergebnis könnte dann zumindest qualitativ mit dem tatsächlich existierenden Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter verglichen werden. Wenn sich in
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den Simulationsergebnissen an den gleichen Positionen Lücken befinden wie in der Realität, so wird die Aussagekraft der Simulation erheblich untermauert. Für den Testlauf wurde eine Asteroidenpopulation mit 900 masselosen Objekten gleichmäßig auf Kreisbahnen zwischen 1,5 und 4 AE Sonnenentfernung verteilt. Als Integrationszeitspanne wurden 10.000 Jahre angesetzt. Nach Beendigung der Integration wurde die Verteilung der Asteroiden über die großen Halbachsen ihrer Bahnellipsen ermittelt. Ziel ist es, eine qualitative Übereinstimmung der Lückenpositionen zwischen dem Simulationsergebnis und den realen Daten zu bekommen. Auf den ersten Blick war das Ergebnis eher ernüchternd. Lediglich die 1:2-Resonanz bei 3,3 AE hob sich deutlich hervor. Offenbar war die Zeitspanne für die Ausprägung der übrigen Resonanzbereiche zu kurz, obwohl der PC zwei Tage daran gerechnet hatte. Wie im Kasten beschrieben, führen Resonanzen zu einer Anhebung der Exzentrizität (Maß für die Abplattung einer Ellipse). Könnte es also sein, dass die Lücken sich zwar noch nicht ausgebildet haben, aber die Probekörper in den Resonanzzonen bereits eine deutlich höhere Bahnexzentrizität aufweisen? Wenn man die Verteilung auf jene Probekörper filtert, deren Bahnexzentrizität einen Schwellenwert nicht überschreitet, so ergibt sich der Graph aus der Abbildung 4. Die optische Übereinstimmung zwischen der echten und der simulierten

Asteroidenverteilung ist nicht sonderlich ausgeprägt, aber das war von diesem vereinfachten Modell nicht zu erwarten und auch gar nicht beabsichtigt. Immerhin können einige der Lücken aufgefunden werden. Von den bedeutendsten Lücken der realen Asteroidenverteilung sind die 1:3-, 3:7- und die 1:2-Resonanz erkennbar. Die 2:5-Resonanz ist nicht zu erkennen. Vermutlich ist die von der Integration abgedeckte Zeitspanne zu kurz, als dass sich eine entsprechende Lücke ausbilden konnte. Anstelle dessen ist bei 3,7 AE (entsprechend 7,12 Jahren Umlaufzeit) eine 3:5-Resonanz zu sehen, die in den realen Daten nicht zu erkennen ist, da der Bereich jenseits von 3,5 AE über die Jahrmilliarden hinweg durch Jupiter vollständig freigeräumt wurde. Das Testergebnis ist durchaus ermutigend. Im zweiten Teil dieses Artikels in der kommenden Ausgabe des VdS-Journals wird die Simulation auf das äußere Planetensystem übertragen werden.
Literaturhinweise [1] H. Jahns, 2009: ,,Die Bahn des
Toro", VdS-Journal für Astronomie 28, 19 [2] H. Jahns, 2004: ,,Ein Programm zur numerischen Integration des Sonnensystems", VdS-Journal für Astronomie 15, 62 [3] Guthmann, 1994: ,,Einführung in die Himmelsmechanik und Ephemeridenrechnung", Mannheim

4 Modellierte Verteilung von 900 Asteroiden im inneren Sonnen-
system, aufgetragen über die große Halbachse in Astronomischen Einheiten (AE). Berücksichtigt wurden nur Körper mit einer Bahnexzentrizität von weniger als 0,02. Das stufige Erscheinungsbild hat seine Ursache in der vergleichsweise geringen Partikelzahl der Simulation.

VdS-Fachgruppe Computerastronomie

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Filter-Vergleichs-Programm FiKam
von Günther Müller

Meine Motivation, dieses Programm zu erstellen war folgende: Ich wollte endlich mal sehen, wie die spektrale Durchlasskurve ist, wenn ich zwei Filter zusammenschraube. Oder, wenn ich an einer CCD-Kamera (CCD-Chip) einen Filter benutze. Es ist eine Software, mit der man Durchlasskurven von Filtern mit CCD-Chips und/oder Filter mit Filtern vergleichen kann. Die Software habe ich in Visual-Basic geschrieben. Auf meiner HomePage www.gmastro.de kann unter Download Filterprogramm der File FiKam.zip mit dem eigentlichen Programm (FiKam.exe) und der Beschreibung (Beschreibung.doc) heruntergeladen werden. Unter Filterdaten gibt es den File Fikamdaten.zip mit dem Ordner (Fikamdaten), der die Datenfiles enthält und eine Beschreibung der Filter und CCD-Cips (Filter-ccd.doc). Nach dem Entpacken wird das Programm mit einem Doppelklick auf FiKam.exe

gestartet. Dann erscheint das in der Abbildung 1 dargestellte Fenster. Zum Aussuchen der Filter oder der CCD-Chips wird im Feld Ordner der Ordner Fikamdaten (Doppelklick) angeklickt, in dem die Werte der Filter und CCD-Chips als Text-Dateien abgelegt sind. Danach erscheinen in den Feldern Datei1 und Datei2 die Wertedateien der Filter und CCDChips. Die Namen der Dateien sind die Namen der Filter und Chips. Es muss in beiden Feldern eine Datei markiert werden, sonst steigt das Programm aus und es kann neu gestartet werden. Nachdem die Dateien markiert sind, sollte noch angegeben werden, ob im Ergebnisbild (Feld rechts unten) die gerechnete Durchlasskurve oder beide Kurven übereinander dargestellt werden sollen (Voreinstellung ist Durchlasskurve). Nun wird Start gedrückt und im oberen linken Feld erscheint die ausgewählte Kurve des Filters oder CCD-Chip aus der

Datei1 und im rechten oberen Feld die Kurve der Datei2. Im Ergebnisbild wird nun die gerechnete Kurve dargestellt (Abb. 2). Es kann nun ein weiterer Lauf gemacht werden, indem man neue Dateien anklickt oder mit den schon markierten Dateien eine andere Darstellung wählt und wieder Start drückt. Die vorherige Darstellung wird gelöscht. Das kann solange gemacht werden bis der Ende-Button gedrückt wird. Soll die vorherige Darstellung nicht gelöscht werden, muss das Ja-Feld bei mehrere Kurven markiert werde. Allerdings wird es dann sehr schnell unübersichtlich. Wird das Häkchen durch Anklicken herausgenommen, so erscheint dann wieder die normale Darstellung. Wenn bei der Darstellung Durchlasskurve zwei Filter verglichen werden, so wird die tatsächliche Durchlassempfindlichkeit dargestellt. Der Faktor, mit dem die Kurve berechnet wird, steht neben

1 Bildschirm nach dem Programmstart

VdS-Journal Nr. 30

62

VdS-Fachgruppe Computerastronomie

2 Bildschirm mit 2 Filterdatensätzen und dem Ergebnis

der Überschrift Ergebnis. Wird ein Filter mit einem CCD-Chip verglichen, ist der Faktor 1. Bei Einstellung Durchlasskurve wird auch noch eine Ergebnis-Datei.txt erzeugt, die ebenfalls abrufbar ist. Sie steht im Ordner Filter als letzte Datei. Diese Datei kann für neue Darstellungen benützt werden. Die Zahl neben dem Namen Ergebnis-Datei ist die Uhrzeit, als die Datei erstellt wurde. Weil die Ergebnis-Datei.txt geschrieben wird, sollte nicht von einem nicht beschreibbaren Medium das Programm gestartet werde, sonst steigt das Programm aus. Das Programm und die Filterdateien müssen im selben Laufwerk stehen.
Momentan stehen 51 CCD-Chips, 128 Filter und 6 sonstige Kurven im Ordner Filter. Ich bin bemüht, immer wieder neue Filter und CCD-Cips einzustellen. Durch diese große Menge an Dateien geht die Übersicht sehr schnell verloren. Daher ein Vorschlag: Machen sie einen Ordner, in dem sie nur die Datendateien kopieren, die für sie relevant sind. Da die Wertedateien der CCD-Chips und Filter Text-Dateien (.txt) sind, kann jeder ganz einfach mit einem Texteditor
VdS-Journal Nr. 30

weitere eigene Wertedateien erzeugen. Nur die Syntax muss erhalten bleiben. Das Programm steht für Privatanwender auf meiner HP (siehe oben) frei zur Verfügung.

Viele Filter hat mir dankenswerterweise mein Sternfreund Frank Hochrath aus Bonn ausgemessen. Bernd Gährken hat mir noch wertvolle Hinweise gegeben, auch dafür meinen Dank.
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VdS-Fachgruppen Deep-Sky + Geschichte der Astronomie

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Neues aus der Fachgruppe Visuelle Deep Sky Beobachtung
von Daniel Spitzer

Liebe Sternfreunde! Nachdem einige Zeit ein neuer Leiter für die VdS-Fachgruppe ,,Visuelle Deep Sky Beobachtung" gesucht wurde, habe ich mich, nach Rücksprache mit Jens Bohle und Otto Guthier, für diesen Posten gemeldet. Warum habe ich das getan? Aus einem einfachen Grund: Die Deep-Sky- Beobachtung ist mir einfach wichtig. Sie bietet einem Amateurastronomen eine Vielzahl an Objekttypen: Kugelsternhaufen, Offene Sternhaufen, Galaxien und viele weitere. Jede dieser verschiedenen Typen zeigt (bis auf wenige Ausnahmen) einen völlig anderen Anblick im Okular. Und man benötigt für diese Vielfalt nicht einmal kompliziertes oder gar teures Zusatzequipment, denn Deep-Sky-Beobachtung beginnt mit dem bloßen Auge. Das bedeutet, dass auch die Anfänger der Anfänger, also jene, die nicht mal ein Teleskop besitzen, hier mit beobachten können. So haben schließlich auch die ersten Astronomen der Geschichte angefangen. Natürlich besteht ein himmelweiter Unterschied zwischen

dem Anblick des großen Orionnebels mit dem bloßen Auge und mit einem 8-zölligen Teleskop, aber das Gefühl dabei ist das Entscheidende: Man sieht mit dem eigenen Auge das Licht, das eine Geburtsstätte von Sternen vor über tausend Jahren ausgesendet hat. Der neue Redakteur der Fachgruppe hat in seinem Artikel im letzten Heft schon angekündigt, dass es einige Neuerungen geben wird. Diese geschehen aus einem einfachen Grund: Wir möchten, dass Sie uns an Ihren Beobachtungen teilhaben lassen, und dass aus dem einstigen ,,Fachgruppen-Duo" wieder eine Fachgruppe mit vielen aktiven Mitgliedern wird. Das Medium zwischen dem Beobachter und dem Teilhabenden soll dabei das VdS-Journal für Astronomie sein. Es ist dabei nicht wichtig, ob Sie schon Erfahrung mit dem Schreiben haben, oder die Länge des Artikels. Aus eigener Erfahrung kann ich sagen, dass es ein tolles Gefühl ist, seinen eigenen Artikel im VdS-Journal für Astronomie zu sehen. Für alle, die diese Erfahrung noch

nicht gemacht haben: Versuchen Sie es, es lohnt sich! Wie die einzelnen Veränderungen aussehen sollen/werden ist momentan noch im Gespräch. Sie werden natürlich zum gegebenen Zeitpunkt vorgestellt. Für Anregungen, konstruktive Kritik und Ideen sind Herr Schilling und ich jederzeit offen.
Zum Ende möchte auch ich mich kurz vorstellen: Mein Name ist Daniel Spitzer. Ich studiere nun in Münster Physik, nachdem ich schon ein Lehramtsstudium (Mathematik und Physik) abgeschlossen habe. Mit der Astronomie habe ich im Jahr 2000 mit einem kleinen Refraktor (70 mm/900 mm) begonnen. Einige Jahre später - ich glaube es war 2003 - habe ich zum ersten Mal vom Teleskopselbstbau erfahren. Eine Sache, die ich ausprobieren musste. Auf diese Weise ist kürzlich mein neues Hauptinstrument entstanden: ein 12-Zoll Newton mit 1.650 mm Brennweite in Gitterbauweise.

Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Wolfgang Steinicke

Im Jahr der Astronomie 2009 steht besonders Galilei, aufgrund seiner berühmten Fernrohrbeobachtungen, im Rampenlicht. Dabei hatte er einen ernst zu nehmenden deutschen Konkurrenten: Simon Marius aus Gunzenhausen. Wilhelm Brüggenthies beschreibt in dieser Ausgabe des VdS-Journals dessen Leben und Werk. Dabei geht es insbesondere um die Beobachtungen der Jupitermonde, die Marius nahezu zeitgleich mit Galilei entdeckte. Im zweiten Beitrag behandelt Klaus Wenzel die Beobachtungen des Kometen Holmes durch den bekannten Heidelberger Astronomen Max Wolf im Jahr 1897. Viel Spaß beim Lesen - und versor-

gen Sie mich weiter mit interessanten Beiträgen! Noch ein Wort in eigener Sache. Ich möchte Sie kurz auf mein neuestes astronomiehistorisches Werk hinweisen, das die Entdeckung, visuelle Beobachtung und Katalogisierung von Nebeln und Sternhaufen im 19. Jahrhundert behandelt. Höhepunkt der Entwicklung, die mit William und John Herschel begann, war der ,,New General Catalogue" von John Louis Emil Dreyer. Der NGC ist nach wie vor der meistverwendete Katalog der beobachtenden Astronomie. ,,Nebel und Sternhaufen" beschreibt Sternwarten, Instrumente, Astronomen, Methoden - und eine große Zahl von Objekten.

VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

Simon Marius - Leben und Werk
von Wilhelm Brüggenthies

Unter den bedeutenden Persönlichkeiten, die Gunzenhausen ihre Heimat nennen, nimmt Simon Mayr (*10.1.1573 Gunzenhausen, Franken, 24.12.1624 Ansbach) einen besonderen Rang ein. Seinen Familiennamen Mayr latinisierte er, wie es damals üblich war, in ,,Marius". Geboren wurde er als 8. und jüngstes Kind des Büttners Reichart Mayr, der 1553 in die Bürgerschaft Gunzenhausen aufgenommen wurde. Er saß seit 1566 im Rat der Stadt, war ab 1576 mehrmals in der Position des Säckelmeisters und wurde 1585 Bürgermeister von Gunzenhausen. Das vermutete Geburtshaus des Simon Mayr stand am Hafnermarkt (Abb. 1). Es wurde 1894 abgebrochen. Nachdem man 1969 der im Jahre 1530 gegründeten Lateinschule den Namen des berühmten Sohnes der Stadt Gunzenhausen gegeben hatte, erhielt 1987 auch eine dem Gymnasium nahe gelegene Straße die Bezeichnung ,,Simon Mariusstraße". Auf dem Dach des Simon-Marius-Gymnasiums befindet sich heute eine Sternwarte. Die Kuppel hat einen Durchmesser von 4,50 m. Zur Himmelsbeobachtung dient ein Coude-Refraktor mit einer Öffnung von 150 mm und 2,40 m Brennweite. Interessierten Schülern wird das Fach Astronomie als Grundkurs angeboten. Ab 1578 besuchte Simon Marius die Vorgänger-Schule des heutigen Gymnasiums. Dort wirkte damals als Erzieher der Pfarrer Georg Vogtherr aus dem nahen Meinheim, ein Liebhaber der Astronomie. Nach Marius' eigener Beschreibung gab dieser den ausschlaggebenden Impuls für sein Interesse an der Himmelskunde. Der Zufall wollte es, dass Markgraf Georg Friedrich von Ansbach (1543-1603), der im fränkischen Gunzenhausen ein Jagdschloss besaß, die schöne Singstimme des jungen Simon Mayr hörte. Davon angetan, schickte er ihn 1586 nach Heilsbronn, wo man 1582 im ehemaligen Zisterzienserkloster eine Fürstenschule zur kostenfreien Unterrichtung begabter Landeskinder eingerichtet hatte. Dort sollte er sich mit philologischen Studien beschäftigen. Zeitweise rief man ihn an die fürstliche Hofkapelle nach Ansbach.
VdS-Journal Nr. 30

Als der Markgraf er-

fuhr, dass Simon Ma-

rius ein besonderes

Talent für Mathema-

tik und Astronomie

zeigte, wollte er ihn

wieder in Heilsbronn

wissen.

Ab 1594 beobachtete

Marius regelmäßig

den Nachthimmel.

In diese Zeit fallen

seine ersten selbst-

ständigen Arbeiten.

1596 entdeckte er einen hellen Kome-

1 Vermutetes Geburtshaus von Simon Marius am
Hafnermarkt (Foto: Privatbesitz)

ten. Dem Ansba-

cher Consistorium

übergab er 1596 seine Hypothesen über deckungen am Nachthimmel. Sie sind

das System der Welt. 1599 berechnete über seinen Tod hinaus bis zum Jahre

er neue astronomische Tafeln, die bei 1629 regelmäßig erschienen und waren

Christoph Lochner in Nürnberg als ,,Ta- für ihn eine wesentliche Einnahmequel-

bulae directionum novae" erschienen le. Durch diese Veröffentlichungen stell-

sind. Erstmals für das Jahr 1601 gab er te er sich auch bei den astronomischen

einen ,,Schreibkalender" und ein ,,Prog- Beobachtern seiner Zeit vor. Seitdem die

nosticon Astrologicum" heraus. Neben Heilsbronner Fürstenschule ihm in sei-

astronomischen und meteorologischen nen Paradedisziplinen Astronomie und

Vorhersagen für den Raum Ansbach Mathematik nichts mehr zu bieten hatte,

veröffentlichte er darin auch seine Ent- blieb ihm nur noch die autodidaktische

Weiterbildung. Wiederholte Vorschläge

der fürstlichen Räte für ein Stipendium

zum Besuch der Universität Königsberg

blieben regelmäßig ohne Genehmigung.

In der ,,Säckelmeisterrechnung des Jahres

1596/1597" von Gunzenhausen hat sich

der Eintrag erhalten: ,,2 Gulden an Si-

mon Mairen verehret wegen übergebung

deß beschriebenen cometen auf Befehl

des Vogts und etlich deß raths."

Marius' Publikationen las auch der da-

mals bedeutendste beobachtende Astro-

nom Tycho Brahe (1546-1601, Abb. 2),

der sich auf Einladung Kaisers Rudolf II.

(1552-1612) seit 1599 in Prag aufhielt.

Tycho Brahe lud Marius als Gehilfen

nach Prag ein, was auch die Unterstüt-

zung des Markgrafen fand.

Mit einem Stipendium und einem Emp-

fehlungsschreiben des Hohenzollern-

fürsten reiste Marius nach Prag. Dort traf

2 Tycho Brahe (Kupferstich von
P. Kilian)

VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

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er u. a. auf Johannes Kepler (1571-1630) und David Fabricius (1564-1617). Er lernte auch Brahes Instrumente kennen und durfte sie benutzen. Tycho Brahe jedoch bekam er nicht zu Gesicht. Durch Brahes plötzlichen Tod am 24.10.1601 fand das kurze Gastspiel in Prag ein frühes Ende. Geblieben ist Marius' lebenslange Bewunderung für das ,,Tychonische Weltbild", das er als Ausdruck eines genialen Geistes verehrte (darin bleibt die Erde Mittelpunkt des Weltalls und wird von der Sonne umlaufen; die Planeten umkreisen aber die Sonne.) Über Wien reiste Marius zurück in seine Heimat. Zu Beginn des Jahres 1602 schickte man Simon Marius mit einem Jahresstipendium von 100 Gulden nach Italien. In Padua sollte er Medizin studieren. Padua wurde wahrscheinlich deshalb ausgewählt, weil sein Landsmann, der in Ansbach einflussreiche Geheimrat Freiherr Hans Philipp Fuchs von Bimbach auf Möhren (15671626) im Jahre 1587 dort Vorlesungen gehört hatte. Fuchs von Bimbach war während des 30-jährigen Krieges zuletzt General in dänischen Diensten. Er fiel in der Schlacht bei Lutter. Ein Gedenkstein an der Straße 248 zeigt als Sterbetag den 27.8.1626. In Padua traf Marius auch auf Galileo Galilei (1564-1642). Durch den Tod seines markgräflichen Mäzens im Jahre 1603 erhielt er für 8 Monate keine finanziellen Zuwendungen. In dieser Zeit musste er durch Privatunterricht und andere Beschäftigungen versuchen, über die Runden zu kommen. Später erhielt er vom neuen Markgrafen Joachim Ernst (1583-1625, Reg. 1603-1625) zum Ausgleich seiner Schulden 150 Gulden. Marius' bedeutendster Schüler, Balthasar Capra (1580-1616), berichtete über den gemeinsam beobachteten Kometen von 1604. In seinem Prognosticon für 1606 schrieb Marius über seine Beobachtung des Neuen Sterns von 1604, der so genannten ,,Keplerschen Nova". Als Ausdruck seines allgemeinen Ansehens in Padua wählte man ihn für die Jahre 1604/05 in den Vorstand der deutschen Studenten-Nation. Ein lebensgefährlicher Sturz aus beträchtlicher Höhe in dieser Zeit machte ihm lebenslang zu schaffen. Im Juli 1605 verließ er Italien. In seine Heimat zurückgekehrt erfolgte 1606 seine Bestallung zum Hofmathematiker und Hofastronomen mit einem Jahresgehalt

3 Simon Marius (aus Mundus
Iovialis)
von 150 Talern. Der alte Schlossturm in Ansbach soll ihm als Sternwarte gedient haben. Im Jahre 1606 heiratete er Felicitas Lauer, Tochter seines Nürnberger Verlegers. Aus dieser Ehe gingen 10 Kinder hervor. Die fünf Söhne starben schon früh, während ihn seine Töchter überlebten. Wegen seines geringen Gehalts war er auch auf die ärztliche Behandlung kranker Bauern angewiesen. In das ereignisreiche Jahr 1606 gehört auch eine Gunzenhausener Bürgermeisteramts-Rechnung diesen Inhalts: ,,8 Gulden 2 ort bey Georg Bauer ein ganzer Ehrbarer Rath verzehrt, als man Herrn Simon Maiern zu Gast gehabt." Aus dem griechischen Urtext übersetzte Marius die ersten sechs Bücher der ,,Elemente" des Euklid ins Deutsche. Die Kosten für die Herausgabe im Jahre 1609 übernahm der wohlhabende Freiherr Fuchs von Bimbach; offenbar beabsichtigte er, die ,,Elemente" für seine Zwecke des Feldmessens zu verwenden. Die 300 Exemplare dieser Auflage waren schon 1618 vergriffen. Zum 400. Male jährte sich 2008 die Erfindung des Fernrohrs. Damit verbunden war eine Revolution des astronomischen Weltbildes. Nach heutiger Rechtsauffassung war der in Wesel geborene Hans Lipperhey (um 1570-1617) der Fernrohrerfinder, der in Middelburg als Brillenschleifer arbeitete. Als Miterfinder gilt auch der von Marius in seinem ,,Mundus Iovialis" nachfolgend genannte ,,Belgier", bei dem es sich vermutlich um Sacharias

Janssen (1588-1632) handelt, der ebenfalls Brillenschleifer in Middelburg war. Zur Vorgeschichte der Entdeckung der 4 großen Jupitermonde durch den Ansbacher Hofastronomen gehört Fuchs von Bimbachs Besuch der Michaelismesse in Frankfurt im September 1608. Wegen der gelegentlich unterschiedlichen Beschreibung dieses Vorgangs wähle ich des Marius eigene Darstellung im Vorwort seines ,,Mundus Iovialis" (s. Kasten). Die Übertragung dieser Schrift aus dem Lateinischen ins Deutsche besorgte der Lateinlehrer Joachim Schlör mit einem engagierten Leistungskurs des Gymnasiums in Gunzenhausen. Dieser Text ist 1988 zweisprachig im Schrenk-Verlag erschienen. In seinem ,,Mundus Iovialis" berichtet Marius also von frühen Himmelsbeobachtungen mit dem Fernrohr und ersten Aufzeichnungen über Jupiterbeobachtungen am 29.12.1609 (nach dem Julianischen Kalender); das ist nach dem Gregorianischen Kalender der 8.1.1610; zunächst von 3 Satelliten des Jupiter. Ab Ende Februar/Anfang März 1610 erkannte er mit einem besseren Fernrohr auch den vierten Jupitermond. Galilei schreibt, am 7.1.1610 zuerst 3 Lichtpunkte und am 20.1.1610 alle 4 Begleiter des Jupiters gesehen zu haben. Dieser Terminvergleich führt zu dem Ergebnis, dass Marius den Nachthimmel offenbar früher als Galilei beobachtete; seine ersten Aufzeichnungen über die Jupitersatelliten erfolgten aber erst einen
4 Mundus Iovialis (Stadtmuseum
Gunzenhausen)
VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

Tag später als die Galileis. Obwohl Marius in seinem ,,Mundus Iovialis" die Verdienste Galileis um die Entdeckung der Jupitertrabanten ausdrücklich anerkennt, ist es zwischen beiden zu heftig ausgetragenen Prioritätsstreitigkeiten gekommen. Diese beschäftigen Astronomiehistoriker noch bis in unsere Tage. Auf Empfehlung Keplers, mit dem Marius 1613 anlässlich des Reichstages in Regensburg zusammen traf, gab Marius in Anspielung auf die Liebesverhältnisse Jupiters, aufgezeichnet von Ovid in seinen ,,Metamorphosen", den neu entdeckten Jupitersatelliten die noch heute gültigen Namen ,,Jo", ,,Europa", ,,Ganymed" und ,,Kallisto". Das bedeutete auch die Begründung der Tradition, Jupitermonde nach Gestalten der griechischen Mythologie zu benennen. Dagegen konnte sich Galileis Vorschlag, die Jupitertrabanten ,,Sidera Cocmica sive Medicea" zu nennen und die einzelnen Monde mit den Vornamen der Mitglieder des Fürstenhauses der Medici ,,Catherina, Maria, Cosima d. Ä. und Cosima d.J." zu belegen, nicht durchsetzen. Simon Marius blieb zwar der große Ruhm versagt; er blieb aber auch von den Nachstellungen der Kirche verschont, wie sie z. B. Giordano Bruno und Galileo Galilei zu ertragen hatten. Vermutlich wegen seiner Entdeckungen erhielt Marius 1612 von seiner Vaterstadt Gunzenhausen einen kleinen Becher zu 61/2 Gulden als Geschenk. Alexander von Humboldt (1769-1859) sah in der Entdeckung der Jupitertrabanten einen deutlichen Beweis für die Festigung und Verbreitung des Kopernikanischen Weltsystems. Für ein geplantes Tafelwerk führte Marius weiterhin regelmäßig Beobachtungen der Jupitersatelliten durch. Auf Kosten seines Schwiegervaters veröffentlichte Marius 1614 seine 72 Seiten umfassende Schrift ,,Mundus Jovialis", die er den Markgrafen Christian und Joachim Ernst von Brandenburg widmete. Die Trabanten bezeichnete er darin als ,,Sidera Brandenburgica". Dabei erinnerte er daran, dass E. Reinhold (1511-1553) zu Ehren seines Gönners, des Herzogs Albrecht von Preußen die ,,Prutenica Tabulae coelestium motuum" (Preußische Tafeln) nannte. Im Mundus Iovialis, dessen Titelblatt die Abbildung 4 zeigt, ist auch das einzige erhaltene Portrait des Simon Marius zu
VdS-Journal Nr. 30

finden (Abb. 3). Der Holzschnitt zeigt als Zeichen seiner ärztlichen Tätigkeit in der linken Hand eine Matula (Gerät zur Harnuntersuchung); vor seinem rechten Arm liegt das Fernrohr, das er ,,Perspicillum" nannte. Nach Alto Brachner (siehe Quellen) befindet sich im Deutschen Museum in München in der Abteilung ,,Optik" ein 4 Meter langes Fernrohr, mit dem Simon Marius Himmelsbeobachtungen durchgeführt haben soll. Marius berichtete auch über den inzwischen teleskopischen Stern von 1572 (Brahes Supernova). Im Februar 1610 sah er die Venus mehrfach sichelförmig und deutete richtig, dass sie ihr Licht von der Sonne bekommt. Aus den Helligkeitsänderungen des Merkur zog er den gleichen Schluss. Damit bestätigte er zwar das Kopernikanische Weltbild, als Protestant blieb er aber dem Weltbild des Tycho Brahe verpflichtet. Seit August 1611 beobachtete er regelmäßig die von ihm als ,,Schlacken" bezeichneten Sonnenflecken und gab den Hinweis, dass sie 1619 seltener als vorher auftreten, vielleicht ein erster Hinweis auf die Periodizität der Sonnenflecken. Marius war auch der Erste, der die Mondfinsternis am 20. (30.) Dezember 1610 verfolgte. Am 15. Dezember 1612 entdeckte er den Andromedanebel und verglich sein Aussehen mit einer Kerze, die man nachts durch eine durchsichtige Hornscheibe beobachtet. Als letzte bekannte Beobachtung am Nachthimmel beschreibt er den 3. Kometen von 1618. Unter Zuhilfenahme eines Jacobsstabes bestimmte er den Abstand zu benachbarten Sternen. Seine ,,Jupitermond-Tabellen" benutzte auch der gleichaltrige Jesuiten-Astronom Christoph Scheiner (1573-1650), allerdings ohne Angabe der Quelle. Der vielseitige Ansbacher Hofastronom Simon Marius starb nach kurzer Krankheit. Die Prognostica und Kalender hatte er mit großem Vorsprung verfasst, so dass sie noch bis 1629 erscheinen konnten. Durch Giovanni Riccioli (1598-1671) erhielt ein Mondkrater den Namen ,,Marius". In der Vierteljahresschrift der Astronomischen Gesellschaft veröffentlichte der Astronomiehistoriker Ernst Zinner den Aufsatz ,,Zur Ehrenrettung des Simon Marius". Darin sind Marius Handschriften und die gedruckten Werke aufgeführt; weiterhin nennt er die Archive und Bibliotheken, in denen sie aufbe-

5 Erinnerungstafel für Simon
Marius in Ansbach (Foto: A. Langkavel, Löningen)
wahrt werden. Von seinen 72 Schriften haben sich 61 erhalten. Seit 1991 befindet sich in Ansbach eine buchähnliche Erinnerungstafel (Abb. 5), außerdem eine Gedenktafel seit 1924 im Schloss von Ansbach, die vom Innenhof aus sichtbar ist.
Literaturhinweise [1] E. Zinner, 1942: ,,Zur Ehrenrettung
des Simon Marius (mit Lebenslauf und Bibliographie)", Vierteljahresschrift der Astronomischen Gesellschaft 77, 23 [2] E. Goerke, 1986: ,,Mediceische Sterne kontra Brandenburgisches Gestirn: Das Leben des Simon Marius", Die Sterne 62, 223 [3] A. Brachner, 1991: Sterne und Weltraum 30, 20 [4] A. Brachner, 1988: Sterne und Weltraum 27, 386 [5] Reihe ,,Fränkische Geschichte im Schenk-Verlag", Band 4, 1988: ,,Simon Marius, Mundus Iovialis, die Welt des Jupiters"; darin die Abb. 2, 3 und 4

VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

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Max Wolfs Beobachtungen des Kometen Holmes 1892
von Klaus Wenzel

Ende Oktober 2007 wurde der unscheinbare Komet 17P/Holmes durch einen gewaltigen Helligkeitsausbruch, von 16 mag auf etwa 3 mag innerhalb weniger Stunden, zum Star des Abendhimmels. Genau 115 Jahre vorher machte dieser Komet schon einmal genau das Gleiche. Dieser historische Ausbruch führte am 6. November 1892 zu seiner Entdeckung durch Edwin Holmes, der eigentlich nur den Andromeda-Nebel beobachten wollte, aber zufällig den benachbarten hellen Kometen im Gesichtsfeld seines 12,5-Zoll-Spiegelteleskops hatte [1]. Nachdem die Entdeckungsmeldung die ersten Astronomen ereichte, war es wohl Eduard E. Barnard, dem die erste Aufnahme vom Kometen Holmes am 10. November 1892 südwestlich von M 31 gelang.

Max Wolfs Sternwarte in der Merzgasse Seit etwa Mitte der 70er Jahre des 19. Jahrhunderts beobachtete der junge Max Wolf mit einem kleinen Fernrohr, auf der geräumigen Terrasse seines Elternhauses in der Heidelberger Merzgasse, in jeder klaren Nacht zunächst noch visuell die Sterne. Ab 1885 wurde dann ein Anbau in Form eines Turmes mit Drehkuppel an diese Terrasse angebaut. Als Instrument wurde ein 6-Zoll-Refraktor von Reinfelder und Hertel auf einer schweren Deutschen Montierung aufgestellt. Dieser Refraktor diente ab 1887 hauptsächlich als Leitrohr für verschiedene Astrokameras, unter anderem zwei 6-Zoll-VoigtländerPetzval Objektive. Seit diesem Zeitpunkt setzte Max Wolf voll auf die Astrofotografie [2].

1 Max Wolf um 1897, Quelle: H.C.
Freisleben - (1962) Max Wolf
Komet Holmes 1892 über Heidelberg Neun Tage nach der Entdeckung durch Holmes, am 15. November 1892, war auch dem jungen Max Wolf das Wetter wohl gesonnen, und er konnte seinen 6-Zoll-Refraktor mit den VoigtländerObjektiven in Richtung Andromedaga-

2 Die Sternwarte in der Heidelberger Merzgasse, kurz
nach der Fertigstellung um 1890, Quelle: H.C. Freisleben - (1962) Max Wolf

3 Der Wolfsche 6-Zöller mit verschiedenen aufmontierten
Astrokameras in seiner Kuppel auf der Bergsternwarte um 1900, Quelle: H.C. Freisleben - (1962) Max Wolf
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VdS-Fachgruppe Geschichte der Astronomie

4 Komet Holmes am 15.11.1892 nördlich von SAO 54169
(A 574), Quelle: Landessternwarte

5 Komet Holmes am 19.11.1892 - man vergleiche die
Form und den Kernbereich des Kometen mit den Aufnahmen von 2007 (Ausschnitt aus Bild 6), Quelle: Landessternwarte

südwestlich von SAO 54159 postiert, und der Halo ist deutlich angewachsen. Die Größe des Kometen lässt sich gut anhand des ebenfalls auf den Aufnahmen abgebildeten Andromedanebels abschätzen. Es lohnt sich, die Details im Inneren der Koma mit neuen modernen Amateuraufnahmen von 2007 zu vergleichen, die Ähnlichkeit ist verblüffend!
Herzlichen Dank an Dr. Holger Mandel und seinen Mitarbeitern von der Landessternwarte Heidelberg für die Unter-

stützung beim Recherchieren im Archiv der Sternwarte sowie beim Einscannen der historischen Fotoplatten.
Literaturhinweise [1] E. Holmes, 1892: ,,Discovery of a
new Comet in Andromeda", The Observatory 15, 441 [2] H.C. Freisleben, 1962: ,,Große Naturforscher - Max Wolf Der Bahnbrecher der Himmelsphotographie", Wissenschaftliche Verlagsgesellschaft mbH, Stuttgart

6 Originalaufnahme A 579 vom
19.11.1892 mit dem Andromedanebel und dem Kometen Holmes, Quelle: Landessternwarte
laxie richten. Vermutlich war der Komet in dieser Nacht ähnlich hell mit bloßem Auge sichtbar wie im Oktober 2007. Bei seiner ersten Aufnahme belichtete Wolf die Platte (A574) gerade einmal 10 min. Holmes, etwa 3,5 Grad südöstlich von M 31 und unmittelbar nördlich des 8 mag hellen Sterns SAO 54169, zeigt auf dieser Aufnahme eine verblüffende Ähnlichkeit mit denen, die wir in großer Anzahl 2007 bewundern konnten. Auf einer weiteren, deutlich länger belichteten Aufnahme (A579 - 120 min), 4 Tage später, vom 19. November 1892, ist der Komet nun
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7 Zeichnung von
Komet 17P/Holmes am 5.12.2007 um 19:30 Uhr an einem 25 x 150 mm Großfernglas. Der Komet stand zu diesem Zeitpunkt im Sternbild Perseus. Bildautorin: Evelyn Petkow.

VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen

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Die Jahreskonferenz ,,ESOP XXVII" der Fachgruppe Sternbedeckungen
von Martina Haupt

Einmal im Jahr treffen sich am letzten Wochenende im August an Sternbedeckungen interessierte europäische (Amateur-)Astronomen, um sich über aktuelle Ereignisse auszutauschen - jedes Mal in einem anderen Land. Das ,,European Symposium on Occultation Projects" (ESOP) fand 2008 in Drebach im Erzgebirge statt, nicht weit von Chemnitz entfernt. Veranstalter dieser Konferenz, in deren Mittelpunkt fast nur Bedeckungsereignisse stehen, ist die europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ES), im Rahmen der VdS vertritt die IOTA/ES die Fachgruppe Sternbedeckungen. Die Mehrzahl der Teilnehmer reiste bereits am Freitag an. Die Anmelde-Formalien konnten gleich beim Einchecken im Hotel erledigt werden, dann traf man sich bei einem Empfang in der Drebacher Sternwarte. Hier entstand am nächsten Tag auch unser Gruppenfoto. Der Gastgeber, die Volkssternwarte Drebach, eröffnete die Tagung am Samstag, wie immer schlossen sich einige Grußworte des Bürgermeisters von Drebach und des Präsidenten der IOTA/ES, Herrn Hans-Joachim Bode, an. Den ersten Vortrag hielt Wolfgang Beisker. In diesem erinnerte er besonders an den im Mai 2008 verstorbenen Bohumil Malecek, einem IOTA/ES-Mitglied aus Tschechien: Dreimal war eine ESOP zu Gast bei Bohumil Malecek gewesen. Nach einer Vorstellung des Drebacher Planetariums, das als Konferenzraum diente, folgten vier Vorträge zum Themenkreis Bedeckungen durch Kleinplaneten. In dreien ging es um aktuelle Beobachtungen, der vierte hatte historische Beobachtungen zum Thema: ,,Wurden Bedeckungen beobachtet, oder waren es nur nahe Vorübergänge, die sich optisch nicht auflösen ließen?". Eike Günter, Thüringer Landessternwarte, berichtete dann über CoRoT. Dieser Satellit dient der Suche nach Exoplaneten. Mit seiner Hilfe werden Unterschiede in der Helligkeit von Sternen gemessen, die

1 Die Tagungsgruppe ESOP XXVII in Drebach

durch Transits ihrer Planeten hervorgerufen werden. Es folgten zwei Beiträge über Pluto und Triton, letzterer war nach über 10 Jahren wieder erfolgreich vermessen worden. Bei der vorläufigen Auswertung einer Sternbedeckung durch Triton stellte sich heraus, dass der Mond den Stern gar nicht verdeckt hatte, sondern die Lichtabschwächung war ein Resultat ausschließlich der Atmosphärenabsorption Tritons. Dann sprach Michael Theusner über die Beobachtung von Exoplanetentransits mit Amateurmitteln. Es folgte der historische ,,Standard": Fokus auf Sternbedeckungen durch den Mond und Sonnenfinsternisse. Letztere stellen, streng genommen, einen Spezialfall der Ersteren dar und sind Schwerpunktthema ,,Baily's Beads", deren Beobachtung und ihrer Auswertung. Dieses war das Thema des Vortrags von Costantino Sigismondi von der Sapienza Universität in Rom. Da fünf der Tagungsteilnehmer während der Sonnenfinsternis am 1. August 2008 in Russland waren und in der Nähe von Novosibirsk Baily's Beads beobachtet haben, gab es selbstverständlich auch einiges hierzu zu berichten.

Am Sonntag ging es im ersten Teil der Vorträge um technische Geräte. Unter Anderem wurde VEXXA vorgestellt, ein elektronisches Gerät zur Bestimmung der genauen Belichtungszeit und des genauen Beginns der Belichtung eines Frames bei Videoaufnahmen. Natürlich kam auch die Software hier nicht zu kurz: Ralf Langhans vom Lohrmann Observatorium in Dresden hielt einen Vortrag mit dem Thema ,,Automatische und universelle CCD-Astronomie von Kleinplaneten". Das von ihm vorgestellte Programm wurde zur Auswertung großer Datenmengen entwickelt. Oliver Klös stellte die interessante Software ,,OccultWatcher" vor. Es handelt sich um ein Onlinetool, mit dem man sich Vorhersagen für Sternbedeckungen durch Kleinplaneten für einen vom Nutzer festgelegten Standort anzeigen lassen kann. Es folgte eine Podiumsdiskussion: Ist der Durchmesser der Sonne variabel? In Drebach konnte diese Frage natürlich abschließend nicht beantwortet werden - die vorliegenden Messdaten reichen hierfür noch nicht aus. Costantino Sigismondi schlug deshalb vor, alle Beob-
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VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen

achtungen von Baily's Beads, die in der Vergangenheit gemacht wurden, in der wissenschaftlichen Fachzeitschrift ,,Solar Physics" zu veröffentlichen - was dann auch initiiert wurde. Es folgte eine internationale Debatte via Internet mit David Dunham & Dave Herald (USA & Australien) und dem Auditorium, wie mit den Ergebnissen von Sternbedeckungen durch den Mond umgegangen werden soll, da diese nicht mehr vom ILOC (International Lunar Occultation Center, Universität Tokio) verwaltet werden (Abb. 2). Auf ,,die Schnelle" fand sich niemand bereit, diese Daten für in Europa gemachte Beobachtungen zu sammeln und zu prüfen. Deshalb erklärte der Vorstand der IOTA-ES, einen Mailaccount einzurichten, an den die Beobachter ihre Ergebnisse schicken können - zwischenzeitig erfolgt unter lunoccult@iota-es.de. Traditionell wird im letzten Beitrag auf die nächste Konferenz vorbereitet. Pawel Maksym lud die Teilnehmer für 2009 nach Niepolomice (bei Krakau) in Polen ein.

2 Heiße Diskussionen gab es in der Arbeitsgruppe auf der ESOP XXVII.

Nach zwei Tagen mit interessanten Vorträgen und Diskussionen gab es am Montag und Dienstag ein astronomisch orientiertes, touristisches Rahmenprogramm. So wurde das Lohrmann Observatorium in Dresden besucht, und dann mussten

die Teilnehmer noch in Freiberg/Erzgebirge auf den Spuren von Rechenmeister Adam Ries wandeln und verstehen, wie er vor über 500 Jahren in die Rechenkunst einführte.

Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal - eine erfolgreiche Expedition der IOTA/ES
von Sven Andersson, Konrad Guhl und Martina Haupt

- Teil 1 -
Eine Sonnenfinsternis ist der Sonderfall einer Sternbedeckung durch den Mond: Unser nächster Fixstern, die Sonne, wird bedeckt. Wie man bei der Passage des Mondrandes über den Stern seinen Durchmesser bestimmen kann, so lässt sich dieses auch bei der Sonne durchführen - allerdings mit erheblicher höherer Genauigkeit! Jede totale Sonnenfinsternis zieht tausende Sonnenfinsternistouristen und Amateurastronomen zur Beobachtung an. Dabei wird oftmals um die ,,letzte" Sekunde bei der Länge der Totalität gerungen und der Beobachtungsort danach ausgewählt. Warum und mit welchen Ergebnissen es die Expeditionen in die Randzone der Totalität gibt, soll der folgende Beitrag zeigen. Wie die Abbildung 1 zeigt, sind auch von solchen Beobachtungsorten aus die Korona und die Protuberanzen zu sehen.
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Die Suche nach dem Sonnendurchmesser Der Durchmesser der Sonne ist eine fundamentale Größe in der Astronomie, denn die Sonne ist nicht nur der bestimmende Körper im Sonnensystem, sondern auch unser ,,Beispielstern", der besser als alle anderen Sterne beobachtbar ist. Da die Bestimmung des linearen Durchmessers

1 ,,Korona": Auch am Rand der
Totalitätszone sieht man die Korona. Aufnahme mit Digitalkamera EOS 300D, Belichtung 1/250 s mit 200 mm Teleobjektiv.
bei Kenntnis der Entfernung der Sonne zum Beobachter problemlos möglich ist, konzentrieren wir uns in dieser Arbeit auf den scheinbaren Durchmesser, der ja ein Winkeldurchmesser ist. In diesem Artikel wird daher der Begriff ,,Durchmesser" für den korrekten Begriff ,,scheinbarer Durchmesser" durchgängig verwendet. Erste Durchmesserbestimmungen an der Sonne wurden mit Durchgangsbeobachtungen und aus Messungen am projizierten Sonnenbild ausgeführt. Da die Erde eine elliptische Bahn um die Sonne beschreibt und damit der Abstand Erde - Sonne schwankt, muss der scheinbare Durchmesser der Sonne ebenfalls ver-

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änderlich sein. Die antiken Astronomen haben dies nicht bemerkt. Ptolemäus beschreibt den Wert als konstant und gibt ihn mit 31' 20'' an. Erst arabische Astronomen im 9. und 10. Jahrhundert bemerkten die erdbahnbedingte Schwankung. Sie bestimmten die Extremwerte zu 31' 12'' und 33' 24'' (moderne Werte 31' 30'' und 32' 02''). Das Interesse am Durchmesser der Sonne führte im 19. Jahrhundert zur Entwicklung eines völlig neuen Instrumentes, dem Heliometer. Die ersten Heliometer (Doppelbildmikrometer) wurden 1743 von Servington Savary in England und 1748 von Pierre Bouguer in Frankreich gebaut, später brachte Joseph von Fraunhofer diesen Instrumententyp zur Vollendung. Im Jahr 1891 veröffentlichte Auwers den bis heute gültigen Wert der Sonnenparallaxe. Damit ist auch der scheinbare Sonnendurchmesser festgelegt. Der Wert wurde aus den international koordinierten Beobachtungen von Venusdurchgängen im 19. Jahrhundert ermittelt. Für einen Abstand Erde - Sonne von 1 AE beträgt er 31' 59,26''. Daraus leitete sich der lineare Durchmesser zu 1.392.000 km ab, der Winkel von 1'' entspricht einem linearem Maß von ca. 725 km. Als stabiler Stern verringert die Sonne ihren Radius trotz kontinuierlicher Energieabgabe nur um 0,0001 km pro Jahr. Der Wert des Sonnendurchmessers gilt heute als Konstante, die atmosphärische Szintillation begrenzt eine Verbesserung des Wertes. Wie lange die Sonne bereits diesen Durchmesser eingenommen hat und ob dieser Schwankungen unterliegt, wissen wir nicht. Aus der Antike sind

2 Einzelbild aus der Videoaufzeichnung

keine Beobachtungen von ringförmigen Sonnenfinsternissen überliefert, daraus schließen wir auf die ständige Vergrößerung des Sonnendurchmessers. Erst Clavius beobachtete am 9. April 1567 eine Sonnenfinsternis und erkannte diese als ringförmig. Mit direkten Messungen vom Erdboden aus ist dieser Wert nicht zu verbessern, weil der Sonnenrand nicht genau genug zu bestimmen ist (Randverdunkelung, Luftunruhe, Wellenlängenabhängigkeit u. ä.). Um den Einfluss der Erdatmosphäre auszuschalten, wurden mit dem Solar Disk Sextant (SDS) in einem Ballonexperiment in den 90er Jahren genauere Werte gewonnen. Diese Werte stellen jedoch Einzelmessungen dar, die in ihrer Systematik nicht wiederholt wurden, da sie nur unter großem technischem Aufwand gewonnen werden konnten. Erste Raumfahrtmissionen befinden sich in der Vorbereitungsphase.

Die Beobachtung der Baily's Beads zur Sonnendurchmesserbestimmung Bei einer Sonnenfinsternis ist die Randzone der Totalität nicht scharf begrenzt, da das Sonnenlicht noch durch die Täler am Mondrand scheint (Perlschnurphänomen). Bereits der englische Astronom Francis Baily (1774-1844) hat anlässlich der Beobachtung der ringförmigen Sonnenfinsternis vom 15. Mai 1836 über Schottland (s. Kasten) auf die Tatsache hingewiesen, dass kleinste Lichtpunkte am Mondrand sichtbar werden, wenn die Position des Beobachters einer Totalität um einige hundert Yard falsch ist. Ihm zu Ehren wird das Perlschnurphänomen in der internationalen Literatur heute ,,Baily`s Beads" genannt. Mit der genauen Kenntnis des Mondrandprofils (aus Messungen bei streifenden Sternbedeckungen) lässt sich der Sonnendurchmesser auf die Erdoberfläche projizieren. Bei Kenntnis der genauen geografischen
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Positionen der Beobachter kann man so den scheinbaren Sonnendurchmesser messen. Eine Beobachtung der Beads am West- bzw. Ostrand zu Beginn und Ende der Totalität ist zwar ebenfalls möglich, schließlich ist das Perlschnurphänomen bei jeder totalen Sonnenfinsternis zu sehen, jedoch führt die Libration des Mondes dazu, dass jeweils andere Gebiete des Mondrandes die Sonnenoberfläche verdecken. Da nur der Wert der Libration in der Breite im Knoten der Mondbahn nahe Null ist, können nur die Beobachtungen am Nord- bzw. Südrand der Totalitätszone bei gleichem Mondrandprofil zu verschiedenen Finsternissen ausgeführt werden. Daraus leiten sich die Beobachtungen nahe des Süd- bzw. Nordrandes der Totalitätszone ab. Das Erlebnis einer Sonnenfinsternis ist dabei durchaus nicht verloren, fällt jedoch etwas kürzer aus. Expeditionen in die Randzone totaler Sonnenfinsternisse werden seit 1975 von der IOTA und ihrem 1985 gegründeten europäischen Zweig IOTA/ES organisiert. Dabei werden am Rande der Totalitätszone mehrere Stationen senkrecht zur Finsternslinie errichtet. Die enge Zusammenarbeit mit den Fachastronomen der National Aeronautic and Space Agency (NASA) und des United States Naval Observatory (USNO) hilft bei Vorbereitung, Auswertung und Veröffentlichung.
Beobachtungstechnik Zur sicheren Aufzeichnung des Phänomens werden kontinuierliche Registrierungen benötigt, welche die Beads am Sonnenrand deutlich zeigen. Angestrebt wird eine Zeitauflösung besser einer Zehntelsekunde. Der gegenwärtige Stand der Technik sind Videoaufnahmen mit möglichst nicht regelnden Videokameras oder Webcam-Aufnahmen. In jedes Einzelbild der Videoaufnahme wird das Zeitsignal vom GPS oder einem Zeitzeichensender (DCF77) mittels Time-Insertern eingemischt. Bei Aufnahmen mit der Webcam muss die Systemzeit des Computers mit der Weltzeit synchronisiert werden. Der notwendige Abbildungsmaßstab fordert Brennweiten von 500 mm oder mehr, was eine Nachführung notwendig macht. Dem großen Dynamikbereich der Bildhelligkeit ist der darauf reagierenden Kameraregelung bzw. -reaktion besondere Aufmerksamkeit zu schenken. Beim Verschwinden bzw. Auftauchen einiger Lichtperlen (Beads) erinnert das Video-
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bild nicht mehr an eine Sonnenaufnahme, sondern kommt der Aufzeichnung einer nächtlichen Sternbedeckung nahe. Die Position der Beobachtungsstation ist Grundlage der Beobachtung (GPSMessung). Viele dieser Anforderungen lassen sich heute durch moderne Geräteentwicklungen gut erfüllen, waren aber in der Vergangenheit große Herausforderungen. Das Produkt der Beobachtungen sollte also eine Video-Aufzeichnung (oder ein Äquivalent) mit deutlich sichtbaren auftauchenden bzw. verschwindenden Beads und eindeutiger Zeitzuordnung sein. Da die Verschiedenheit von Beobachtungsausrüstungen den Vergleich von Beobachtungen erschwert, haben die Mitglieder der IOTA/ES auf dem ESOP 2007 eine einheitliche Ausrüstung zur Beobachtung der Baily's Beads festgelegt. Diese Beobachtungstechnik besteht aus: � einem ND4-bedampften Grünfilter als
einheitlichen Sonnenfilter mit Reduktion des roten Lichtes der Chromosphäre und der Protuberanzen, � dem Einsatz nichtregelnder elektronischer Kameras wie WATEC 120N oder MINTRON, � GPS-Zeitintegration über Time-Inserter, � einer gleichen Aufnahmeoptik (Maksutov-Objektiv 100mm/1.000mm)
Auswertung der Messwerte Als rohes Beobachtungsergebnis erhält man ein Videoband bzw. eine Videodatei mit eingeblendetem Zeitsignal. Beim Abspielen der Aufzeichnung werden die verschwindenden bzw. auftauchenden Beads mit einer Computersimulation verglichen. Eine ,,Momentaufnahme" aus einem solchen Band zeigt die Abbildung 2. Wir simulieren die ,,Baily's Beads" mit dem Programm ,,WINOCCULT" von Dave Herold. Dabei arbeiten zwei Personen an zwei Computern (Filmwiedergabe und Simulation) parallel und notieren die identifizierten Einzelbeobachtungen in einer Tabelle.
Während der Simulation zur sicheren Identifikation der Beads ist es bereits möglich, erste Resultate zu gewinnen, dies lässt die Software Occult 4.0 als Tool ,,Baily Bead analysis" zu. Die so ermittelten Messwerte liegen hier der vorläufigen Auswertung in Teil 2 des Beitrags zugrunde.

Lichtperlen
BAILY beschrieb das Phänomen der ,,Lichtperlen" auch bei der totalen Sonnenfinsternis 1842 in Italien. FRANCIS BAILY war Mitarbeiter der ,,Royal Astronomical Society" und entdeckte u. a. den Einfluss des Luftdrucks auf den Gang des Uhrpendels (1822) und bearbeitete auf Kosten der British Association sämtliche Beobachtungen von LALANDE und D'ANGELET.
Eine andere Methode ist die Variation des Sonnendurchmessers in der Simulationssoftware: Wird beispielsweise das Auftauchen einer Perle sicher zu einem anderen Zeitpunkt als simuliert identifiziert, so kann man den vom Band ermittelten Zeitpunkt in das Computerprogramm eingeben und den Radius der Sonne solange verändern, bis die Perle zu diesem Zeitpunkt auftaucht. Die eingegebene Veränderung des Sonnenradius wird notiert und ist ein Einzelwert. Da gegenwärtig mehrere Beschreibungen des Mondrandes (Watts-Charts, Moonlimb-Datei oder andere) existieren, ist es notwendig, die ermittelten Zeitpunkte noch mit anderen Simulationen zu vergleichen. In der Unsicherheit der Beschreibung des Mondrandes liegt eine Hauptfehlerquelle der Methode. Verbesserte Werte des Mondrandprofils (z. B. die Tiefe der Täler) aus streifenden Sternbedeckungen helfen sehr bei der Bestimmung der Beads. Hier gibt es eine schöne Querverbindung zwischen den verschiedenen Arbeitsgebieten der IOTA/ES - der Amateur auf Expedition mit kleinem Reiseradius zu einer streifenden Sternbedeckung sichert den Erfolg des (oft weit gereisten) Beobachters in der Randzone der Totalität! (wird fortgeführt)

Astronomie kompakt

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VdS-Fachgruppe Jugendarbeit

Herzlichen Glückwunsch der VEGA zum Geburtstag!
Zehn Jahre intensive astronomische Jugendarbeit der VdS
von Susanne M. Hoffmann

Weltbilder sind Bilder von Menschen und sie sind Bilder für Menschen. Insofern muss man die Menschen verstehen, die die Weltbilder machen, wenn man die Weltbilder verstehen will. Das ist der Grund, weshalb wir uns in der Astronomie neben der Physik und Mathematik auch mit Geschichte und philosophischer Anthropologie beschäftigen müssen, mit dem Menschen als zivilisiertes und kulturgeprägtes Wesen, dem Menschen in seiner Spiritualität und in seinem Werteverständnis, welches sein Gedankengebäude prägt. Astronomie ist daher ein wunderbarer Einstieg in zahlreiche Natur- und Geisteswissenschaften: Sie führt in die moderne Physik, in die Geschichte und schließlich zu unserem Selbstverständnis als Menschen - in unserer Verschiedenheit und Gleichheit. Sie ist insofern auch eine ,,Daseinsorientierung" (wie bereits Ptolemaios von Alexandria um 150 n.Chr. schreibt) und hilft insbesondere der Jugend zur geistigen Orientierung. Daher forderte auch der pazifistische und humanistische Astro-Ingenieur Edwin Rolf (Erbauer des weltweit größten Medialfernrohrs in Rathenow bei Berlin) bereits in den 1950er Jahren eine Sternwarte, ,,die der Jugend lehrt, wie man die Welt zu betrachten habe". Wie wir es also betrachten: Sowohl die beobachtende als auch die theoretische und rechnende Astronomie prägen unser Weltbild - sie helfen uns, uns als Menschheit in einen größeren Kontext einzuordnen. Gerade im Weltbild der modernen Astrophysik sehen wir sehr deutlich, dass wir zwar einerseits winzige ,,Verunreinigungen" im Kosmos sind und nicht die Größe haben, die einige von uns sich beimessen möchten. Andererseits ist das Leben auf der Erde aus einem seltenen Stoff gemacht, der erst in Sternen ausgebrütet werden musste und daher eine Rarität im heutigen Universum ist (welches
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schließlich zu 96% aus Dunkler Materie und Dunkler Energie besteht). Das Leben und die Menschen sind also etwas ganz besonderes, das es zu achten und zu schützen gilt: ,,Nur ein Schilfrohr, das zerbrechlichste in der Welt, ist der Mensch, aber ein Schilfrohr, das denkt" (Blaise Pascal). In diesen ambivalenten Gesamtkontext lernt man sich insbesondere durch Beschäftigung mit der Sternenkunde einzuordnen. Das ist natürlich auch und insbesondere in jener Lebensphase wichtig, in der man am meisten auf der Suche nach sich selbst und der eigenen Identität als mündiger Mitbürger (Kant) einer humanen Gesellschaft ist: als Jugendliche/r. In diesem Alter erfolgt natürlich auch bereits eine grundsätzliche Ausrichtung und berufliche Orientierung, die grundsätzlich in sehr verschiedene Richtungen gehen kann - u. a. kann sie zu einem naturwissenschaftlichen oder technischen Studium führen. Darum hat astronomische Jugendarbeit einen gewaltigen Anspruch, eine hohe spektrale Breite in Methodik und Thematik sowie eine resultierende große Resonanz. Ehrenamtlich können wir das nur ankratzen und arbeiten daher durch bescheidene Hilfsmaßnahmen mit den Profis zusammen, bspw. im Berliner FEZ in der Wuhlheide, mit Lehrkräften und ,,Kämpfern" für die Schulastronomie in Deutschland und das eigenständige Schulfach Astronomie. Damit versuchen wir von der VEGA die Welt zu beeinflussen. Massenträgheit lehrt uns, dass all diese Änderungen nur langsam geschehen können. Doch wir sind viele kleine Menschen (Lehrer, Schüler, Studierende, Forschende...) an vielen kleinen Orten, die viele kleine Schritte tun - und wir hoffen, dass wir gemeinsam die Astronomie wieder etablieren können; dass viele Menschen das Sternegucken als Hobby entdecken, die

wissenschaftliche Neugier als Elementarkomponente unserer Kultur pflegen und dass junge Menschen ihre beruflichen Ziele in der Wissenschaft entdecken. Helfen Sie uns!
Kontakte: siehe www.vega-astro.de

VdS-Fachgruppe Jugendarbeit

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Die Arecibo-Botschaft
- ein Änderungsvorschlag aus der AG Exoplaneten und -biologie, ASL 2008
von Aliona Solomonova, Nina Miekley, Susanne Weißenbäck, Alexander Bartl, Eric Seyfart und Johannes Erdmann

Statt nur nach Signalen anderer Zivilisationen zu suchen, hat man 1974 aktiv eine Botschaft ins All geschickt. Im Rahmen der AG haben wir analysiert, ob diese für potentielle Empfänger verständlich ist und uns über Änderungen Gedanken gemacht. Am 16. November 1974 wurde vom Arecibo-Radioteleskop im Norden Puerto Ricos einmalig eine Nachricht gezielt ins All geschickt. Sie bestand aus 1679 Nullen und Einsen, die zusammengesetzt ein Schwarz-Weiß-Bild mit 23 mal 73 Pixeln ergeben. Es wurde bei 12,6 cm Wellenlänge gesendet. Ziel der Nachricht war der Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Herkules. Die Nachricht wurde hauptsächlich vom Astronomen und Astrophysiker Frank Drake entworfen. Den ersten Abschnitt der Botschaft bilden die Zahlen von eins bis zehn in Binärdarstellung, wobei sich unter jeder Zahl ein Markierungspunkt befindet. Dies stellt den ersten abstrakten Inhalt dar und ermöglicht die Verwendung von Zahlen im weiteren Verlauf der Botschaft. Unserer Ansicht nach stellen Zahlen einen guten Einstieg in eine Botschaft an extraterrestrische Intelligenzen dar, jedoch erschwert der Markierungspunkt das Erkennen des

1 Das Arecibo-Observatorium: Von hier wurde 1974 die Nachricht ins All
geschickt (Copyright: Courtesy of the NAIC - Arecibo Observatory, a facility of the NSF)

Binärcodes. Wir haben uns daher entschieden, diesen wegzulassen. Stattdessen schreiben wir alle Zahlen einspaltig,

um die Lesbarkeit zu verbessern. Der nächste Abschnitt enthält die Zahlen 1, 6, 7, 8 und 15, die die chemischen
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VdS-Fachgruppe Jugendarbeit

Elemente symbolisieren, aus denen Menschen im wesentlichen bestehen: Wasserstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Phosphor. Wir halten es für schwierig, von den Zahlen auf die Elemente zu schließen und konnten kein allgemein verständliches Symbol finden, um auf den Sinn der Zahlen hinzudeuten. Daher entfällt dieser Abschnitt in unserer Botschaft vollständig. Dennoch ist die Angabe unserer Bestandteile eine gute Idee, die wir grundsätzlich befürworten. Im dritten Abschnitt sind die zentralen Moleküle unserer DNA dargestellt. Es wird jeweils angegeben, wie viele Atome welchen Typs verwendet werden. Die Reihenfolge entspricht dabei der der Elemente aus Punkt zwei. Zu sehen sind neben Desoxyribose und Phosphat Adenin, Thymin, Cytosin und Guanin. Diese Angabe halten wir für überflüssig und sehr schwer verständlich. Details über unseren biologischen Aufbau müssen unserer Meinung nach nicht in einer ersten Botschaft enthalten sein.
In der Mitte der Doppelhelix, die die DNA-Struktur symbolisieren soll, steht die Zahl 4.294.441.822, die für die Zahl der Nukleotide in der menschlichen DNA steht. Diese Zahl ist genauer als uns die Anzahl der Nukleotide überhaupt bekannt ist und auch die Doppelhelix ist nur schwer erkennbar. Dieser Abschnitt entfällt nach der selben Argumentation wie der vorherige.
Unterhalb der Doppelhelix findet sich eine Darstellung des Menschen, seine Größe in Vielfachen der Wellenlänge, mit der die Nachricht gesendet wurde, sowie die Zahl der Menschen auf der Erde (4.292.853.750, also der Stand von 1974). Die Darstellung des Menschen erachten wir für sehr sinnvoll, da es sein kann, dass die extraterrestrischen Lebewesen einen ähnlichen Aufbau haben. Die grobe, schematische Darstellung reicht, um die humanoide Form erkennen zu können. Die Größenangabe in Vielfachen der Wellenlänge ist zwar anders nicht möglich, da es keine andere sinnvolle Vergleichsgröße oder Einheit gibt, aber wir bezweifeln, ob die Multiplikation mit der Wellenlänge nachvollziehbar ist, daher entfällt diese Angabe in unserer Version. Auch die Zahl der Menschen auf der Erde finden wir unwichtig, außerdem ändert sie sich ständig.
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Der vorletzte Abschnitt zeigt die (damals noch) neun Planeten des Sonnensystems, wobei der dritte Planet, also die Erde, hervorgehoben ist. Das Größenverhältnis der Planeten wird durch die unterschiedliche Pixelzahl angedeutet. Diese Darstellung gefällt uns sehr gut, so dass wir sie nahezu übernehmen. Wir aktualisieren sie aber insofern als dass wir die Zahl der Planeten auf acht reduzieren.
Die Nachricht endet mit einer Abbildung des Arecibo-Radioteleskops, mit dem die Nachricht gesendet wurde. Die Schüssel ist nach unten geöffnet und mit der Längenangabe 2430 versehen. Diese ist erneut in Vielfachen der Wellenlänge angegeben und entspricht damit 306 m, dem Durchmesser der Teleskopschüssel.

2 Die Arecibo-Botschaft (Frank
Drake / Carl Sagan, 1974) in Pixeln dargestellt, mit Hervorhebung der einzelnen Abschnitte
Die Details zur Sendetechnik finden wir für die erste Nachricht unnötig. Bei unseren Überlegungen kamen wir zu dem Schluss, dass wir die Nachricht um ein Symbol ergänzen sollten, das den Empfängern zeigt, dass sie die Nachricht korrekt in ein Bild umgewandelt haben.
3 So sieht unser Änderungsvor-
schlag am Ende aus.
Wir haben uns für einen Kreis entschieden, da er eine grundlegende geometrische Figur ist. Unsere Analyse der Botschaft ergab, dass diese in vielen Punkten schwer interpretierbar ist. Wir haben uns daher entschlossen, die Nachricht erheblich zu kürzen und zu vereinfachen, da sie ohnehin nur einem ersten Kontakt dient. Außerdem sollte die Nachricht nicht nur einmalig gesendet werden, sondern in regelmäßigen Abständen (zum Beispiel täglich) und jeweils mehrfach hintereinander, damit sich ein möglicher Empfänger sicher sein kann, dass er es mit einem künstlichen, gezielt abgestrahlten Signal zu tun hat.

VdS-Fachgruppe Kleine Planeten

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Die Entdeckung des NEOs 2009 CV
von Reingard und Rolf Apitzsch

Mit der Entdeckung des 112. Asteroiden durch das Observatorium Wildberg (198) ist uns am 2. Februar 2009 ein interessantes Objekt ins Netz gegangen: 2009 CV [1], ein Asteroid und NEO (Near Earth Object) vom Typ ,,Apollo". Apollos sind jene Asteroiden, die einen Teil ihres Umlaufs innerhalb der Erdbahn verbringen und damit schwieriger, weil seltener zu beobachten sind. So ist auch 2009 CV nur kurze Zeit für unsere Instrumente erreichbar. In der Nacht vom 2. zum 3. Februar waren die Beobachtungsbedingungen in Wildberg im Nordschwarzwald besonders gut. Auf unserem Beobachtungsplan war die Liste der zuletzt von uns entdeckten Kleinplaneten: 2009 BG79, 2009 BL12, 2009 BM12 und 2009 BX81. Für eine Verlängerung des Bahnbogens benötigten wir dringend weitere Positionen dieser Objekte. Da das zu verfolgende Objekt 2009 BM12 nur eine scheinbare Helligkeit von 21 mag hatte, waren lange Aufnahmezeiten und eine große Anzahl von Aufnahmen notwendig, um dann mit einem ,,Stacking", also der Aufsummierung vieler Aufnahmen, ein messbares Ergebnis zu erzielen. Bei der sofortigen Auswertung der Aufnahmen, simultan zu den laufenden Aufnahmen, zeigte sich neben den erwarteten Objekten am linken, oberen Bildrand ein sehr, sehr schwacher Strich [2]. Beim Blinken mehrerer so gewonnener Bilder zeigte sich, dass der Strich schnell aus dem Bild heraus lief. Das war ein deutliches Alarmsignal. Beim Überprüfen mit verschiedenen Parametern zum Aufsummieren wurde das beste Ergebnis bei einer scheinbaren Bewegung von 2'' / min und einem Positionswinkel von 5 Grad erreicht. Die Überprüfung mit Astrometrica und der Position aller bekannten Asteroiden ergab: Eindeutig ein neues Objekt. Und dazu mit ungewöhnlicher Geschwindigkeit. Nun galt es schnell zu handeln. Die Auswertungen der ersten 60 Minuten mit Astrometrica [3] und Orbitberechnung mit FindOrb [4] brachten ein sehr aufregendes Ergebnis: Ein MOID (größte Annäherung an die Erde) von 0,08 AE und

1 Entdeckungsfoto mit der Strichspur von 2009 CV. Es wurden 10 Aufnahmen
mit je 3 min Belichtungszeit aufsummiert. Im Bild die Wildberger Kleinplaneten 2009 BG79 (K09B79G), 2009 BL12 (K09B12L), 2009 BM12 (K09B12M) und 2009 BX81 (K09B81X).

eine Halbachse a von 1,15 AE. Das könnte ein NEO sein. Aber ein Bahnbogen von 68 min ist sicher noch nicht unbedingt ausreichend für eine fundierte Aussage. Bevor ein als NEO vermutetes Objekt zur allgemeinen Verfolgung vom MPC auf

der NEOCP Seite [5] im Internet publiziert wird, muss die Wahrscheinlichkeit überprüft werden, inwiefern es tatsächlich ein NEO sein könnte. Ausgerechnet in diesem Moment war das Internet zur Überprüfung der Bahndaten

2 Der Kleinplanet
2009 CV. Es wurden 50 Aufnahmen mit je 3 min Belichtungszeit entsprechend seiner Eigenbewegung aufsummiert.
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VdS-Fachgruppe Kleine Planeten

3 Ausgabedaten von FindOrb nach den ersten
68 Minuten der Beobachtung von 2009 CV

4 Ausgabe des NEO-Ratings

mit dem MPC-Tool ,,NEO Rating" für uns nicht verfügbar. Unser Provider hatte genau zu diesem Zeitpunkt eine Unterbrechung von Mitternacht bis 1 Uhr! Das kostete Nerven. So führten wir das Teleskop dem Objekt weiter nach und machten insgesamt 4 Stunden Aufnahmen bis zum Untergang des Objektes in dieser Nacht. Trotzdem lag die Einschätzung des ,,NEO Rating" [6] anfänglich bei nur 37% und damit unterhalb der notwendigen Schwelle von 50%. Aber mit der Erfahrung in der Auswertung von zigtausend CCD-Aufnahmen und bis dahin 111 bestätigten Entdeckungen wollten wir nicht aufgeben. Jetzt musste die zweite Nacht abgewartet, oder direkt im Anschluss jenseits des Atlantiks weiterverfolgt werden, um ihn nicht als ONS (One Night Stand - steht für eine einzelne Beobachtungsnacht) an die Surveys zu verlieren. Ich war vom NEO überzeugt! Also fragten wir Erwin Schwab, Kleinplanetenbeobachter auf der Taunus Sternwarte Frankfurt [7], ob er mit der von ihm gebuchten Teleskopzeit in Neu Mexiko am nächsten Morgen mal drauf halten konnte. Und er konnte! Erfolgreich. Mit Erwins Werten kamen wir sofort auf ein NEO-Rating von 98%. Ein sicherer Kandidat.

vorläufigen Benennung (designation) verwendeten Beobachtungen sind in einem MPEC [8] (Minor Planet Electronic Circular) zusammengefasst. Die Zukunft von 2009 CV liegt aber im Dunkeln. Er wird der Menschheit nur selten begegnen. Nur wenn er uns sehr nahe kommt, wird er mit seiner geringen Größe von ca. 40 m Durchmesser für unsere Instrumente sichtbar sein. Das Fenster der möglichen Beobachtungen für Wildberg ist auf 21,3 mag begrenzt und endet damit Anfang März. Auch in der nächsten Opposition im August 2009 wird das Objekt nur für Teleskope mit einer Reichweite von >21,6 mag erreichbar sein, um dann für viele Jahre

jenseits von 22 mag für die meisten Instrumente ,,unsichtbar" zu sein. Er bleibt wohl ein netter, harmloser Begleiter, den wir nur selten zu Gesicht bekommen. Mit 2009 CV zusammen sind nun insgesamt 2956 Apollos [9] bekannt. Unser Dank gilt Erwin Schwab [9], der uns sofort unterstützte und der Tzec Maun Foundation [10], die unserer kleinen Gruppe Teleskopzeit kostenlos zur Verfügung stellt. Fazit: Der bei der letzten Tagung der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS vorgestellte Verbund gegenseitiger Unterstützung von nun insgesamt 7 Observatorien und die Nutzung von Remote-Teleskopen rund um den Globus hat sich wieder mal bewährt.

Die Daten beider Beobachtungshalbnächte wurden zusammengefasst und eingeschickt. Schon 10 Minuten später wurde das Objekt auf der NEOCP Seite zur allgemeinen ,,Jagd" freigegeben. Mit den Folgebeobachtungen nun auch anderer Observatorien konnte er endgültig dingfest gemacht werden. Die zur
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5 Publizierung auf der NEOCP-Seite des MPC

VdS-Fachgruppe Kleine Planeten

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Aktuelle Information und Animation der ersten Aufnahmen können auf unserer Homepage http://www.astro-wildberg.de Rubrik ,,Entdeckungen" eingesehen werden.
Internet-Hinweise: [1] NEODys: http://newton.dm.unipi.it/neodys/index. php?pc=1.1.7.1&n=2009CV&ab=0 [2] Entdeckungsseite: http://www. astro-wildberg.de/K09C00V.d.htm [3] Astrometrica: http://www. astrometrica.at/ [4] Find Orb: http://www.projectpluto.com/find_orb.htm [5] NEO Confirmation Page: http://www.cfa.harvard.edu/iau/ NEO/ToConfirm.html [6] NEO Rating : http://www.cfa. harvard.edu/iau/NEO/PossNEO.html [7] Taunus Sternwarte: http:// home.arcor.de/erwinschwab/taunussternwarte.htm [8] MPEC 2009-C27: http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09C27. html

[9] List Of Apollo Minor Planets: http://www.cfa.harvard.edu/iau/ lists/Apollos.html [10] Tzec Maun Foundation: http:// www.tzecmaun.org/

6 Sichtbarkeitsdiagramm für 2009
CV. Gelb markiert ist das Fenster der Sichtbarkeit für Wildberg.

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. Thilo Nedwidek aus Volkach [1] sendete uns eine tolle Aufnahme der Plejaden, auf der sogar drei Kleinplaneten ihre Strichspuren hinterlassen haben. Diese kosmischen Begegnungen fanden am 29. November 2008 statt. Das Bild finden sie übrigens unter [2] im Internet. Die Plejaden sind wohl jedem Amateurastronom ein vertrauter Anblick. Der offene Sternhaufen liegt ca. 380 Lichtjahre von der Erde entfernt und zählt ungefähr 500 Haufenmitglieder. Fotografisch offenbart

sich eine fantastische Nebellandschaft mit darin eingebetteten funkelnden Brillianten. Der hellste Asteroid links oben auf der Aufnahme ist (264) Libussa mit ca. 11,6 mag. Libussa wurde 1886 entdeckt und ist ca. 53 km groß. Zum Aufnahmezeitpunkt war sie ca. 223 Mio. km von der Erde entfernt. Links unterhalb von Merope (im Bild links unten) zieht der Kleinplanet (5084) Gnedin mit 16,2 mag seine Bahn. Der ca. 30 km große Brocken wurde 1977 entdeckt und war Ende November ca. 326 Mio. km von uns entfernt. Am rechten Rand in der Mitte befindet sich noch (3796) Lene mit ebenfalls 16,2 mag. Lene wurde am 6. Dezember 1986 entdeckt. Mit ca. 27 km ist sie etwas kleiner als Gnedig, befand sich aber zum Aufnahmezeitpunkt mit 311 Mio. km etwas näher an der Erde. Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 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 Helligkeit des Deep-Sky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selber auswählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden. Wir möchten sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffor-
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VdS-Fachgruppe Kleine Planeten

1 Am 29. November 2008 wurden zwischen 20:00 und 21:30 Uhr MEZ sieben Aufnahmen mit je 600 s Belichtungszeit bei
ISO 400 mit einer Canon 350D (ohne Sperrfilter, aber IDAS LPS2-Filter) belichtet und anschließend aufsummiert. Die Kamera war an einem William 132FLT APO Refraktor mit William Optics Bildfeldebner auf einer Fornax 51 Montierung befestigt. Aufnahmeort war Volkach am Main. Bildautor: Thilo Nedwidek.

dern, 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.

Internet-Hinweise [1] Homepage: http://www.astronomie-
privat.de/ [2] Homepage: http://www.astronomie-
privat.de/1836746.htm [3] Homepage: http://astrofotografie.
hohmann-edv.de/grundlagen/

Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky Objekten

Datum 18.07.2009 23.07.2009 28.07.2009 01.08.2009 25.08.2009 25.08.2009 15.09.2009 21.09.2009 30.09.2009

Uhrzeit 23:00 24:00 24:00 22:00 23:00 24:00 24:00 24:00 24:00

Kleinplanet

mag

(1469) Linzia

14,7

(7) Iris

9,1

(24367) 2000 AC126 15,4

(5296) Friedrich

15,9

(623) Chimaera

14,5

(6671) 1994 NC1

15,9

(3844) Lujiaxi

15,3

(27973) 1997 TR25

15,2

(741) Botolphia

15,0

Objekt

Art

mag

NGC 6366

GC

9,2

M 25

OC

4,6

NGC 6649

OC

8,9

M 75

GC

8,5

M 72

GC

9,3

M 2

GC

6,5

NGC 520

Gx

12,2

NGC 7492

GC

11,3

NGC 7293

PN

6,5

Verwendete Abkürzungen: PN=Planetarischer Nebel, GC=Kugelsternhaufen, Gx=Galaxie, OC=Offener Sternhaufen

Abstand 5� 3� 5� 4� 3� 2� 8� 8� 4�

VdS-Journal Nr. 30

VdS-Fachgruppe Kometen

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Neues aus der Fachgruppe Kometen - Ein neuer Fachgruppenleiter

Als frischgebackener Fachgruppenleiter möchte ich mich den VdS-Mitgliedern gern vorstellen. Ich bin 50 Jahre alt, verheiratet und habe zwei erwachsene Kinder. Geboren wurde ich in Leipzig, und hier verbrachte ich fast mein ganzes Leben. Eine kurze Abwesenheit während der Armeezeit, ein Studium in Thüringen: Ansonsten bin ich meiner Heimatstadt treu geblieben.
Von Beruf bin ich Elektroingenieur und arbeite als Projektleiter im hiesigen Universitätsklinikum. Ich bin damit betraut, neue EDV-Lösungen zu konzipieren, zu beschaffen und in der Praxis einzuführen. Für mich ist dies ein abwechslungsreiches und reizvolles Aufgabengebiet. Zur Astronomie kam ich mit vierzehn Jahren, als mir ein Freund auf einer Fahrradtour die ersten Sternbilder erklärte. Lange Zeit war ein astronomisches Instrument für mich unerreichbar. Ich versuchte mich an einem Selbstbau mit einem Brillenglasobjektiv, mit kläglichem Erfolg. Als Ausgleich durfte ich gelegentlich unser Schulfernrohr ausborgen. Noch heute erinnern sich meine

damaligen Schulkameraden an unsere gemeinsamen Mond- und Planetenbeobachtungen. Als Student erwarb ich schließlich mein erstes eigenes Instrument, ein Zeiß-Telementor.
Seit den neunziger Jahren gehöre ich zur Fachgruppe Deep-Sky, angeregt durch die ,,alte" Zeitschrift Interstellarum. Ich wirkte am Praxishandbuch Deep Sky mit, welches von Wolfgang Steinicke herausgegeben wurde. Zur Fachgruppe Kometen stieß ich vor fünf Jahren. Schon vorher zogen mich Schweifsterne in ihren Bann. Der Vielfalt ihrer Gestalt, den vielen und veränderlichen Einzelheiten in Koma und Schweif und dem Moment des Unvorhersehbaren kann sich wohl kaum ein Astronom entziehen. Inzwischen habe ich 44 Kometen gesehen und fast 200 Helligkeitsschätzungen geliefert, die auch in der internationalen Sammlung ICQ publiziert werden. Seit knapp 2 Jahren betreue ich die Internetseite der Fachgruppe, wo u. a. Hinweise zu aktuellen Kometen und Beobachtungsergebnisse zu finden sind. Mein liebster Beobachtungsort liegt in

der Dübener Heide. Nach einer knappen halben Stunde Fahrzeit erreiche ich einen 6,5-mag-Himmel. Ich beobachte dort meist mit einem 32-cm-Dobson-Teleskop. Seit einiger Zeit publiziere ich regelmäßig in der Interstellarum, schon vorher gehörte ich zum Magellan-Team. Noch in diesem Jahr wird ein Anfängerbuch von mir erscheinen, welches ich gemeinsam mit Winfried Berberich herausgebe. Ich freue mich auf die Mitwirkung in der VdS und auf die Zusammenarbeit mit allen Kometenfreunden.
Euer Uwe Pilz

Komet 144 P/Kushida trifft Kleinplanet (3629) Lebedinskij neben PGC 12717
von Carsten Moos

Es war während einer Aufnahmeserie zum Testen eines anderen Reducers am Mewlon-Teleskop, als mir im Sternkartenprogramm GUIDE ein heller Komet auffiel. Der Komet ist mit einer Periode von 7,6 Jahren ein kurzperiodischer, der 1994 von Yoshio Kushida [1] entdeckt wurde und für uns dieser Tage zum zweiten Mal an der Sonne vorbei kommt. Er trägt den Namen 144P/Kushida. Der Kleinplanet (3629) Lebedinskij wurde 1982 von dem tschechischen Astronom Mrkos [2] entdeckt, und, da er in etwa 3,7 Jahren einmal um die Sonne läuft, ist dies bereits der 26. Umlauf, der be-

obachtet wurde. Über die Namensgebung konnte ich leider nichts herausfinden. Die Hintergrundgalaxie ist PGC 12717. Es ist überraschend, dass eine PGC-Galaxie mit nur 14,7 mag in einer Entfernung von 522 Millionen Lichtjahren [3] schon nach 120 Sekunden erkennbar wird.
Aufnahmedaten Die Aufnahme entstand mit folgender Ausrüstung: Kamera DSLR EOS 350D, Teleskop Tak Mewlon 180 bei f/8,4, Belichtung 1 x 120 Sekunden bei ISO 800, Beginn 25.12.2008, 23:00:42 UT.

Fotometrie Das Rohbild ist mit dem Programm IRIS kalibriert und astrometriert worden. Als Referenzkatalog diente der TYCHO-2.
Auswertung Der Komet zeigt auf dieser Aufnahme keinen ausgeprägten Schweif. Seine hohe Bahngeschwindigkeit in Sonnennähe beträgt am Himmel zum Zeitpunkt der Aufnahme etwa 30''/h. Die in der Abbildung gezeigte Fotografie kann eine Bahnstrecke von 1'' Länge nicht auflösen. Aufgrund mangelnder Erfahrung bei der Vermessung von Kometen habe
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VdS-Fachgruppe Kometen

1 Komet 144P/
Kushida, Kleinplanet (3629) Lebedinskij und die Galaxie PGC 12717 am 25.12.2008, aufgenommen von Carsten Moos.

ich eine deutlich schwächere Helligkeit des Kernbereichs erhalten als in GUIDE [4] vorausberechnet wurde oder von den erfahrenen Kometenbeobachtern der VdS unter [5] gemeldet wurde. Statt um etwa 10 bzw. 6 mag erhalte ich mit Aperturfotometrie des Kometenkerns nur 13,2 mag. Für mehr Genauigkeit reicht die viel zu kurze Belichtung sicherlich auch nicht aus. Zu dem schon spannenden Kometenbild in irdischer Nachbarschaft von nur 0,6 AE gesellte sich zugleich noch der Kleinplanet Lebedinskij dazu. Er ist mit gemessenen 15,3 mag und in GUIDE ausgewiesenen 15,9 mag deutlich schwächer, aber auch mit 1,3 AE etwas mehr als doppelt so weit von der Erde entfernt. Bei einer Geschwindigkeit von

10''/Stunde ist auch seine Bahnbewegung hier nicht erkennbar. Die von mir ermittelten Positionen sind in der Tabelle aufgelistet. Der Komet liegt innerhalb einer Genauigkeit von 1'' bei der vorausberechneten Position. Der Kleinplanet weicht erheblich ab: 2,75 s in Rektaszension und 1'' in Deklination. Am Referenzstern erkennt man, dass die Genauigkeit der Aufnahme bei gut 2,5'' liegt.
Fazit Die zufällige Beobachtung werde ich den Fachgruppen zur Auswertung einreichen. Für eine spontane Aufnahme ist im Ergebnis eine interessante Konstellation herausgekommen.

Mit IRIS astrometrierte Positionen der Objekte in der Aufnahme vom 25.12.2008 *

Objekt

Rektaszension

Deklination

scheinb. Helligkeit

144P/Kushida
(3629) Lebedinskij
Referenzstern GSC 1233 742

03h 23m 26,543s 03h 23m 30,516s 03h 23m 39,118s

+16 Grad 09' 32,81'' +16 Grad 09' 16,25'' +16 Grad 08' 20,16''

13,2 mag (Kern) 15,319 mag 10,406 mag

* Beginn 23:00:42 UT, Belichtung 120 s. VdS-Journal Nr. 30

Internet-Hinweise [1] http://www.kometeninfo.de/144p.
html [2] http://de.wikipedia.org/wiki/
Anton%C3%ADn_Mrkos [3] NASA/IPAC EXTRAGALACTIC
DATABASE: http://nedwww.ipac. caltech.edu/forms/byname.html [4] Guide Planetariums Software: http://www.projectpluto.com/ [5] http://kometen.fg-vds.de/index.htm
Vorschau
3. Ravensburger Teleskoptreffen
- RATT -
18. -20. September 2009 bei 88263 Horgenzell
(Nähe 88214 Ravensburg)
Information: Carsten Przygoda
Finkenweg 25 88339 Bad Waldsee carsten@ratt-rv.de
www.ratt-rv.de

VdS-Fachgruppe Kometen

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Von NEOCP zu LINEAR

von Stefan Beck

Im vergangenen September, am Ende meines Sommerurlaubes, war es kurz nach dem ersten Viertel, aber schönes Beobachtungswetter. Es war eigentlich keine Zeit für Kometenbeobachtungen aufgrund des Mondes, für Testbeobachtungen aber bestens geeignet. Für meinen Beobachtungsplatz auf der Terrasse hatte ich bereits im Juli die notwendigen astrometrischen Beobachtungen gemacht, um einen Stationscode zu bekommen. An meinem normalen Beobachtungsort konnte ich die notwendigen Beobachtungen noch nicht durchführen. Dies sollte aber an diesem Tage, dem 8. September 2008 gemacht werden. Am Nachmittag schaute ich per Zufall auf die NEOCP-Liste des Minor-PlanetCenter. Diese Liste enthält neu entdeckte Objekte, für die noch eine Bestätigungsbeobachtung notwendig ist. Normalerweise sind die Objekte für meinen 8 Zoll Newton viel zu schwach, nicht so an diesem Tage. Ein Objekt mit ca. 17,5 mag sollte machbar sein und als Testobjekt herhalten. Mit den Koordinaten für das Objekt BL08537 und zwei ausgewählten Kleinplaneten ging es am Abend zu meinem Beobachtungsplatz. Zuerst wurden die ersten Beobachtungen der Kleinplaneten durchgeführt, und nachdem der Mond untergegangen war

1 Komet
C/2008 R3 (LINEAR) am 08.09.2008 um 20:46 UT, aufgenommen mit 200 mm / 800 mm Newton-Teleskop und Platinum XL CCD-Kamera, 20 x 1 Minute belichtet, Beobachtungsort: Holzgerlingen, Bildautor: Stefan Beck.
wurde das NEOCP-Objekt beobachtet. Ich machte 20 Aufnahmen � 1 Minute, konnte aber auf die Schnelle nichts finden, und so beobachtete ich die zwei Kleinplaneten, um die ersten Positionen zu erhalten. Beide Kleinplaneten waren für mein Instrument recht einfache Objekte, und so wurden beide abwechselnd beobachtet und vermessen, um mindestens zwei Positionen melden zu können. Um einen Stationscode zu erhalten, sollen mindestens zwei Kleinplaneten an zwei verschiedenen Tagen beobachtet und vermessen werden. Als ich ein paar Tage später die Auswertung durchführte, fand ich zuerst kein

sternförmiges Objekt, das sich während der Beobachtungszeit bewegt hatte. Daraufhin schaute ich beim MPC in den neuen MPEC-Meldungen nach und fand zuerst keinen Hinweis auf einen Kleinplaneten. Also schaute ich alle MPECMeldungen der vergangenen Tage an und suchte nach Beobachtungen mit ähnlichen Positionen wie auf der NEOCP-Liste. Schließlich fand ich doch eine Meldung des MPC, und es stellte sich heraus, dass das neue Objekt die Bezeichnung C/2008 R3 LINEAR erhalten hatte. Das Objekt war also ein neu entdeckter Komet!

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VdS-Fachgruppe Meteore

Der so genannte ,,Kelten-Killer-Komet"
- Gab es einen Kometeneinschlag im Chiemgau?
von Dieter Heinlein

Seit etlichen Jahren verbreiten Mitglieder des von Hobbyforschern gegründeten ,,Chiemgau Impact Research Team" (CIRT) durch Internetauftritte, Beiträge in populären Zeitschriften und Fernsehdokumentationen ihre Hypothese, dass es im bayerischen Chiemgau ein riesiges Streufeld von Einschlagsstrukturen kosmischen Ursprungs gäbe. Nach Darstellung des CIRT sei dieses Kraterfeld angeblich von einem in großer Höhe zerborstenen Kometen verursacht worden. Insgesamt sollen dem vor 2500 Jahren entstandenen Streufeld über 80 Impaktkrater von 3 bis 370 Meter Durchmesser angehören, deren größter der Tüttensee bei Grabenstätt sei (Abb. 1). Bei dieser lokalen Katastrophe seien Kelten getötet und deren Siedlungen zerstört worden. Das Szenario des hypothetischen Kometeneinschlags und die vom CIRT vorgelegten Indizien stießen bei Wissenschaftlern unterschiedlichster Fachrichtungen auf heftigen Widerspruch!
Widerspruch der Physiker und Aerodynamiker Das Chiemgau-Kraterfeld wäre mit 58 km x 27 km immens groß, es überträfe an Ausdehnung alle als gesichert geltenden Meteoritenkraterfelder der Erde. Um dies zu erklären, postulierten die ImpaktBefürworter, dass ein sehr fragiler Körper von großer Masse in enormer Höhe

1 Der Tüttensee im Chiemgau (Ausschnitt aus geolog. Karte 1:25.000,
Gitterbreite 1 km; mit freundlicher Genehmigung des Bayerischen Landesamtes für Umwelt)

2 Bei den würfelförmigen Eisenbrocken handelt es sich nicht um
Meteorite, sondern um Produkte von Eisenerzverhüttung.
VdS-Journal Nr. 30

3 Die Eisensilizid-Kügelchen aus Fe3Si (Gupeiit)
und Fe5Si3 (Xifengit) stammen wohl eher aus der ortsansässigen Industrie als von einem Kometen.

VdS-Fachgruppe Meteore

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explodiert sei: Ein Komet von 1,1 km Durchmesser und geringer Dichte (1,3 g/ cm3) habe mit 12 km/s die Erde getroffen und sei in einer Höhe von 70 km zerborsten. Zahlreiche Kometenfragmente hätten dann die weit auseinander liegenden Krater erzeugt: so die kühne CIRTHypothese.
Nach allen Erkenntnissen, die z. B. das Europäische Feuerkugelnetz und andere einschlägige Forschergruppen weltweit über die Struktur und das Verhalten von Meteoroiden in der Erdatmosphäre gewonnen haben, ist so ein Szenario völlig unrealistisch! Computersimulationen zeigen, dass solch ein riesiges Projektil in einer viel geringeren Höhe unter 5 Kilometern zerbrechen und somit ein wesentlich kleineres Streufeld erzeugen würde! Konkret zeigen Modellrechnungen mit den obigen Daten, dass dieser Komet wahrscheinlich überhaupt nicht fragmentieren, sondern die Erdoberfläche kompakt und ungebremst erreichen würde. Statt eines Kraterfeldes entstünde dann nur ein einziger, großer Krater von etwa 10 km Durchmesser [1]. Selbst im Falle eines Zerberstens wäre die Streuung der großen (und zur Kraterbildung fähigen) Kometenbruchstücke auf ein Gebiet von einem Quadratkilometer beschränkt: (siehe online Simulation unter: www.lpl. arizona.edu/impacteffects).
Ob die Dichte im Bereich von 3,7 g/cm3 (Steinmeteorit) liegt oder geringer ist (Komet), spielt bei Impaktoren dieser Größe nur eine untergeordnete Rolle. Eindrucksvolle Beispiele für solche Ereignisse sind der 25 km große Nördlinger-Ries-Krater, erzeugt durch den Impakt eines Steinmeteoriten von ca. 1,0 Kilometer Durchmesser, der die Atmosphäre ungebremst durchschlagen hat. Oder das Tunguska-Objekt, welches am 30. Juni 1908 ein Waldgebiet in Sibirien verwüstete: Hier kam es offenbar zu einer Auflösung (Desintegration) eines ca. 60 Meter großen, kosmischen Projektils in etwa 9 km Höhe über Grund.
Widerspruch der Meteoritenforscher und Mineralogen Bereits im Mai 2003 legten mir zwei CIRT-Mitglieder Probenmaterial vor, um ihre kühne Kometentheorie zu beweisen. Untersucht wurden diese Proben (Würfeleisen, Eisensilizide, Kombimaterial)

4 Diese Metallprobe wurde im
MPI für Kernphysik, Heidelberg auf ihre radioaktive Reststrahlung untersucht. Sie ist eindeutig irdischen Ursprungs.
von renommierten Fachwissenschaftlern, welche sich in dieser Zeit auch mit Analysen des ,,Neuschwanstein" Meteoritenfalles vom 6. April 2002 befassten [2]. Keine Meteorite: Die von den Hobbyarchäologen des CIRT gefundenen z. T. würfelförmigen Eisenbrocken (Würfeleisen, Abb. 2) wurden von Dr. Addi Bischoff am Institut für Planetologie in Münster analysiert: Da diese Eisenmassen weniger als 0,1 Gewichtsprozent Nickel enthalten, handelt es sich sicherlich nicht um meteoritisches Material, denn Eisenmeteorite zeichnen sich durch einen Ni-Gehalt von minimal 5% aus. Auch die im Streufeld häufig gefundenem Eisensilizid-Kügelchen (Abb. 3) erwiesen sich als völlig frei von Nickel, was einen kosmischen Ursprung ausschließt. Die radioaktive Reststrahlung einer Metallprobe (Abb. 4), die von Dr. Gerd Heusser am Max-PlanckInstitut für Kernphysik in Heidelberg untersucht wurde, zeigte keinerlei Hinweis auf kosmogene Nuklide, wohl aber einen extrem hohen Urangehalt, welcher für Meteorite gänzlich untypisch ist. Keine Anzeichen von kosmischer Herkunft: Das vom CIRT vorgelegte, sog. Kombimaterial (Abb. 5), in dem angeblich irdisches Gestein und Materie des eingeschlagenen Kometen vermischt worden sein soll, erwies sich ebenfalls als rein irdisch. Das belegen die vergebliche

Suche nach kosmogenen Edelgasen (Helium-3 und Neon-21) durch Dr. Henner Busemann am Physikalischen Institut der Universität Bern und die Analyse der Sauerstoffisotopengehalte durch Dr. Ian Franchi am Planetary & Space Science Research Institute der Open University in Milton Keynes, England, ganz eindeutig. Kein durch Einschlag verändertes, irdisches Gestein: Das vermeintliche Impaktmaterial, das mir vom CIRT übergeben wurde, ist bereits im Jahre 2003 von dem ausgewiesenen Fachmann für Einschlagskrater, Dr. Christian Köberl, am Institut für Geochemie der Universität Wien, begutachtet worden, ohne dass Indizien für einen Impakt gefunden wurden. Bei dem Material handelte es sich um verglasten Gneis, wie er von der vorindustriellen Rohstoffgewinnung in Kalkbrennöfen bekannt ist, sowie um industrielle Schlacken.
Das CIRT setzt auf Medienwirkung Trotz eindeutig negativer Ergebnisse dieser Untersuchungen hielten die Mitglieder des CIRT hartnäckig an ihrer Kometen-Theorie fest. Mit dem Würzburger Geophysiker Dr. Kord Ernstson und dem Archäoastronomen Dr. Michael Rappenglück fanden sie schließlich zwei Mitstreiter, die bereit waren, die kühnen Hypothesen des CIRT zu unterstützen. Was dann folgte, kann nur als verzweifelter Versuch verstanden werden, durch eine breit angelegte Pressekampagne im Internet (www.chiemgau-impakt.de), sowie in populären Zeitschriften und im Fernsehen die fixe Idee des CIRT doch noch beweisen zu wollen und publik zu machen - allen wissenschaftlichen Erkenntnissen zum Trotz!
5 Keinerlei Spuren eines einge-
schlagenen Kometen ließen sich an dieser Gesteinsprobe (sog. Kombimaterial, Breite: 22 mm) nachweisen.
VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Meteore

Widerspruch der Geowissenschaftler vor Ort Ein ganzes Streufeld von Meteoritenkratern vor ihrer Haustüre? Das fanden natürlich auch die Wissenschaftler aus München hoch interessant und einer genauen Prüfung wert. Im einzigen Artikel, der zu diesem Thema in einer seriösen Fachzeitschrift (,,peerreviewed") erschienen ist, erörterten Fehr et al. [3] die Möglichkeit, ob die kraterartigen Hohlformen im Chiemgau durch einen Impakt entstanden sein könnten. Das Forscherteam aus bayerischen Geophysikern, Geologen und Bodenkundlern fand bei Geländegrabungen jedoch keine Hinweise auf außerirdische Einwirkungen. Bei den größeren, trichterförmigen Vertiefungen (insbesondere beim Tüttensee) handelt es sich um Toteiskessel, die im Alpenvorland recht häufig sind. Die kleinsten Rundstrukturen dürften anthropogenen Ursprungs sein.
Widerspruch der Impaktforscher Von den akkreditierten Impaktforschern wurden ganz eindeutige Kriterien für die Nachweise von Einschlagsstrukturen entwickelt, an Hand derer weltweit bislang 175 Meteoritenkrater nachgewiesen wurden (www.unb.ca/passc/ImpactDatabase). Leider hat das CIRT bisher keinen einzigen Beweis geliefert, der einer kritischen Prüfung standhält! Im Chiemgau wurden weder Meteorite noch Impaktschmelzen gefunden und auch keine impakt-diagnostischen, planaren Deformationsstrukturen.
Widerspruch der Kometenforscher In der Tat ist das Auftreten von Eisensilizid-Mineralen Fe3Si (Gupeiit) und Fe5Si3

(Xifengit), die auf der Erde sehr selten vorkommen, im Umfeld der ChiemgauKrater erstaunlich. Die Annahme des CIRT, dass die bis zu 1 cm großen Fundstücke (Abb. 3) kosmischen Ursprungs seien, nur weil mikroskopische Spuren davon in einigen wenigen Meteoriten gefunden wurden, ist allerdings falsch. Das in meteoritischem Material enthaltene Eisen ist immer von Nickel (i. d. R. minimal 4% des Eisengehalts) begleitet. Diese ,,kosmische Nickel-Signatur" fehlt bei den Chiemgauer Eisensiliziden völlig. Die Ergebnisse der Stardust-Mission zum Kometen 81P/Wild 2 haben übrigens gezeigt, dass in den Kometenstaubproben einige Eisensilizide vorkommen, nämlich (Fe,Ni)3Si (Suessit) und (Fe,Ni)2Si (Hapkeit), aber alle sind mit entsprechenden Nickel-Gehalten gekoppelt [4]!
Chiemgau-Kraterfeld ist physikalisch unmöglich Auf der Internetseite des CIRT (www. chiemgau-impakt.de) steht ganz richtig, dass alle bekannten Streufelder von echten Impaktkratern (z. B. Henbury, Wabar, Morasko) um eine bis zwei Größenordungen kleiner sind als das postulierte Chiemgau-Kraterfeld. Der Grund liegt einfach darin, dass ein Streufeld von Einschlagskratern der Größe des Tüttensees auf einer Fläche von etwa 60 km x 30 km aus aerodynamischen Gründen schlichtweg unmöglich ist - denn so ein Kraterfeld wäre in Wirklichkeit nur wenige Quadratkilometer groß. Zwar existieren einige Dutzende Kilometer große Streufelder (z. B. von Gibeon und Jilin), doch handelt es sich bei diesen keineswegs um Gebiete von Impaktkratern, sondern nur um Streufelder

von Meteoritenfragmenten, die noch an ihren Landeplätzen liegen! Zwischen kleineren Meteoritenbruchstücken und Explosionskratern besteht aber ein ganz wesentlicher Unterschied! Wie es zu der weiträumigen Verteilung von angeblichen Kratern im Chiemgau gekommen sein soll, konnte von den Anhängern der Impakt-Hypothese bis heute nicht erklärt werden. Solange dieses Kernproblem nicht gelöst ist, wird die Theorie vom ,,Kelten-Killer-Kometen" zu recht keine offizielle Anerkennung finden.
Literaturhinweise [1] G.S. Collins, H.J. Melosh, R.A.
Marcus, 2005: "Earth Impact Effects Program: A Web-based Computer Program for Calculating the Regional Environmental Consequences of a Meteoroid Impact on Earth.", Meteoritics & Planetary Science 40(6), 817 [2] D. Heinlein, 2003: ,,Die spannende Jagd nach dem Alpen-Meteorit Neuschwanstein", VdS-Journal für Astronomie 10, 48 [3] K.T. Fehr et al., 2005: "A meteorite impact crater field in eastern Bavaria? A preliminary report.", Meteoritics & Planetary Science 40(2), 187 [4] F.J.M. Rietmeijer et al., 2008: "Origin and formation of iron silicide phases in the aerogel of the Stardust mission", Meteoritics & Planetary Science 43(1/2), 121

Schweif, Nachleuchten und was sonst einem Meteor folgt ...
von Jürgen Rendtel

Bei hellen Meteoren und Feuerkugeln kann man oft nach dem Verlöschen der eigentlichen Leuchterscheinung ein Nachleuchten der Spur sehen - meist nur Sekunden dauernd, aber gelegentlich auch viel länger. Den weitaus größten Teil des Leuchtens, das wir als Meteor beobachten, stammt aus der Wechselwir-
VdS-Journal Nr. 30

kung zwischen eintretendem Meteoroiden und der Atmosphäre. Den glühenden Eindringling aus dem interplanetaren Raum kann man eigentlich nicht sehen. Bei den hohen Geschwindigkeiten beim Eintritt eines Meteoroiden in die Atmosphäre - 11 bis 72 km/s - werden unterschiedliche Phänomene verursacht.

Natürlich nimmt der Beobachter bei hellen Meteoren mehr davon wahr als bei schwachen Erscheinungen. Die Prozesse selbst hängen von der Masse und der Geschwindigkeit der Meteoroide ab sowie dem Höhenbereich, in dem sich das Ganze abspielt. Helle Meteore sind zwar seltene Ereignisse, erlauben aber die

VdS-Fachgruppe Meteore

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Beobachtung von Vorgängen, die sich räumlich wie zeitlich - nach dem Meteoroidendurchflug abspielen. Die deutsche Sprache unterscheidet eigentlich nur zwischen Schweif und Nachleuchten, während die englische Sprache Begriffe wie afterglow, wake, trail und train zur Verfügung hat. Die dazugehörigen Vorgänge können einige -zig Meter oder viele Kilometer vom Meteoroiden entfernt stattfinden und zwischen Sekundenbruchteilen bis mehr als einer Stunde andauern. Insbesondere die Beobachtung der Leoniden in den Jahren ab 1998 brachte eine Menge komplexer Daten. In einem Beitrag im Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (Band 100, vom Oktober 2006, S. 194-198) hat Jiri Borovicka vom tschechischen Observatorium in Ondrejov und Spezialist in Sachen Meteorspektroskopie den gegenwärtigen Stand der Beobachtungen und deren Interpretation zusammengefasst.
1. Wake Dieser schwierig auf Deutsch zu fassende Begriff bezeichnet das unmittelbar hinter dem ,,Kopf" (also dem Meteoroiden) folgende Leuchten, das manchen Meteoren ein kometenähnliches Aussehen verleiht. Die Länge des Wakes kann einige Kilometer erreichen und dauert normalerweise weniger als 0,1 Sekunden. Das Spektrum des Wakes unterscheidet sich von dem des ,,Kopfes" und besteht hauptsächlich aus niedrig angeregten Linien wie etwa Na I, Fe I, Mg I, Ca I und anderen Meteoroiden-Bestandteilen. Während im Bereich des ,,Kopfes" thermisches Gleichgewicht herrscht, trifft das auf den Bereich des Wakes nicht zu, denn dort sind Stöße zwischen den Atomen und Elektronen selten. Ein Wake ist am intensivsten oberhalb von 55 km. Darunter sind die Bedingungen für ein Nichtgleichgewicht ungünstig.
2. Der Grüne Schweif Schweife kurzer Dauer werden ausschließlich durch die grüne Sauerstofflinie bei 557,7 nm verursacht und sind typisch für Meteore mittlerer oder geringer Helligkeit und hohen Eintrittsgeschwindigkeiten. Sie sind visuell für etwa 1-2 Sekunden nach dem Erscheinen des Meteors sichtbar, zum Beispiel bei den Perseiden oder Leoniden. Ihre Farbe ist bei den Intensitäten allerdings

1 Eine außergewöhnliche, etwa -6 mag helle Feuerkugel. Es handelte sich um
einen sigma-Hydriden (der ,,Kopf" des Sternbildes Hydra ist links oben sichtbar). Der Schweif war noch etwa 3 min lang auf Fotos sichtbar, was sehr selten vorkommt. Selbst unter hunderttausenden von aufgezeichneten Videometeoren stellt dieses eine Rarität da.

2 Der Schweif der Feuerkugel von Abbildung 1 in der fortgeschrittenen
Kontinuumsphase. Man beachte die zunehmende Verwirbelung. Aufnahmedatum: 03.12.2006. (Foto: Jürgen Rendtel mit EOS 20D und Blende 2,8, Objektivbrennweite 16 mm, beide Aufnahmen je 1 min Belichtungszeit).

kaum wahrnehmbar. Meteore geringerer Geschwindigkeiten, wie etwa die Geminiden, zeigen den grünen Schweif kaum oder gar nicht. In rund 105 km Höhe ist die Sauerstofflinie am intensivsten und die Erscheinung erreicht ihre maximale Dauer (bis zu 3 Sekunden messbar). Die

Intensität ist allerdings nicht mit der Meteorhelligkeit gekoppelt. Im Gegenteil: bei Feuerkugeln spielt sie eine untergeordnete Rolle, während die grüne Linie bei Meteoren um +4 mag das stärkste Merkmal im Spektrum sein kann. Wahrscheinlich wird sie ausschließlich vom
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VdS-Fachgruppe Meteore

3 Dieses Video-Phasenkomposit zeigt den Schweif unmittelbar hinter dem eigentlichen Meteor. Die Video-Aufzeichnung
stammt von Sirko Molau, aufgenommen am 17.10.2004, 02:03 UT.

atmosphärischen Sauerstoff verursacht. 3. Schweif oder Nachleuchten - persistent train Selbstleuchtende, minutenlang sichtbare Schweife haben die Beobachter immer fasziniert. Sie sind selten und treten besonders bei hellen Feuerkugeln hoher Eintrittsgeschwindigkeit auf. In erster Näherung produzieren die schnellsten und hellsten Meteore auch die hellen und lang dauernden Schweife - die Leoniden sind ein gutes Beispiel. Die Schweife treten im Bereich der Maximalhelligkeit der Meteore auf. Trotz der zahlreichen Beobachtungen während der Leoniden sind die Vorgänge noch nicht verstanden. Die Helligkeit hängt offenbar von der Menge des Materials ab, das vom Meteoroiden in der Atmosphäre hinterlassen wird. Die Abklingphase ist in gewisser Weise den Vorgängen beim Wake ähnlich. Auch hier dominieren Linien niedriger Anregung. Die Anregungstemperatur sinkt innerhalb von 2 Sekunden von 4500 K auf 1200 K. Nach der anfänglichen Helligkeitsabnahme folgt die Rekombinationsphase, in der auch Linien höherer Anregungsenergie auftreten. Die beiden hellsten Linien, Mg I (517 nm) und Na I (589 nm) wurden bereits visuell beobachtet. Die beiden Phasen müssen nicht in jedem Fall auftreten.
In der Kontinuumsphase folgt auf das Verschwinden der Rekombinationslinien eine erneute Aufhellung, die an verschiedenen Bahnabschnitten unterschiedlich intensiv ist. In dieser Phase ist auch das
VdS-Journal Nr. 30

typische Verformen durch den Wind in der entsprechenden Höhe zu beobachten. Morphologisch werden zwei Typen unterschieden: Typ I ist breit, hell und erscheint wolkig mit hoher Diffusionsrate. Typ II ist schmaler und hat eine geringere Diffusionsrate. Allerdings treten letztere nicht alleine auf sondern nur in Teilen vom Typ I. Bei hoher Auflösung sind oft beide erkennbar, so dass sie wie ein Schweifpaar erscheinen. Nicht nur das Erscheinungsbild, sondern auch die Entstehung des Leuchtens ist unvollständig verstanden. Bei geringer Auflösung erkennt man eine breite kontinuierliche Emission mit einem Maximum bei 590 nm. Der größte Anteil muss aber von Molekülen verursacht werden, ohne dass die Moleküle selbst identifiziert wurden. In der Diskussion sind u. a. FeO, OH, NO2 und CaO (alles für den Typ I). Durch Lidar-Messungen wurden im Schweif Temperaturen von 270 K, also etwa 60 K über der Umgebung ermittelt. InfrarotSpretroskopie zeigt Emissionen von CH4, CO, CO2 und H2O. Chemolumineszenz ist wahrscheinlich die Quelle der Schweifhelligkeit, ohne dass die Reaktionen bislang identifiziert werden konnten.
4. Reflexions-Schweife Ähnliche Schweife im Erscheinungsbild können bei Explosionen heller Feuerkugeln in der Atmosphäre am Tage oder in der Dämmerung entstehen. Sie sind allerdings nicht selbstleuchtend; hier reflektieren Staubteilchen das Sonnen-

licht. Unter günstigen Umständen kann der Staubschweif stundenlang sichtbar bleiben. Abhängig von den Vorgängen beim Flug des Meteoroiden, kann ein solcher Schweif praktisch im gesamten Höhenbereich auftreten. Oft spielen sich die Explosionen jedoch im Bereich von 30 km Höhe ab. Das Spektrum zeigt ein helles Kontinuum (thermisch) überlagert mit Banden von Metalloxiden (FeO, CaO, AlO, MgO; möglicherweise durch Reaktionen mit Ozon verursacht).
Schweifaufnahmen Aufnahmen von Schweifen und Nachleuchterscheinungen sind immer noch von großem Interesse. Das betrifft besonders spektral oder zeitlich aufgelöste Beobachtungen - also durch Prismen/ Gitter oder mit Videotechnik bzw. Fotos in dichter Bildfolge. Bei Tagesfeuerkugeln kann die Beobachtung eines Staubschweifes wichtige Hinweise auf den möglichen Fallort und die Fragmentationsgeschichte liefern. Bei Aufnahmen am Dämmerungs- oder Taghimmel sollte immer darauf geachtet werden, dass Objekte, die als Referenzpunkte dienen können, auf dem Bild erscheinen.

VdS-Fachgruppe Planeten

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Venusbedeckung durch den Mond am 1.12.2008

Die Venusbedeckung durch den Mond am 1. Dezember 2008 fiel in fast ganz Deutschland wegen dichter Bewölkung aus. Nur an ganz wenigen Stellen ergab sich zu Beginn der Bedeckung eine kurzzeitige Lücke, wie zum Beispiel am Niederrhein. Unser zweiter Bildautor konnte die Konstellation kurz vor der Bedeckung in Nepal beobachten. Bildeinsendungen vom Austritt der Venus hinter dem Mond gab es leider nicht. Daher muss sich diese kleine Dokumentation auf den Venuseintritt beschränken. Red.

1 Mond, Venus und Jupiter am 1.12.08 um 14:25
UT in Nepal, Axel Thomas belichtete mit einem Objektiv 1:2,8 / 8mm bei ISO 400 zwei Sekunden lang.

2 Mond, Venus und Jupiter am
1.12.08 um 14:27 UT in Nepal, Axel Thomas belichtete mit einem Objektiv 1:4,9 / 24 mm bei ISO 400 zwei Sekunden lang.
3 Mond, Venus und Jupiter am
1.12.08 um 15:33 UT in Rheinberg am Niederrhein, Werner E. Celnik belichtete mit einem Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 1/60 Sekunde auf Fujichrome ISO 400 (6x6).

VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Planeten

4 Mond, Venus und Jupiter unmittelbar vor der Bede-
ckung der Venus durch den Mond am 1.12.08 um 15:58 UT in Rheinberg am Niederrhein, Werner E. Celnik belichtete mit einem Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 1/2 Sekunde auf Fujichrome ISO 400 (6x6).

5 Mond und Jupiter am 1.12.08 um 16:02 UT in Rhein-
berg am Niederrhein, Venus befindet sich zum Aufnahmezeitpunkt hinter dem Mond, Werner E. Celnik belichtete mit einem Objektiv 1:4 / 350 mm und 2-fach Telekonverter 0,7 Sekunden auf Fujichrome ISO 400 (6x6).

Venus im UV-Licht und im nahen IR

Unsere Bildautoren Gabriele und Jörg Ackermann aus Zaberfeld-Michelbach haben wieder einmal Erstaunliches geleistet: Sie nahmen unseren Nachbarplaneten im nahen Infrarot und im Ultravioletten Licht auf und fertigten ein Farbkomposit an. Der Rot-Kanal wurde dabei vom Nah-IR geliefert, der BlauKanal von der UV-Aufnahme. Der Mittelwert aus beiden wurde als ,,Grün" definiert. Das Ergebnis ist natürlich eine unnatürliche Farbwiedergabe, nichtsdestotrotz reizvoll, da die Venus in näher zusammen liegenden Spektralbereichen ja kaum Farbe zeigt. Red.

1 Venus im UV und Nah-IR, links: 30.12.2008, 13:30 UT, Filter: Baader UV;
Mitte: 30.12.2008, 15:11 UT, Filter: Schott RG1000; rechts: 03.01.2009, 14:02 UT, Filter: Baader UV. Instrument: Planewave CDK12.5 mit Baader Flatfieldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04, Bildautoren: Gabriele und Jörg Ackermann.

VdS-Journal Nr. 30

2 Farbkomposit von Aufnahmen
der Venus im UV und Nah-IR, links oben: 10.01.2009, 15:20 UT, Filter: Baader UV; rechts oben: 10.01.2009, 15:20 UT, Filter: Baader UV und Schott RG1000; links unten: 11.01.2009, 15:40 UT, Filter: Baader K-Line und Schott RG1000; rechts unten: 11.01.2009, 15:40 UT, Filter: Baader K-Line. Instrument: Planewave CDK12.5 mit Baader Flatfieldconverter und Firewire Kamera DMK21AF04, Bildautoren: Gabriele und Jörg Ackermann.

VdS-Fachgruppe Veränderliche

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Bericht zur 5. Veränderlichen-Beobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim
von Gerd-Uwe Flechsig

Vom 23. bis 31.8.2008 fand zum 5. Mal die Veränderlichen-Beobachtungswoche der BAV an der VdS-Sternwarte in Kirchheim statt. Die Woche war ursprünglich mit dem Hauptschwerpunkt visuelle Beobachtung sowohl als praktische Einführung für neue/unerfahrene Beobachter als auch für geübte Interessenten gedacht. Bedingt durch die geringe Teilnehmerzahl und deren Interesse für CCD-Beobachtungen, stand diesmal diese Technik im Vordergrund. Die Exkursion nach Tautenburg fand wegen zu geringer Teilnehmerzahl nicht statt. Als Unterkünfte dienten wie immer die Gästezimmer auf der Sternwarte. Die Versorgung der drei Teilnehmer Norbert Hauck, Eyck Rudolph und mir fand mittels verschiedener Restaurants oder in

1 Beobachtete Lichtkurve von RT Andromedae

VdS-Journal Nr. 30

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VdS-Fachgruppe Veränderliche

2 Beobachtete Lichtkurve von CG Pegasi

3 Beobachtete Lichtkurve von AA Aquilae

der heimischen Küche statt. Eyck und ich konnten mit praktischer Beobachtungserfahrung im Umgang mit CCD-Kameras aufwarten. Für Norbert gab es grundlegende Einführungen und Hinweise zum Aufbau und Betrieb eines eigenen CCDSystems bestehend aus modernem Teleskop, CCD-Kamera, PC und Software. Mit den folgenden Rahmenbedingungen � Beobachtung bis maximal 3 Uhr � 5-Zoll-Takahashi-Refraktor mit ST-
402ME Kamera
VdS-Journal Nr. 30

� 8-Zoll LX200GPS, parallaktisch, mit SIGMA402 Kamera und V-Filter
� 50-cm-Newton mit STL 6303E Kamera und V-Filter (eine Nacht)
� Bedeckungsveränderliche der BAVProgramme Standard und 2000
� RR-Lyrae-Sterne der BAV-Programme RR und 90
gingen wir das BAV Circular zu Beginn der 3 klaren Abende durch, suchten alle in Frage kommenden Veränderlichen heraus und entschieden in einem zweiten

Schritt an Hand von Helligkeit, Zeit des erwarteten Minimums/Maximums und Lage am Himmel, welche Veränderliche wir mit welchem Instrument beobachten wollten. Die drei Abende des 24., 27. und 30. August waren brauchbar, so dass alle Teilnehmer und Thomas Westerhoff aus Kirchheim zu Resultaten kamen, Norbert als Einsteiger jeweils im Team mit einem anderen Beobachter. In allen klaren Nächten hatte Eyck seine SBIG ST-402 CCD-Kamera am 130 mm Takahashi auf der Montierung in der Rolldachhütte angebracht, während ich mein LX200GPS mit der SIGMA 402 einsetzte. Eyck machte Jagd auf einen verdächtigen Stern, den er im letzten Jahr aufgespürt hatte. Tatsächlich konnte auch in diesem Jahr der Lichtwechsel weiterverfolgt werden. Dieser Stern war uns zur Veränderlichenwoche 2006 bei der Photometrie von RT And aufgefallen. Bei der Photometrie zeigte Muniwin im Feld RT And einen Stern als deutlich veränderlich an, und es konnte ein Teil der Lichtkurve gemessen werden. Aus diesem Grund bestand auch in diesem Jahr der Wunsch, das Feld RT And nochmals zu bearbeiten, um eventuell eine komplette Kurve zu messen, was tatsächlich auch gelungen ist. Es zeigte sich eine schöne Bedeckungsstern-Kurve. Bis heute konnte Eyck den Stern in keinem bekannten Katalog auffinden. Die Arbeit mit Thomas am 50-cm-Newton wurde mit einem eindrucksvollen Ergebnis belohnt. Hierbei muss betont werden, dass der Stern ziemlich tief stand und der Nachthimmel recht dunstig war. Es ging zunehmend in die Lichtglocke von Arnstadt hinein. Dennoch entstand eine sehr schöne Lichtkurve. Diesmal hatten wir in der Beobachtungswoche glücklicherweise mehrere brauchbare Nächte, von denen einige allerdings durch erheblichen Dunst getrübt waren. Der gewählte Zeitraum Ende August ist wegen des überwiegend günstigen Wetters sicher auch in Zukunft zu favorisieren. Es kamen gelegentlich Anfragen, das Treffen in den zeitigen Frühling oder Oktober zu verlegen, allerdings sind die Wetterbedingungen dann erheblich ungünstiger, abgesehen vom tieferen Temperaturniveau. Diskussionswürdig wäre der Mai, ggf. in Zusammenhang mit der Kirchheimer CCD-Tagung oder dem BAV Treffen in Hartha.

VdS-Nachrichten

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Das Ausflugsprogramm war in diesem Jahr etwas vereinfacht, um auf die Möglichkeiten aller Teilnehmer Rücksicht zu nehmen. Am Montag ging es nach Erfurt, wo wir das Stadtzentrum besichtigten und bei einem sehr guten indischen Restaurant zum Mittag einkehrten. In Weimar besichtigten wir am Mittwoch das Goethe-Schiller-Denkmal und den Schlosspark. Hier ist ein Mittagessen im gemütlichen Restaurant ,,Scharfe Ecke" inzwischen zur beliebten Tradition geworden. Gleiches gilt für den Imbiss mit Thüringer Bratwurst in Jena. Dort besuchten wir am Freitag das optische Museum und sahen uns das Stadtzentrum an. Die BAV-Veränderlichenwoche in Kirchheim hat auch im fünften Jahr zwei neue Beobachter erbracht, wovon einer kurz vorher BAV-Mitglied geworden war. Daher sollte die Veranstaltung auch in Zukunft regelmäßig stattfinden, um erstens neue Veränderlichenbeobachter praktisch an das Thema heranzuführen und zweitens erfahrenen Beobachtern die Gelegenheit zu geben, abseits des stressigen Alltags wenigstens einmal im Jahr in Ruhe Veränderliche auch an größeren Geräten von 30 bis 50 cm beobachten zu können. Die Schwankung der Teilnehmerzahlen ist immer recht groß gewesen mit 8 im Maximum und 3 im Minimum. Ich denke, die Veranstaltung hat sich bewährt, indem sie etliche neue Beobachter und BAV-Mitglieder an die Thematik Veränderliche Sterne herangeführt hat. Auch künftig sollte neben dem Veränderlichenprogramm die Gelegenheit bestehen, eigenes mitgebrachtes Gerät einzusetzen oder auch erstmals gemeinsam mit erfahrenen Amateuren auszuprobieren. Neue Kombinationen von Kameras und Teleskopen können getestet werden, um das eigene Hobby fortzuentwickeln. Sehr interessant scheint der Einsatz der großen Instrumente zu sein, von denen der 30-cm-Cassegrain für die BAV-Woche reserviert wäre. In der Vergangenheit kam auch immer wieder der 50-cm-Newton zum Einsatz, weil sich ein Kirchheimer Vereinsmitglied (meist Manfred Rätz) für Veränderliche interessierte und niemand am betreffenden Abend schöne Bildchen damit machen wollte. Die Mischung aus Seminaren, Beobachtungen und Ausflugsprogramm hat stets für viel Abwechslung und Spaß gesorgt.

Die Fortsetzung für 2009 ist bereits fest geplant für Ende August. Die Exkursion nach Tautenburg sollte auch in Zukunft zum Programm gehören, sofern sich genügend Interessenten anmelden. Die Woche an sich wird auf jeden Fall durchgeführt, unabhängig davon, wie viele Teilnehmer sich anmelden. Zum Schluss möchte ich Jürgen, Eyck, Thomas und Werner für die Unterstützung danken, so dass auch diese 5. BAVVeränderlichenwoche ein Erfolg wurde.

Wir begrüßen neue Mitglieder

(9579) (9583) (9586) (9587) (9588) (9589) (9590) (9591) (9592) (9593) (9594) (9595) (9596) (9597) (9598) (9599) (9601) (9602) (9603) (9604) (9605) (9606) (9607) (9608) (9609) (9610) (9611) (9612) (9614) (9615) (9616) (9617) (9618) (9619) (9621) (9622) (9623) (9625)

Hubertus Dieter Robert Jörg Karsten Lars Uwe Reinhard Dr. Manfred Lukas Dr. Michael Matthias Martin Hans Thomas Thomas Mario Dr. Hans-Michael Kurt Klaus-Dieter Hans-Werner Michael Sabine Marcus Dr. Frank Adrian Dr. Stefan Dr. Rolf-Dieter Holger Oliver Joachim Bernd Markus Laurentz Ralf Fritz-Dieter Elisabeth Thomas

Rieger Vollbrecht Pölzl Engler Gevers Oergel Pilz Vollrath Weller Keiber Kraus Juergens Koch Merkl Pommer Greiner Knopp Carl Schneider Dunzer Hoffmann Spahn Frank Möller Müller Rost Kröber Schad Abel Blecher Brauchle Hoffmann Stockmann Tervooren Lempken Oltmanns Rogmanns Voglhuber

44625 61130 A 8501 66740 77694 12099 04349 64295 73547 76774 96231 19395 53639 92637 42349 85521 98693 97440 73642 85114 30179 63456 36142 38678 27305 61137 56112 66482 40221 59581 88161 10367 48727 67245 47269 26810 94133 A 4400

Herne Nidderau Lieboch Saarlouis Kehl Berlin Leipzig Darmstadt Lorch-Waldhausen Leimersheim Staffelstein Gnevsdorf Königswinter Weiden Wuppertal Ottobrunn Ilmenau Werneck Welzheim Buxheim bei Ingolstadt Hannover Hanau Tann (Rhön) Clausthal-Zellerfeld Bruchhausen-Vilsen Schöneck Lahnstein Zweibrücken Düsseldorf Warstein Lindenberg Berlin Billerbeck Lambsheim Duisburg Westoverledingen-Ihrhove Röhrnbach Steyr

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VdS-Nachrichten

Das Jahr der Astronomie 2009 - Die Auftakt-Veranstaltung in Paris
von Eberhard H. R. Bredner

Viele Monate lang hatte ich als Mitglied in dem deutschen Komitee zur Vorbereitung des ,,Internationalen Jahres der Astronomie 2009" mitgearbeitet, einerseits die VdS-Fachgruppe Bedeckungen vertretend, andererseits auch als aktiver Beobachter an diesem Jahrestag der Einführung des Fernrohres interessiert. Die Idee zu diesem Jahrestag (400 Jahre Fernrohrbeobachtung seit Galileo Galilei) hat wohl ihren Ursprung in Italien, war dann mit holländischer Unterstützung an die UNESCO herangetragen worden und endlich über diese als Astro-Jahr der Vereinten Nationen (UN) beschlossen worden. Der weltweite Start aller Aktivitäten sollte durch eine eindrucksvolle Feier im UNESCO-Hauptquartier Paris gewürdigt werden (Abb. 1). Nun muss man sich verdeutlichen, dass die UNESCO keine astronomische Organisation ist, sondern als Schwerpunkte ,,Bildung", ,,Wissenschaft" und ,,Kultur" im Namen führt, die 2-tägige Veranstaltung versprach also einen neuen Zugang zur Astronomie. Mitgefeiert haben 800 eingeladene Gäste aus aller Herren Länder, viele BerufsAstronomen von Sternwarten und Universitäten, sehr viele Mitarbeiter der UNESCO-Unterorganisationen, einige für die Kultur verantwortliche Minister, etwa 80 direkt von der UNESCO eingeladene Studenten, Verantwortliche für die Organisation des Astro-Jahres in ihren jeweiligen Ländern und ich als AmateurAstronom - so die offizielle Teilnehmerliste. Das war schon ein kleiner Schock für mich (s. u.). Alle großen Astro- und Weltraum-Organisationen stellten sich in Ausstellungen vor. Vertreten waren auch die Hersteller von Galileoscopen (einfachen Jedermann/ Jederfrau-Fernrohren) aus den USA und Japan. Die ursprüngliche Absicht, zum Astro-Jahr eine Million Einfach-Fernrohre zu 1 Dollar das Stück zu produzieren, war während der Vorbereitungszeit erbittert diskutiert worden. Die vorgestellten Lösungen blieben zwar unter 20 Euro/
VdS-Journal Nr. 30

Stück, waren von der ursprünglichen Idee dann aber doch sehr weit entfernt. Wohl auch um die Veranstaltung bewusst als Kultur-Ereignis zu präsentieren, führte der französische Musiker und UNESCO Goodwill Ambassador Jean-Michel Jarre durch das Programm. Die Eröffnungs-Ansprachen hielten der UNESCO-Generaldirektor, Koichiro Matsuura, Staatsminister und wichtige Persönlichkeiten, wie das mal so üblich ist. Der erste Tag stand ganz unter dem Thema Astronomie und Kultur - von Galileo zu Apollo -, die Beiträge von international sehr angesehenen Rednern schilderten die Astronomie als multikulturelles Experiment, stellten Islamische und Maja-Astronomie vor, ließen die Entwicklung über 400 Jahre an uns vorbeiziehen. Mit ganz unterschiedlichem Zugang zu diesem Thema wie die Abbildung 2 zeigt. Anschließend wurde die moderne Astronomie mit allen ihren Arbeitsfeldern präsentiert. Die Suche nach extrasolaren Planeten, überhaupt der Abschätzung der Wahrscheinlichkeit entsprechende Zweit-Welten zu finden, wurde vom Entdecker des ersten extrasolaren Planeten verdeutlicht.
2 Galileo in italienischer Sicht

1 Die Auftakt-Veranstaltung in der
UNESCO
Das war alles ungemein interessant, aber auch weit entfernt von dem, was wir in unserer Arbeitsgruppe zur Vorbereitung des Astro-Jahres an möglichen Aktionen für neu zu gewinnende Interessenten besprochen hatten. Immerhin konnte ich den Präsidenten der Historischen Sitzung überzeugen, dass er in seiner Einführung auf den Nachbau des originalen GalileiTeleskops (von Astromedia.de) hinwies und auch den versammelten Teilnehmern präsentierte (Abb. 3). Wirklich repräsentativ ,,französisch" war dann der abendliche Empfang im Palais de la Decouverte (entspricht etwa dem Deutschen Museum in München), mit

VdS-Nachrichten

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einem beispiellosen Buffet, ausgezeichneten Weinen (zum Glück war ich zu Fuß unterwegs) und einer Präsentation vom Adler Planetarium, Chicago: ,,The Planets". Diese Präsentation soll im Sommer in München gezeigt werden, meine Empfehlung: Jede Anreise lohnt sich! Vielleicht kann auf diese Veranstaltung deutschlandweit aufmerksam gemacht werden ...!
Am Vormittag des zweiten Tages wurde zunächst zum Paranal nach Chile geschaltet, um die zurzeit eindrucksvollste Hardware der Astronomen direkt vorzustellen. Dann ging es weiter mit Vorträgen zu möglichem Leben in Parallelwelten, und unter ,,Leben und Vergehen" wurden Pulsare, planetare Nebel und Supernovae vorgestellt, schließlich wurden auch noch Schwarze Löcher als Besonderheiten diskutiert. Während der ganzen Eröffnungsveranstaltung waren weltweit zum ersten Male 26 Radioteleskope zusammengeschaltet, deren Daten wurden als Livestream über Glasfaserkabel online nach Holland geschickt, dort sofort ausgewertet und dann in Paris präsentiert. - Höchst eindrucksvoll!
Natürlich wollten auch die Franzosen die Gelegenheit nutzen und am Nachmittag die Möglichkeiten des Canada-FranceHawaii-Telescopes (CFHT) vorstellen, in Hawaii wäre es dann gerade 3 Uhr morgens.
Nun beobachte ich auch Bedeckungen von Sternen durch Kleinplaneten, warum also nicht die Gelegenheit nutzen und dafür mal das 3,5 Meter CFHT einsetzen, diese Beobachtungen stehen im Arbeitsprogramm dieses Teleskops. - In der Woche vorher hatte ich mir dazu von Steve Preston, Seattle/USA, und Dave Herald,

3 Der Sitzungspräsident mit dem
Nachbau des Galileischen Fernrohrs
Canberra/Australien, den weltweit anerkanntesten Vorhersage-Rechnern solcher Ereignisse, einige mögliche Bedeckungen ausrechnen lassen, diese nach Hawaii geschickt und auch die Zustimmung erhalten, dass die Beobachtungen in Paris gezeigt werden würden. Alles vergebens. Meine Enttäuschung war riesengroß: Der Himmel über Hawaii war zwar wie immer prächtig und ganz klar, leider verhinderte dort aber ein zu starker Sturm eine Öffnung der Kuppeln. Über 50 Knoten Windgeschwindigkeit geht nichts mehr. Die online nach Paris übertragenen Messungen der Windgeschwindigkeit (Abb. 4) zeigten zunehmend größere Werte und immer oberhalb der Grenze. Beobachtungen in Mitteleuropa leiden ja oft unter dem Wetter, die Bedingungen für Hawaii hatte ich mir günstiger gewünscht. Am Abend leitete ein Empfang im Foy-

er des UNESCO-Gebäudes den Abschluss der Eröffnungsfeier ein, anschließend präsentierte ein Quartett aus San Francisco mit Unterstützung des UNESCOChores seine Vorstellung vom Kosmos - aber da war ich schon unterwegs, um befreundete Amateure von ,,club eclipse" in der Sternwarte Paris zu treffen.
Bei dieser Eröffnung hat sich die Astronomie sicher würdig und sehr eindrucksvoll gefeiert, das Internationale Jahr der Astronomie 2009 war eingeläutet. Betrachtet man aber inhaltlich das vorgelegte Programm des Astro-Jahres, ,,Visionen und Ziele", mit seinen Eckpfeilern (cornerstones), dann fehlten mir doch erhebliche Hinweise zur ,,implementation = Verwirklichung" all dieser hochgesteckten Ziele. - Ich als ein (!) Amateur-Astronom unter 800 Teilnehmern, diese Relation war fehl gegriffen. Zum allergrößten Teil wird nämlich die weitere Arbeit in diesem ,,Jahr der Astronomie" von uns Amateuren geleistet werden müssen, wenn das Jahr am Ende ein Erfolg werden soll. Und so war ich dann doch zufrieden, wenigstens als Einzelner die Amateur-Astronomie vertreten zu haben.
Übrigens: Alle Bilder wurden von mir in Paris von einer Projektionswand abfotografiert.

4 Ständig wachsende Windgeschwindigkeiten auf Hawaii verhindern die von einem Amateur eingereichten und
genehmigten Live-Beobachtungen.
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VdS-Nachrichten

29. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Jena vom 2.-4. Oktober 2009

Hiermit möchten wir alle VdS-Mitglieder, Hobby-Astronomen und Sternfreunde zur 29. VdS-Tagung nach Jena herzlich einladen. Die Tagung findet vom 2.-4. Oktober in den Räumlichkeiten der Universität Jena und im Optischen Museum statt. Ein umfangreiches Rahmenprogramm mit Besichtigungen und Exkursionen wird den Besuchern geboten und rundet das Programm ab.
Aus Anlass des 100-jährigen Jubiläums der Volkssternwarte Urania Jena e. V., die am 7. März ihr Gründungsjubiläum beging, sind wir zu Gast in der ,,Carl-ZeissStadt" Jena.
Die Gastgeber für die VdS-Jahrestagung 2009 freuen sich auf einen regen Besuch und bieten ein umfangreiches Vortragsund Besuchsprogramm an, das bei Abfassen des Berichtes noch nicht endgültig fest steht. Die VdS-Tagung wird am Freitag-Abend mit einem öffentlichen Vortrag starten. Für Samstag ist eine Reihe von Amateur-Vorträgen vorgesehen, ebenso wie die 29. ordentliche Mitgliederversammlung.
Wenn Sie einen Vortrag halten möchten, wende Sie sich bitte möglichst umgehend an die Geschäftsstelle: Telefon: 0 62 52 / 78 71 54 E-Mail: service@vds-astro.de.

Mit dem Tagungsort Jena kehrt die VdS exakt 50 Jahre nach der letzten gesamtdeutschen Tagung von Sternfreunden vor dem Mauerbau in die ,,optische" Stadt Jena zurück (siehe auch Bericht VdS-Journal Nr. 29, Seite 4 ff).
Der bisherige Stand der Planung sieht nebenstehendes Tagungsprogramm mit

Vorträgen, Besichtigungen und Exkursionen vor. Das endgültige Programm werden wir ab Anfang September auf unserer Website veröffentlichen. Schon heute möchten wir Sie herzlich zu dieser 29. VdS-Tagung und zur Mitgliederversammlung einladen. Wir freuen uns auf Ihren Besuch. Der Vorstand

Tagesordnung 29. Mitgliederversammlung
Liebe Mitglieder und Sternfreunde,
hiermit laden wir Sie herzlich zur diesjährigen ordentlichen Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e. V., am Samstag, 3. Oktober 2009, 17:00-19:30 Uhr Optisches Museum Jena, mit folgender Tagesordnung ein:
Tagesordnung 29. Mitgliederversammlung: 1. Begrüßung 2. Tätigkeitsbericht des Vorstandes für 2007 und 2008 3. Vorlage und Genehmigung des Wirtschaftsplanes für 2010 4. Bericht der Kassenprüfer 5. Aussprache über die Berichte 6. Entlastung des Vorstandes 7. Wahl des Vorstandes 8. Wahl der Kassenprüfer 9. Abstimmung über Beitragssatzung 10. Verleihung der VdS-Medaille 11. Verschiedenes
Eingaben und Änderungen zum Punkt ,,Verschiedenes" werden schriftlich erbeten bis zum 15. September 2009 an die Geschäftsstelle der VdS.

Liebe Mitglieder,
bitte beachten Sie auch beiliegende separate Einladung zur 29. VdS-Tagung mit einem Rückantwortschreiben. Wir bitten um Ihre vorherige Anmeldung mit der Sie unsere Vorbereitungen erheblich erleichtern. Nutzen Sie dieses Rückantwortschreiben und senden Sie es per Post oder Fax bis spätestens 1. September 2009 an die VdS-Geschäftsstelle. Vielen Dank!
Der Vorstand

Vereinigung der Sternfreunde e.V. Geschäftsstelle Postfach 1169 64629 Heppenheim Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: service@vds-astro.de

Für Übernachtungswünsche wenden Sie sich bitte direkt an die JenaKultur, Jena Tourist-Information, Markt 16, 07743 Jena Telefon 0 36 41 / 49 80 51 Telefax 0 36 41 / 49 80 55 E-Mail: tourist-info@jena.de Internet: www.jena.de

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VdS-Nachrichten

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29. VdS-Tagung 2009 in Jena
Tagungsprogramm (Stand: 23. Mai 2009)

Tagungsstätten und Programm am 2. Oktober 2009

18:00 -21:00 Hörsaal im Optischen Museum

18:00 18:30
20:30

Tagungsbüro ,,450 Jahre Astronomiein Jena" Vortrag Dr. Schielicke (virtuelle Stadtführung) Tagungsbüro

Individuelles Rahmenprogramm

Schott-Glas-Museum Optisches Museum Planetarium Urania-Sternwarte Forst-Sternwarte

(13:00 - 18:00 geöffnet) (10:00 - 16:30 geöffnet) (nach Spielplan) (ab 20:00) (nach Absprache)

Tagungsstätten und Programm am 3. Oktober 2009

8:00 - 19:00 Uni Foyer 1

9:30 - 18:00 Uni Hörsaal 3 (300 P.)

8:00 - 19:00 Tagungsbüro und Ausstellung von Fachgruppen und Vereinen

9:45 11:30
12:30 14:00 16:00 17:00

Eröffnung 10:00 Amateurvorträge I Dr. Markus Mugrauer (AIU) ,,Neues aus der Exo-Planetenforschung" Mittagspause Amateurvorträge II Öffentlicher Vortrag von G. Meiser Abbau

10:00 - 17:00 Hörsaal 7 (100 P.)
10:00 Amateurvorträge III 12:30 Mittagspause 14:00- Amateurvorträge IV 15:30

17:00 - 20:30 Hörsaal im Optischen Museum (100 P.)
17:00 Besuch des Optischen Museum
18:00 VdS-Mitgliederversammlung

Individuelles Rahmenprogramm

Planetarium Urania-Sternwarte AIU

(nach Spielplan) (13:00 - 15:00) (13:00-15:00)

ab 20:30 Uhr: VdS-Mitgliederabend in einer Gaststätte

Tagungsstätten und Programm am 4. Oktober 2009

Exkursionen

9:30 - 10:30 11:00 - 13:00 13:00 - 14:00 14:00 - 15:00
15:00 -17:00

Sondervorführung im Zeiss-Planetarium Besuch der Thüringer Landessternwarte Tautenburg Mittag (individuell) Besuch beim AIU im Observatorium Großschwabenhausen oder in der VdS-Sternwarte Kirchheim Besuch der VdS-Sternwarte Kirchheim

Individuelles Rahmenprogramm
Planetarium (nach Spielplan) Planetarium (nach Spielplan) Planetarium (nach Spielplan)
Planetarium (nach Spielplan)

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VdS-Nachrichten

Leserbriefe

Leserbrief zu dem Artikel ,,Heinz Haber - eine Kurzbiographie" von Manfred Holl im VdS-Journal für Astronomie Nr. 27 (III/2008), Seite 80
In dem Artikel wird die Zusammenarbeit mit Walt Disney erwähnt. Hier gebe ich eine Ergänzung zu der Tabelle ,,Jahreszahlen" auf Seite 81. Gelistet sind die Sendungen, in denen Heinz Haber zusammen mit Wernher von Braun auftrat, jeder für sich allein, und an denen sie beratend tätig waren.
DISNEYLAND TV-Shows; Moderator: Walt Disney
� Heinz Haber und Wernher von Braun: Man in Space, zusätzlich mit Willy Ley; Sendedatum: 9. März 1955; Regie: Ward Kimball

� Heinz Haber allein: Our Friend the Atom; Sendedatum: 23. Januar 1957; Regie: Hamilton Luske
� Donald in Mathmagicland; (Kurzfilm mit ca. 25 Min. Spiellänge, sog. ,,Featurette"); Uraufführung: 26.Juni 1959; Regie: Hamilton Luske. Für diesen Film ist Haber ,,scientific expert".
� Wernher von Braun allein: Man and the Moon; Sendedatum: 28. Dezember 1955; Regie: Ward Kimball
� Mars and Beyond, zusätzlich mit Dr. Ernst Stuhlinger und E. C. Slipher; Sendedatum: 4. Dezember 1957; Regie: Ward Kimball
Eine weitere Featurette gab es mit naturwissenschaftlichem aber wenig astronomischem Bezug: Eyes in Outer Space

(erst Kino, später TV-Ausstrahlung 18. Juni 1959); Regie: Ward Kimball. Dieser Film handelt von Wettersatelliten, und an ihm ist keiner der Beiden beteiligt gewesen. Außerdem war es Heinz Haber vergönnt, in der Live-Fernsehübertragung zur Eröffnung Disneylands ,,Dateline Disneyland" am 17. Juli 1955 aufzutreten und über Astronomie, Raumfahrt und Atomkraft zu reden. Die Moderatoren der Sendung waren: die Rundfunk- und Fernsehlegende Art Linkletter, Bob Cummings und Ronald Reagan, der spätere US-Präsident. Die Show sahen ca. 90 Millionen Amerikaner, was einer Sehbeteiligung (nach der Anzahl der damals vorhandenen Apparate) von nahezu 100 % entsprach.
Peter Völker

Leserbrief zum Astronomischen Jahr 2009

Verehrte Sternfreundinnen und Sternfreunde, gerade ein paar Stunden im Besitz des Heftes 1/2009 treibt es mich, Dank und Anerkennung zu sagen für die stets mit jedem Heft verbundene immense Arbeit. Auch 1/2009 ist wieder ein fantastisches Journal geworden, und ich freue mich schon auf die demnächst erscheinenden Berichte und Fotos über erfolgreiche Veranstaltungen jedweder Art im Rahmen des IYA. Auch ich werde mich aktiv für das IYA einsetzen, wie schon seit Jahrzehnten für unsere Astronomie - das Jahresprogramm für die öffentlichen Vorträge hier im GDA Wohnstift Neustadt lief hier an - und des weiteren werden in Zusammenarbeit mit dem hiesigen Jugendamt auch 2009 erneut Vorträge für Schüler/innen und Eltern gehalten - hinzu kommen, wie bisher, Sonnenschauen und Sternwanderungen.

Eine weitere Idee nimmt langsam Formen an: ein Planetenweg hier am Ort. Liegen bei den VdS-Mitgliedern diesbezüglich Erfahrungen vor, um Tipps zu erhalten? Mit besten Sternengrüßen Heinz Loewa (3663)
Red: Einige Mitglieder unserer Vereinigung haben ja bereits Planetenwege eingerichtet. Wer kann Herrn Loewa einige Tipps geben?

Außerdem werden wir etliche Sternschauen für Mitbewohner auf unserer Dachterrasse im 11. Stock veranstalten. Beiliegende Fotos werden sicher Eindrücke davon mitteilen. Also - das IYA wird für Astronomie und unsere VdS erfolgreich sein.

VdS-Journal Nr. 30

VdS vor Ort/Tagungsbericht

99

Rückblick auf den 6. PaS - Praktischer astronomischer Samstag
- Eine Fachtagung etabliert sich
von Christoph Lohuis

Zum sechsten Mal lud der Astronomische Verein der Grafschaft Bentheim e.V. zum Praktischen astronomischen Samstag (PaS) in die Sternwarte nach Neuenhaus. Bei herrlichem Herbstwetter fanden über 40 Gäste von Bremen bis zum Ruhrgebiet den Weg in die Grafschaft Bentheim. Auch in diesem Jahr standen der intensive Erfahrungsaustausch sowie die Freude am Hobby Astronomie im Mittelpunkt. Für das leibliche Wohl war selbstverständlich gesorgt und Besucher konnten sich den gesamten Tag über mit Kaffee, Tee, Kaltgetränken und Snacks vom Buffet versorgen.
Um 13 Uhr eröffnete Thorsten Lohuis den 6. PaS. Im ersten Vortrag nahm Frank Hauswald (Bad Bentheim) sich dem Thema ,,Astrometrie" an und dokumentierte den Weg einer Aufnahme von der Bildgewinnung über die Auswertung bis zum Einreichen beim MPC. Der amateurastronomische Beitrag zur Asteroidenforschung stand hierbei immer wieder im Fokus und stieß im Plenum auf großes Interesse. Albert van Duin (Beilen/ Niederlande) präsentierte in der Folge eindrucksvolle Bilder mit seinen modifizierten Canon 40D und Canon 350D an einem 8"-ASA-Astrograph. Die Resultate zeigten eindrucksvoll, welche Ergebnisse Amateurastronomen in der heutigen Zeit erreichen können. Alexander Stollenz (Wiesmoor) referierte über den anthropogenen Einfluss auf die Sichtbarkeitsbedingungen in der Astronomie. Basierend auf Lichtverschmutzungskarten zeigte der Referent nachdrücklich, wie sich die Entwicklung in den letzten 15 Jahren dramatisch verschlechtert hat. Darüber hinaus erfuhren die Zuhörer Interessantes über die Bildung und den Einfluss von Aerosolen auf die Lichtverschmutzung. Dr. Eberhard Bredner faszinierte die Zuhörer in bekannter Art und Weise mit seinem Wissen und Beobachtungserfahrungen zum Thema Stern-

1 Frank Hauswald dokumentierte in seinem Vortrag, dass die Berechnung der
Positionen von Asteroiden und Kometen nicht nur eine spannende und lohnende Aufgabe ist, sondern auch ein von den Profis geschätzter Beitrag zur Asteroidenforschung darstellt.
2 Eberhard Bredner ist wohl den meisten VdS-Mitgliedern bekannt. Er präsen-
tierte in bekannter und unnachahmlicher Art und Weise seine Leidenschaft für die Bedeckungsveränderlichenbeobachtung.
VdS-Journal Nr. 30

100

VdS vor Ort > Tagungsbericht

3 Neben Vorträgen bietet die Veranstaltung intensive Möglichkeiten zum Aus-
tausch von Erfahrungen.
4 Besucher und Referenten aus den Niederlanden sind regelmäßig Gast auf
dem PaS. Hierzu gehört auch der ambitionierte Astrofotograf Albert van Duin. Er stellte beeindruckende Ergebnisse mit seiner modifizierten Canon 40D und Canon 350D vor.

bedeckungen. Es sind diese praktischen Erfahrungen und die daraus resultierenden Anregungen, die auf große Resonanz stießen. Mit musikalischer Untermalung, Videosequenzen, Anekdoten und einem einmaligen Vortragsstil dauerte es nur wenige Minuten, bis die Zuhörer im Bann der Bedeckungsbeobachtungen standen.
In der sich anschließenden Pause bot sich die Gelegenheit eines intensiven Austausches, insbesondere, weil viele Besucher wieder Ergebnisse mitgebracht und Messinstrumente aufgebaut hatten. Darüber hinaus boten Mitglieder des Astronomischen Vereins der Grafschaft Bentheim e.V. eine Führung mit Erläuterungen zum Bau der neuen Beobachtungskuppel an. Auch die herbstliche Sonne lud zum Verweilen auf der Beobachtungsterrasse der Sternwarte Neuenhaus ein.
Den zweiten Teil des Vortragsprogramms eröffnete Thorsten Lohuis (Neuenhaus) mit der Präsentation zum Bau einer Sternwarte. Hierbei stellte der Referent die Konzeption, die Finanzierung sowie den Bau der Beobachtungskuppel der Sternwarte Neuenhaus vor, der besonders für andere amateurastronomische Vereine von Interesse war. Im anschließenden

VdS-Journal Nr. 30

VdS Nostalgie 101

Vortrag skizzierte Joachim Lindner (Neuenkirchen) den Weg eines Astrofotografen. Seine Ausführungen reichten von praktischen Erfahrungen der ersten Bilder in der analogen Fotografie bis hin zu eindrucksvollen Ergebnissen im Bereich der digitalen Welt. Dieser Vortrag machte jedem angehenden Astrofotografen Mut. Albert van Duin (Beilen/ Niederlande) präsentierte einen Videobeitrag über die totale Sonnenfinsternis vom 1. August 2008 in Russland. Neben deren erfolgreichen Beobachtung gab es Szenenapplaus für seine Äußerung, dass er seine Frau bei der totalen Sonnenfinsternis 1982 in Mexiko kennen gelernt habe. Meine Wenigkeit (Christoph Lohuis - Neuenhaus) präsentierte eine erste Auswertung von 128 Befragungen zum Erkennen von Farben an flächigen, astronomischen Objekten am Beispiel des Orionnebels. 119 weitere Umfrageergebnisse liegen bereits vor. Das Ergebnis dokumentierte, dass auch M 42 Farben erkennen lässt, wobei sich der mit zehn Minuten veranschlagte Vortrag - bedingt durch eine lebhafte Diskussion - auf über 20 Minuten verlängerte. Die konkreten Ergebnisse dieser Umfrage werden im Laufe des Jahres 2009 vorgestellt. Zum Abschluss der Veranstaltung gab Jürgen Morawietz einen Einblick in die Welt der Radioastronomie. Hierbei standen einerseits die Realisierung eines radioastronomischen Projektes für eine Volkssternwarte auf dem Programm sowie andererseits ein interessanter Einblick in die Welt der Profiastronomie am Beispiel des LOFARProjektes. Nach Abschluss des offiziellen Vortragsprogramms gegen 18:45 Uhr verweilten die Besucher noch einige Zeit zum

5 Neben Vorträgen und dem Erfahrungsaustausch steht Geselligkeit im Vor-
dergrund. Hierzu organisieren Mitglieder des Astronomischen Vereins der Grafschaft Bentheim e.V. zu jeder Veranstaltung ein Buffet.
Erfahrungsaustausch vor Ort. Auch das sich anschließende Beisammensein in einem Restaurant wurde von vielen Besuchern angenommen und so klang der Tag gemütlich aus. Mit dem 6. PaS hat sich die Veranstaltung in der Amateurastronomieszene etabliert und wird im kommenden Jahr im April in die siebte Runde gehen.

von Peter Völker
Viele Amateurastronomen sind auch Briefmarkensammler. Ich habe den Beitrag von Dr. Werner Sandner ausgewählt, weil darin erstens eine praktische Einteilung in ,,Sternkundliches auf Briefmarken" allgemein und ,,rein astronomische Motive" im Besonderen gegeben wird

und zweitens Briefmarken und Quellen älteren Datums angeführt werden, die jüngeren Sammlern weiterhelfen. Werner Sandner (1905 - 1995) war ein berühmter Planetenbeobachter, der sich insbesondere dem Mars gewidmet hatte. Das hier abgebildete Faksimile ist eine Zu-

sammensetzung der Titelseite 89, der Artikel stand auf den Seiten 91, 92 und 93. Noch eine Anmerkung: Die Seitenzahlen wurden damals jährlich durchnumeriert, der Jahrgang 7 des VdS-Nachrichtenblattes (1958) hatte einen Gesamtumfang von 96 Seiten.
VdS-Journal Nr. 30

VdS-Journal Nr. 30

VdS-Journal Nr. 30

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VdS > Zum Nachdenken

Vom Aussterben bedroht: der Homo Sapiens Astronomicus - eine kleine Denkschrift
von Susanne M. Hoffmann

Dereinst, vor langer Zeit (einige Dekaden) gab es in unserer arbeitsteilig organisierten Gesellschaft eine fleißig arbeitende Bevölkerung und einige WissenschaftlerInnen, die sich damit beschäftigten, nach dem Sinn des Lebens, der Existenz Gottes und den Geheimnissen des Himmels zu suchen - unter ihnen die große und faszinierende Wissenschaftsdisziplin der Astronomie. Heute gibt es viele Menschen, die bequem und mit recht wenig Arbeitszeit ihren Lebensunterhalt verdienen und sich daher in ihrer üppigen Freizeit mit vielem anderen beschäftigen, z.B. mit Wissenschaften (alles von Archäologie über Zoologie bis Astronomie). Als Hobbyforschende machen sie ehrenamtlich ähnliche Arbeiten wie (früher) WissenschaftlerInnen. Weil ihnen aber Ruhm und Ehre als Lohn hinreichen, sind sie sozusagen kostenlose Arbeitskräfte und verdrängen daher den Homo Sapiens Astronomicus aus seinem natürlichen Lebensraum: Zuerst werden die öffentlichen Angestellten als Mitarbeitende öffentlicher Sternwarten, Technik-Museen und Planetarien durch gratis arbeitende Amateure ersetzt. Nach dem Motto ,,alle Menschen können reden", stellt man amateurastronomische Ruheständler auch vors öffentliche Publikum, lässt sie Kurse geben, Vorträge halten... So fühlen sich diese Menschen (zu Recht!) gebauchpinselt und gebraucht und machen diese ,,Jobs" gerne. Schritt zwei: Dann übernehmen gratisarbeitende Amateure Zuarbeiten für Forschungseinrichtungen in Form von Beobachtungen oder Berechnungen per Computer. So verdrängen sie den Homo Sapiens Astronomicus mittelfristig auch aus den technischen Naturwissenschaften (Ansätze sind ja schon da, wenn z.B. ein großes deutsches Forschungszentrum seine Beobachtungskampagnen von ,,Mitarbeitern" durchführen lässt, die unterzeichnen müssen, dass sie kein Geld für diese Arbeit nehmen). Wenn nun diese Liebhaberastronomen ihr Mitteilungsbedürfnis nicht bremsen können - klar, jeder Forscher muss publizie-
VdS-Journal Nr. 30

ren, denn veröffentlichen heißt bewahren (Sicht der Geschichtsschreibung) - und auch noch zu publizieren anfangen, dann findet der Homo Sapiens Astronomicus auch als Geisteswissenschaftler bald keine Nahrung mehr und stirbt endgültig aus: Wir finden ihn dann neben den ausgestopften Mammuts im Museum und können wieder einen ehrenamtlich arbeitenden Amateur als Leiter einer interessierten Touristengruppe über ihn reden hören.
Botschaft: Ich bitte Euch herzlich, mal darüber nachzudenken, wo die Sozialverträglichkeit Grenzen des ehrenamtlichen Tuns setzen sollte.
Gegen Hobby-Astronomie? Mitnichten! Es liegt mir ferner als die 3K-Hintergrundstrahlung, jemandem die Hobby-Astronomie ausreden zu wollen. Im Gegenteil, ich finde es toll, dass meine Wissenschaft so viele AnhängerInnen findet! Es ist mir eine große Freude, dass so viele heimische Sternguckende Beiträge zur Forschung leisten können und so auch jungen Menschen (z.B. Jugendlichen) ein früher Einstieg in wissenschaftliches Arbeiten ermöglicht werden kann: Ich finde es echt super, wenn Sonnenflecken-Zählende, Seti-at-home-Freaks, Sternbedeckung-Gucker oder Planetoidenlichtkurven-Messende ihren Freizeitspaß in die Forschung einbringen und wenn Nachtaktive nicht prügelnd und raubend um Häuser ziehen, sondern Kometen entdecken und so weiter!
Doch: Zwei Seelen wohnen, ach, in meiner Brust... Selbstverständlich ist es schön, wenn man etwas privat zum persönlichen Spaß

macht und die Daten dann der Forschung zur Auswertung zur Verfügung stellen kann! Das ist wirklich eine gegenseitige Bereicherung! Und natürlich ist es auch schön, wenn man sein eigenes Teleskop auch selbst baut: John Dobson hat ja seine Gerät-Neuerung auch aus der Not heraus erfunden, weil er als Mönch ein Armutsgelübte abgelegt hatte und sich kein solches Gerät kaufen konnte: Wir alle haben diese Innovation schnell lieben gelernt. Der Erfolg des Konzepts, das aus Teilen vom Schrottplatz gebaut wurde, ist offensichtlich! Trotzdem muss sich der Hobby-Selbstbau auf den privaten Bereich beschränken - so wie man auch höchstens die eigenen Wände, aber nicht fremder Leute Wohnungen tapeziert, ohne Geld dafür zu verlangen. Gute Arbeit muss eben auch entlohnt werden, wenn man sie für andere macht.
Das allerwichtigste bei allem hobbyastronomischen Tun ist doch aber der Spaß an der Sache, weil man die Arbeit in erster Linie für sich selbst macht. Wenn es anderen nützt, umso besser, aber das kann und darf nicht das Ziel sein. Ich denke, die Grenze ist vielleicht so ansiedelbar: Sobald es Auftragsarbeit wird - also man sich nach der Forschung oder Öffentlichkeit oder anderswo hin richtet - weiß man wohl, dass man für ein Ehrenamt zu weit geht. Dies bitte ich uns alle, die wir uns in der VdS und sonstigen Vereinen ehrenamtlich engagieren und organisieren, stets mitzubedenken.

ANDROMEDA DREIECK

KEPHEUS

DRACHE

GROSSER BÄR JAGDHUNDE

EIDECHSE

FISCHE

PEGASUS

WASSERMANN Jupiter
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. Juli 1 Uhr MESZ

Deneb SCHWAN

FÜCHSCHEN

DELFIN FÜLLEN

PFEIL Atair

STEINBOCK

Wega

HERKULES

LEIER Albireo

BOOTES

NÖRDL. KRONE
Gemma

Arktur

HAAR DER BERENIKE

ADLER SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHILD

SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER

JUNGFRAU WAAGE

SCHÜTZE

SKORPION Antares

SÜDWEST

SÜD
Mondphasen im Juli

Vollmond 7.7.
Planeten im Juli
Merkur steht am 14.7. in oberer Konjunktion mit der Sonne und bleibt den ganzen Monat nachts unsichtbar.
Venus ist weiterhin Morgenstern. Ihr Durchmesser wird zunehmend kleiner.
Mars wird besser am Morgenhimmel sichtbar. Er ist aber nur 5'' groß.
Jupiter befindet sich im Steinbock und ist fast die ganze Nacht zu sehen. In der Nähe von Jupiter hält sich Neptun auf.
Saturn beendet gegen Monatsende seine Sichtbarkeit für diese Saison.
Uranus ist in der zweiten Nachthälfte in der Fischen zu finden.
Neptun hält sich nahe bei Jupiter auf und ist fast die ganze Nacht zu sehen.

Letztes Viertel 15.7.

Neumond 22.7.

Erstes Viertel 28.7.

Ereignisse im Juli

01.

Mond-Libration maximal

9,7 Grad im Mond-NO

02. 00:30 Kleinplanet 7-Iris (8,8 mag)

31' N off. Haufen NGC6716

(7,5 mag), Sternbild Schütze,

S-Himmel

04. 00:30 Mond 5,2 Grad W Sco (Antares,

1,1 mag), SW-Himmel

04. 03h Erde im Aphel, Winkel-

durchmesser der Sonne 31' 28''

06. 24:00 Kleinplanet 7-Iris (8,8 mag)

60' N 29 Sgr (5,2 mag),

S-Himmel

07. 10:21 Vollmond

07. 23h Mond erdfern, Winkeldurch-

messer 29' 31''

09. 23:00 Jupiter (-2,7 mag) 33,8' S

Neptun (7,8 mag), Sternbild

Steinbock

10. 22:30 Mond 2,5 Grad N Jupiter (-2,7

mag)

11. 01:30 Mond 3,4 Grad NO Jupiter (-2,7

mag), S-Himmel, Dämmerung

12. 00:20 Komet 22P/Kopff (9,8 mag)

1,7 Grad S l Aqr (3,7 mag),

SO-Himmel

14. 01:00 Kleinplanet 7-Iris (8,9 mag)

35' N Kugelsternhafen

Palomar8 (11,1 mag), Stern-

bild Schütze, S-Himmel

15. 23:15 Letztes Viertel

16.

Mond-Libration maximal

10,0 Grad im Mond-SW

18. 01:50 Plejadenbedeckung durch

den Mond, beobachtbar bis

ca. 2:50, ONO-Himmel,

Dämmerung

18. 02:00 Mond 6,3 Grad NW Mars (1,1

mag), Mars zwischen

Plejaden und Hyaden, ONO-

Himmel, Dämmerung

19. 03:00 Mond 5,0 Grad N Venus (-4,0 mag),

ONO-Himmel, Dämmerung

21. 21h Mond erdnah, Winkeldurch-

messer 33' 20''

22. 03:35 Neumond

Totale Sonnenfinsternis,

sichtbar in Indien, China,

Ozeanien, beste Wetteraus

sichten in Ost-China und

Ozeanien, in D unbeobachtbar

28.

Mond-Libration maximal

10,1 Grad im Mond-NO

28.

Meteorstrom-Maximum

Südl. Delta-Aquariden,

20 Meteore/Std., beobachten

23:00-2:00

28. 23:00 Erstes Viertel

31. 22:30 Mond 2,5 Grad O Sco (Antares,

1,1 mag), S-Himmel

VdS-Journal Nr. 30

DA ANDROME
DREIECK WIDDER

PERSEUS

Algol

FISCHE

KASSIOPEIA PEGASUS

EIDECHSE

DRACHE

KEPHEUS

HERKULES

Deneb

SCHWAN

Wega

FÜCHSCHEN

DELFIN FÜLLEN

PFEIL Atair

LEIER Albireo
ADLER SCHLANGE (SCHWANZ)

BOOTES

NÖRDL. KRONE

Gemma

SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER

ISCH ALF W

SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. August 1 Uhr MESZ

WASSERMANN

Jupiter

SCHILD

Fomalhaut SÜDL. FISCH

STEINBOCK SCHÜTZE

SÜDWEST

SÜD
Mondphasen im August

Vollmond (Finsternis) 6.8.

Letztes Viertel 13.8.

Neumond 20.8.

Erstes Viertel 27.8.

Planeten im August
Merkur erreicht Ende August zwar einen großen östlichen Abstand zur Sonne, ist aber dennoch nicht zu sehen.
Venus ist Morgenstern; zu Monatsbeginn nördlichste Deklination.
Mars geht immer früher auf, gut eine Stunde nach Mitternacht (MESZ).
Jupiter erreicht am 14.8. seine Opposition und ist daher ideal zu sehen.
Saturns Ring verschwindet im August; leider steht Saturn am Taghimmel.
Uranus ist jetzt fast die ganze Nacht in den Fischen zu sehen.
Neptun überquert am 17.8. seinen Oppositionspunkt. Der August ist ideal zur Beobachtung.

Ereignisse im August

03. 23:54 Jupiter (-2,8 mag) bedeckt

Stern 45 Cap (6,0 mag),

Austritt ca. 0:52, Sternbild

Steinbock, S-Himmel

04. 02h Mond erdfern, Winkeldurch-

messer 29' 28''

06. 01:55 Vollmond

00:01 - 03:18 Halbschatten-Mond-

finsternis, Größe -0,661,

komplett beobachtbar

06. 21:30 Mond 2,1 Grad N Jupiter (-2,8 mag),

SO-Himmel, Dämmerung

09.

Beginn Minimum von Epsilon

Aurigae (3 mag); sinkt lang-

sam auf 4.7 mag bis

21.12.2009

11. 02:00 Komet 22P/Kopff (10,1 mag)

50' SO 74 Aqr (5,8 mag), S-

Himmel

12.

Mond-Libration maximal 9,5 Grad

im Mond-SW

12.

Meteorstrom-Maximum Per-

seiden, 100 Meteore/Std.,

ganze Nacht

13. 19:55 Letztes Viertel

14.

Jupiter in Opposition zur

Sonne, Hell. -2,8 mag,

Durchm. 48,95'', Sternbild

Steinbock

16. 02:39 Mond 2,4 Grad N Mars (1,0 mag),

O-Himmel

17.
18. 03:13 18. 04:00
19. 06h 20. 11:02 23. 24:00
24. 04:38
25. 27. 02:00
27. 21:15 29. 03:30 31. 03:30 27. 12:42 31. 12h

Neptun in Opposition zur Sonne, Hell. 7,8 mag, Durchm. 2,35'', Sternbild Steinbock Mond 6,5 Grad S b Gem (Pollux, 1,2 mag), NO-Himmel Mond 4,0 Grad O Venus (-3,9 mag), ONO-Himmel, Dämmerung Mond erdnah, Winkeldurchmesser 33' 25'' Neumond Komet 22P/Kopff (10,4 mag) 12' SO 2 Aqr (4,0 mag), S-
Himmel Kleinplanet 3-Juno (8,4 mag) bedeckt Stern GSC21080 (10,4 mag), beobachtbar in NO-Amerika und Karibik Mond-Libration maximal 9,9 Grad im Mond-NO Komet 22P/Kopff (10,5 mag) 9' SO 1 Aqr (5,7 mag), SHimmel Mond 1,3 Grad W Sco (Antares, 1,1 mag), SW-Himmel Mars (0,9 mag) 40' S Sternhaufen M35 (5,1 mag), Sternbild Zwillinge, O-Himmel Mars (0,9 mag) 1,1 Grad N Gem (3,3 mag), O-Himmel Erstes Viertel Mond erdfern, Winkeldurchmesser 29' 08''

VdS-Journal Nr. 30

FUHRMANN

Aldebaran

PERSEUS Algol Plejaden STIER

DREIECK

EDA ANDROM

KASSIOPEIA

ER IDD W

FISCHE

KEPHEUS Deneb

SCHWAN

Wega

HERKULES

LEIER

EIDECHSE

PEGASUS

Albireo FÜCHSCHEN
PFEIL

DELFIN

Atair

ADLER

FÜLLEN

SCHLANGENTRÄGER

CH WALFIS

ERIDANU S
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. September 1 Uhr MESZ

WASSERMANN Jupiter

BILDHAUER Fomalhaut SÜDL. FISCH

STEINBOCK SÜDWEST

SCHILD

SÜD
Mondphasen im September

Vollmond 4.9.

Letztes Viertel 12.9.

Neumond 18.9.

Planeten im September
Merkur wird Ende Sept./Anfang Okt. das einzige Mal in 2009 morgens zu sehen sein.
Venus wird immer kleiner und auch schwächer; noch morgens zu sehen.
Mars geht kurz nach Mitternacht auf und er wird heller. Er steht bei Kastor und Pollux in den Zwillingen.
Jupiter ist das hellste Gestirn. Kurz nach der Opposition ist der Riesenplanet noch sehr gut zu beobachten.
Saturns Ring nimmt am 4.9. seine Kantenstellung ein; am Taghimmel.
Uranus steht am 17.9. in Opposition: ideale Beobachtungsbedingungen.
Neptun zieht im Steinbock seine Bahn.

Ereignisse im September

02.19:37 02. 21:00 03. 03:40 03./04. 04. 17:03 09. 10. 21:30 11. 04:00
12. 03:16 13. 04:00
13. 04:00 13. 22:22 13. 22:36 14. 04:00 14.

Mond 1,8 Grad N Jupiter (-2,8 mag) Mond 1,9 Grad N Jupiter (-2,8 mag), SO-Himmel Mars (0,9 mag) 1,1 Grad N � Gem (2,9 mag), O-Himmel Saturn Ringkantenstellung, nur am Taghimmel beobachtbar Vollmond Mond-Libration maximal 8,5 Grad im Mond-SW Mond 2,0 Grad O Plejaden, O-Himmel Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) 60' S Cnc (5,3 mag), O-Himmel Letztes Viertel Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) 17' S 35 Cnc (6,6 mag), O-Himmel Mond 6,8 Grad W Mars (0,9 mag), O-Himmel Delta Cephei im Helligkeitsmaximum, ca. 3,5 mag Eta Aquilae im Helligkeitsmaximum, ca. 3,5 mag Mond 6,6 Grad O Mars (0,9 mag), O-Himmel bis 17.: Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag) zieht durch den STeil des off. Haufens Praesepe M44 (3,1 mag),

Erstes Viertel 26.9.

Sternbild Krebs, O-Himmel

16. 04:05 Mond 6,8 Grad W Venus (-3,9 mag),

O-Himmel

16. 09h Mond erdnah, Winkeldurch-

messer 33' 16''

16. 04:45 Mond 6,5 Grad W Venus (-3,9 mag)

17.

Uranus in Opposition zur

Sonne, Hell. 5,7 mag,

Durchm. 3,69'', Sternbild

Fische

17. 20:20 Kleinplanet 3-Juno (7,7 mag)

7,3' S 29 Psc (5,1 mag),

O-Himmel

18. 19:44 Neumond

19. 03:20 Kleinplanet 4-Vesta (8,4 mag)

42' N Cnc (3,9 mag),

O-Himmel

20. 21:00 Kleinplanet 3-Juno (7,6 mag)

24' SO 27 Psc (4,9 mag), SO-Himmel

22.

Mond-Libration maximal 9,1 Grad

im Mond-NO

22. 22:18 Sonne im Herbstpunkt

25. 04:20 Mars (0,8 mag) 58' N Gem

(3,5 mag), O-Himmel

26. 05:50 Erstes Viertel

28. 02:02 Kleinplanet 18-Melpomene

(8,0 mag) 4,5'' O Stern

GSC46872256 (10,6 mag),

Bedeckung in Gabun, Kamerun,

Tschad, Ägypten, Naher

Osten, Kasachstan, Russland,

Sternbild Walfisch, S-Himmel

28. 05h Mond erdfern, Winkeldurch-

messer 29' 12''

29. 23:28 Mond 2,0 Grad N Jupiter

(-2,6 mag), SW-Himmel

VdS-Journal Nr. 30

108

Himmelsvorschau

M wie Messier
von Torsten Güths

Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalog diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu verwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kollegen. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können. Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus Burnhams ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple/ Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium http:// www.obspm.fr/) entnommen. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen

Die nächsten Objekte in dieser Rubrik:

VdS-J 32 33 34 35 36

Ausgabe 1/2010 2/2010 3/2010 4/2010 1/2011

Benötigte Objekte M 83 Hya, M 87 Vir, M 102 Dra M 20 Sgr, M 21 Sgr, M 22 Sgr M 29 Cyg, M 56 Lyr, M 75 Sgr M 98 Com, M 104 Vir, M 107 Oph M 48 Hya, M 49 Vir, M 52 Cas

Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!

Einsendeschluss Anfang Juli 2009 Anfang Oktober 2009 Anfang Januar 2010 Anfang April 2010 Anfang Juni 2010

vorliegenden 27. Folge unserer ,,M-Serie" sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten, sowie Aufnahmen Dieter Willasch und dem Verfasser abgebildet. Vielen Dank den Zusendern! Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Tabelle oben.
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 eingesetz-

ten 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: M 18, M 19, M 21, M 22, M 26, M 28, M 48, M 49, M 52, M 54, M 55, M 59, M 68, M 69, M 70, M 75, M 83, M 85, M 87, M 89, M 102, M 104.
Torsten Güths In den Nußgärten 31 61231 Bad Nauheim solaris1000@gmx.de

M 23, Schütze (Sagittarius)

VdS-Journal Nr. 30

Objekttyp:

Offener

Sternhaufen

Entfernung:

2100 Lichtjahre

Reale Ausdehnung: 16 Lichtjahre

Scheinbare Helligkeit: 5,5 mag

Winkelausdehnung: 27`

Koordinaten:

RA: 17h57m

Dekl. 19 Grad 01`

1 Aufnahme von Dieter Willasch
durch ein Meade 10" LX200GPS mit Reducer (615 mm, f/2,4) mit einer Webcam der Marke Philips ToUcam PCVC840K. Belichtung: 1/25 s, Gain: 100% aus einem Stack von 450 aus 500 Bildern, Belichtungszeit effektiv 18 s. Sterne der 13. Größe sind gut erkennbar.

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Historisches M 23 wurde von Charles Messier im Juni 1764 entdeckt. Hier muss man von offiziellen Aufzeichnungen ausgehen. Da er hell genug ist, um mit dem bloßen Auge sichtbar zu sein, wurde er vermutlich bereits schon vorher als Struktur gesehen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Wahrscheinlich bei sehr günstigen Beobachtungsbedingungen erkennbar. (G. Scheerle)
Sucher 8x50: Bereits im Sucher zeigt sich dieser auffällige Sternhaufen in Einzelsterne aufgelöst. Er liegt direkt neben einem sehr hellen Stern. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: Ein heller, runder Nebelfleck von 5,4 mag, 24` Ausdehnung, mit acht schwachen Sternchen von 8,8 bis 9,6 mag. Bei einem Himmelsspaziergang bequem selbst zu entdecken. (G. Scheerle)

11 cm Öffnung: Ein großer und sternenreicher Haufen. In einem Feld von 34` Durchmesser sind 108 Einzelsterne 8,0 bis 12,0 mag zu zählen. Ein Einzelstern ist 8,0 mag hell, die übrigen sind 9,2 mag und schwächer. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst und erscheint ohne diffusen Hintergrund. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei 57x erscheint er hell, sternreich und aufgelöst mit einer etwas ovalen Form. Die Sterne sind überwiegend gleichmäßig hell, mit einigen schwächeren Exemplaren. Einige sternleere Gebiete. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Es zeigt sich ein sehr großer Sternhaufen, bei dem die Sterne locker auf ein etwa dreieckförmiges Gebiet verteilt sind. Die Sterne sind zum größten Teil etwa gleich hell und in auffälligen Ketten und Bögen angeordnet. Er ist sehr sternreich: ca. 70100 Sterne (geschätzt). Ein sehr schönes Objekt. (D. Panczyk)

40 cm Öffnung: Ein sehr schöner Sternhaufen! Gar 170 Einzelsterne von 8,4 bis 14,0 mag stehen in einem 26` großen Feld. Ein Einzelstern ist 8,4 mag hell, die übrigen sind 9,0 mag und schwächer. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst und erscheint ohne diffusen Hintergrund. Sehr viele Einzelsterne 9,0 bis 10,4 mag bilden in der Mitte ein großes, gleichmäßig dicht besetztes Gebiet. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie können wir bereits ab 135 mm Brennweite M 23 als Sternhaufen erkennen. Interessant werden die Aufnahmen ab 500 mm, wenn dieses Objekt in seiner ganzen Pracht abgelichtet werden kann. Die Belichtungszeiten können kurz sein: Fünf Minuten reichen aus. Für DSLR-Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten von 100 bis 400 mm bei 30 s bis drei Minuten Belichtungszeit.

M 24, Schütze (Sagittarius)

Objekttyp:

Sternenwolke in

der Milchstraße

Entfernung:

12.000 bis 16.000

Lichtjahre

Reale Ausdehnung: 310 bis 420 Licht-

jahre in der Längs-

achse

Scheinbare Helligkeit: -

Winkelausdehnung: 95' x 35`

Koordinaten:

RA: 18h16m

Dekl. -18 Grad 50`

2 Olympus OM10 mit Danubia
400 mm f/6 auf Kodak Gold 400. Belichtungszeit 30 Minuten, La Palma 2001. (Torsten Güths)

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Historisches Diese mit bloßem Auge wahrnehmbare Sternenwolke sollte als Erscheinung in der Milchstraße seit Menschengedenken bekannt sein. Trotzdem ist keine Erwähnung in Aufzeichnungen bekannt. Messier erwähnte dieses Objekt als Sternenhaufen und nahm ihn im Jahr 1764 in seine Liste auf. Eine Verwechslung mit einem anderen Objekt erscheint ausgeschlossen, da er seine Ausdehnung mit eineinhalb Grad bezifferte.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Bei günstigen Beobachtungsbedingungen ist die Milchstraßenwolke als kleines Wölkchen gut sichtbar bis sehr auffällig. (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: M 24 ist ein großer ovaler Sternhaufen, eingebettet in eine Sternwolke der Milchstraße. Die sehr auffällige und sehr imposante Sternwolke mit etwa 40 Einzelsternen ist deutlich größer als der innen liegende Sternhaufen. Der Sternhaufen selbst hat eine Gesamthelligkeit von 4,2 mag und zeigt 22 Einzelsterne 6,2 bis 9,4 mag in einem ovalen Feld 1,0 Grad x 0,6 Grad . Bei sehr klarem Himmel hebt sich der Sternhaufen nicht besonders von der Sternwolke ab und geht darin unter. Bei ungünstigeren Beobachtungsbedingungen jedoch, wie z.B. Mondschein, ist nur der große ovale Sternhaufen zu sehen, und die Milchstraßenwolke bleibt unsichtbar - dann ist der Sternhaufen-Effekt am besten erkennbar. (G. Scheerle)

Fernglas 15x80: Recht groß. Passt so eben ins Gesichtsfeld. Sehr viele Sterne sind zu sehen. Bei indirektem Sehen auch sehr viele schwächere Sterne sichtbar. Die Wolke fällt besonders bei Gesichtsfeldschwenks auf. Auch die Wolkenkante ist, vor allem indirekt, gut zu sehen. (D. Panczyk)
11 cm Öffnung: M 24 ist ein riesiger Sternhaufen! In einem ovalen Feld 1,4 Grad x 0,9 Grad sind 138 Einzelsterne 6,2 bis 11,0 mag zu zählen (davon 12 hellere Sterne 6,2 bis 8,0 mag, darunter ein Doppelstern). Ein diffuser Hintergrund ist nicht zu sehen. Die Gesamthelligkeit beträgt 4,2 mag. Die gegenüber dem Fernglas 8x56 größere Ausdehnung zeigt, dass der Sternhaufen gegenüber der Sternwolke nicht genau abzugrenzen ist. Es deutet sich an, dass der Sternhaufen-Effekt mit dem Fernglas möglicherweise nur eine zufällige Anordnung der hellsten Sterne der Milchstraßenwolke wiedergibt. Der kleine Sternhaufen NGC 6603 steht im östlichen Randbereich von M 24 und ist als 4` große, 10,6 mag helle, runde diffuse Nebelfläche zu sehen, aus der gerade mal ein schwaches Sternchen 12,2 mag hervorlugt. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei 25x kann ich viele Sterne sehen. Wenn ich das Teleskop bewege, erkenne ich, wie die Wolke vom Hintergrund abgesetzt ist. Sie besitzt eine ovale Form. (G. Kohler)
40 cm Öffnung: M 24 zeigt sich als eine riesige und sehr sternreiche Sternwolke. Wegen der Grö-

ße von 120` x 60` ist sie nicht mehr zu überblicken, sondern nur noch durch Schwenken abzufahren. Insgesamt sind vielleicht 1800 Sterne 6,4 bis 14,0 mag zu sehen (darunter einige helle, aber sehr viele mittlere und schwache Sterne). [Zählungen in drei sternreichen 20`-Feldern ergeben 160, 120 und 200 Sterne, das ergibt hochgerechnet 1800 Sterne]. Die Gesamthelligkeit beträgt schätzungsweise 4,0 mag. Durch die gegenüber den kleineren Instrumenten wiederum größere Ausdehnung zeichnet sich abermals ab, dass der Sternhaufen gegenüber der Sternwolke nicht genau abzugrenzen ist und dass der Sternhaufen-Effekt mit dem Fernglas möglicherweise nur eine zufällige Anordnung der hellsten Sterne der Milchstraßenwolke wiedergibt. Der kleine Sternhaufen NGC 6603 steht im östlichen Randbereich von M 24 und ist als 4` großer Sternhaufen mit 43 Einzelsternen 12,0 bis 14,4 mag zu sehen (ein Einzelstern 12,0 mag am Westrand, übrige Einzelsterne ab 12,8 mag). Er zeigt einen flockig-diffusen Hintergrund. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie können wir schon ab 28 mm Brennweite M 24 als auffällige Wolke erkennen, wenn keine größere Stadt den Himmel zu sehr aufhellt! Interessant werden die Aufnahmen ab 135 bis 500 mm, die diese Sternwolke dann gut aufgelöst wiedergeben. Die Belichtungszeit geht von fünf bis 20 Minuten je nach Blende und Horizontdurchsicht. Für DSLR-Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten von 18 bis 400 mm bei 30 s bis fünf Minuten Belichtungszeit.

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M 25, Schütze (Sagittarius)

Objekttyp:

Offener Sternhaufen

Entfernung:

3000 Lichtjahre

Reale Ausdehnung: 26 Lichtjahre

Scheinbare Helligkeit: 4,6 mag

Winkelausdehnung: 32`

Koordinaten:

RA: 18h31m

Dekl. -19 Grad 15`

Historisches M 25 wurde von de Cheseaux im Jahr 1746 entdeckt. Charles Messier beobachtete ihn wieder im Jahr 1764. Hier muss man von offiziellen Aufzeichnungen ausgehen. Da er mit dem bloßen Auge sichtbar ist, wurde er vermutlich bereits schon vorher als Struktur gesehen.

Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)

Auge: Möglicherweise bei sehr günstigen Beobachtungsbedingungen erkennbar, allerdings in einer hellen Milchstraßenwolke stehend. (G. Scheerle)

Sucher 8x50: Im Sucher bereits aufgelöst und sehr deutlich sichtbar. (D. Panzcyk)

Fernglas 8x56: Ein auffälliger Sternhaufen mit der Gesamthelligkeit von 4,4 mag. In einem Feld von 30` stehen zwölf Einzelsterne von 6,2 bis 9,2 mag. Der Sternhaufen ist nur teilweise aufgelöst, in der Mitte zeigt sich ein diffuser Hintergrund. Bei einer anderen Beobachtung sind ebenfalls zwölf Einzelsterne zu sehen, jedoch 7,4 bis 9,2 mag. [Bei der Zusammenstellung dieses Textes habe ich den Veränderlichen U Sgr in meinen Beobachtungen entdeckt: die unterschiedliche Helligkeitsschätzung des hellsten Sternes von M 25 zeigt deutlich die Veränderlichkeit dieses Cepheiden!]. (G. Scheerle)

11 cm Öffnung: Ein wunderschöner Sternhaufen! In einem Feld von 45` sind 86 Einzelsterne 6,6 bis 11,6 mag zu zählen (davon sechs helle Einzelsterne 6,6 bis 8,2 mag). Allein im 6` großen Zentralbereich stehen 26 Einzelsterne dicht beieinander. Der

3 Olympus OM10 mit Beroflex 135 mm f/2,8 auf Kodak Gold 400. Belichtungs-
zeit zehn Minuten, La Palma 2001. (Torsten Güths)

Sternhaufen ist voll aufgelöst und erscheint ohne diffusen Hintergrund. Die Gesamthelligkeit beträgt 5,0 mag. Bei einer anderen Beobachtung zähle ich 72 Einzelsterne 7,2 bis 12,0 mag in einem Feld von nur 24` Durchmesser. Der Sternhaufen ist also nach außen schwer abgrenzbar. [Auch bei diesen zwei Beobachtungen deutet sich die Veränderlichkeit des hellsten Sternes U Sgr an]. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei 57x erscheint er groß und unregelmäßig, in verschieden helle und viele bläuliche Sterne komplett aufgelöst. Eine leichte Konzentration zum Zentrum hin. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Es zeigt sich ein sehr großer und auffälliger Sternhaufen mit hellen Sternen, der sich deutlich vom Hintergrund abhebt. Die Gesamtform ist in etwa oval. Er ist

sternreich: ca. 70-80 Sterne locker gestreut. Im Zentrum befindet sich ein auffallend heller Stern, neben dem sich ein auffälliger, nahezu geschlossener Ring schwächerer Sterne befindet. Die übrigen Sterne bilden auffällige Muster, wie z.B. Sternketten. Eindrucksvolles Objekt. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: Ein herrlicher Sternhaufen. In einem 28` großen Feld stehen 128 Einzelsterne von 6,8 bis 13,8 mag, die zur Mitte hin deutlich konzentriert stehen. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst und erscheint ohne diffusen Hintergrund. Die Gesamthelligkeit beträgt 4,6 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: M 25 ist ein Objekt für kurze Brennweiten ab 135 mm und kurzen Belichtungszeiten von ein bis fünf Minuten analog und 30 s bis zwei Minuten für DSLR-Kameras ab 100 mm Brennweite.
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Beobachterforum

Teleskope in der ägyptischen Wüste - eine Fata Morgana?
von Paula Müller

Keine Sorge, lieber Leser, wir wollen Ihnen hier keine optische Täuschung unterjubeln, sondern im Gegenteil von einer Sternwarte der besonderen Art berichten. Fernab der Zivilisation, eingebettet zwischen den flachen Tälern der imposanten Berge nahe der Stadt Sharm El Sheikh auf der ägyptischen Halbinsel Sinai und der Kulturmetropole Luxor, erwarten Sie die Sternwarten von Herrn Nader Kobaissy.
Die Idee von der Sternwarte in der Wüste entstand beim abendlichen Beduinentee vor mehr als zehn Jahren. Als ein guter Bekannter, Dietmar Gründer, der in Deutschland einen Teleskopvertrieb hatte und ein renommierter Firmenberater ist, und wir in der mystischen Atmosphäre der nächtlichen Wüste saßen, kam die Frage auf - warum bringt Ihr keine Teleskope in die Wüste? Ihr habt hier doch hervorragende Beobachtungsbedingungen! Die langjährige Erfahrung als Reiseleiter bestärkte Nader Kobaissy in dieser Idee, da die Gäste immer wieder vom Anblick des lokalen Sternenhimmels fasziniert waren und mehr darüber wissen wollten.
VdS-Journal Nr. 30

Die Realisierung erwies sich als nicht gerade einfach: Bürokratische Hürden mussten überwunden werden und es bedurfte viel Überzeugungsarbeit, dass Teleskope wirklich nur für friedliche Zwecke eingesetzt werden können. Die Erkundung und Entscheidung für einen geeigneten Platz scheiterte beizeiten an den regionalen Hoheiten der unterschiedlichen Beduinenclans. Nur der unermüdlichen Kärrnerarbeit verbunden mit einer großen Portion Optimismus aller Beteiligten ist es zu verdanken, dass eine Sternwarte in der Wüste entstand. Das erste Teleskop, ein LX 90 8-Zoll-Teleskop, erreichte schließlich im Jahr 1998 Ägypten. Von anfänglich zwei Besuchern pro Woche sprach sich die Möglichkeit, die Sterne im Rahmen eines Tagesausfluges durch ein Teleskop bewundern zu können, bald herum und so fand diese großen Zuspruch. Geprägt von etlichen Rückschlägen, vor allem wirtschaftlicher Art, als die Besucher nach den Attentaten in Ägypten ausblieben, kann die Sternwarte in Sharm El Sheikh heute auf ein zehnjähriges Bestehen zurück blicken.

Durch die Nachfrage bestärkt, wurden in den anschließenden Jahren weitere Stationen in Hurghada, Marsa Alam und Luxor gegründet.
Hier besteht die Möglichkeit, auf die Faszination der Sternenbeobachtung auch im wohlverdienten Urlaub nicht verzichten zu müssen. Besonders, was die Bedingungen für Beobachtungen mit bloßem Auge betrifft, können diese nicht traumhafter sein: klare Nächte, so gut wie keine Wolken, kein Fremdlicht und vor allem angenehme nächtliche Temperaturen - in den Sommermonaten reichen kurze Hose und T-Shirt.
Insgesamt stehen 16 computergesteuerte Teleskope, von 8 bis 14 Zoll Größe LX 90 und LX 200 der Firma MEADE, für die Beobachtung der Himmelsobjekte zur Verfügung. Drei 10-Zoll, zwei 12-Zoll und ein 14-Zoll-Gerät sind mit GPS-Steuerung ausgestattet. Das erste LX 90-Teleskop, mit dem die Sternwarte anfing, ist noch heute in Betrieb. Die südlichen Breitengrade von Sharm El Sheikh bei 28 Grad und Luxor bei 25

Grad nördlicher Breite bieten die Chance Himmelsobjekte beobachten zu können, die dem Betrachter im nördlichen Europa immer verborgen bleiben. Ein besonderes Highlight in den Sommermonaten ist das Sternbild Skorpion, das hier in seiner ganzen Pracht bewundert werden kann.
Auf diese Art den Sternenhimmel zu betrachten, wurde ich bereits bei meinem ersten Besuch in Sharm El Sheikh vor ca. neun Jahren aufmerksam. Bei jedem Urlaub stand das Sternegucken in der Wüste auf meinem Pflichtprogramm, denn das Interesse an der Astronomie begleite mich schon viele Jahre. Als ich im Jahr 2004 den Entschluss fasste, nach Ägypten auszuwandern, stand die Sternwarte ganz oben auf meiner Liste und ich durfte viele Nächte an dem Platz verbringen. Als mich der Inhaber im Frühjahr 2008 anrief und mir die Leitung von Sharm El Sheikh anbot, zögerte ich nicht lange und verlagerte meinen Arbeitsplatz in den Sinai. Die besondere Faszination der nächtlichen Wüste und die begeisterten Besucher bestätigen mich immer wieder, dass ich die richtige Entscheidung getroffen habe.
Die abendlichen Exkursionen am Sternenhimmel, umrahmt von der beduinischen Tradition, wie den klassischen Begrüßungstee, frisch zubereitetes Abendessen und der tradionellen Musik am Lagerfeuer, garantieren Ihnen einen besonderen Abend in der mystischen Stille der Wüste. Die anschließenden Ausführungen der fachkundigen Führer zu dem aktuellen Sternenhimmel verbunden mit dem Blick durch die High-Tech-Teleskope lassen das Herz eines jeden Sternenfreundes höher schlagen. Ganz besonders die strahlenden Augen der Jugendlichen und ein ,,Wow" beim ersten Anblick unserer Himmelsdiamanten gibt einem immer wieder die Bestätigung, dass die Sternwarten in der Wüste ihre besondere Bedeutung haben. So manch zukünftiger Sternengucker fand hier seine Berufung für die Faszination des Universums.
Die Sternwarte befindet sich ca. 40 Kilometer von Sharm El Sheikh entfernt und ist sehr gut mit dem PKW zu erreichen. Viele Reiseveranstalter bieten den Besuch in ihrem Ausflugsprogramm an und organisieren die Fahrt dorthin.

Weitere Informationen erhalten Sie gern unter der Email-Adresse: sternenpaula@gmx.de

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