Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 32
BEITRAG
4 Die VdS-Medaille 2009 geht an Peter Völker (Hörenz Martin)
5 Der 8. Astronomietag 2010 (Melchert Sven)
32
0 Auszeichnung für Dr. Andreas Hänel (Beitrag)
0 Hänel Andreas Ehrung durch Kim Patten (Beitrag)
BEITRAG
6 Dr. Elmar Hecker verstorben (Guthier Otto)
6 Ehrenmitglied Dr. Karl Schaifers verstorben (Guthier Otto)
6 Kooperation der VdS und der SAG (Guthier Otto)
8 Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten SuW (Guthier Otto)
8 Die Beiträge für das Kalenderjahr 2010 sind fällig (Kessler Thomas)
10 Licht und Schatten im Reich des Drachen (Ackermann, Kopplin, Flach-Wilken, Team Baader)
10 Wenn die Sonne in Dunkelheit getaucht wird (Fichtner Stephan)
15 Ni-hao - Hallo China (Küchler Walburga)
20 Auf Drachenjagd im Reich der Mitte (Kalauch Klaus-Dieter)
24 Das Ende der Hoffnung (Voltmer Sebastian)
29 Mexiko-China-Ägypten (Bredner Eberhard)
34 Eisbären im Kernschatten (Strickling Wolfgang)
40 Die Jahrhundert-Sonnenfinsternis vom 11.8.1999 auf der eigenen Sternwarte beobachten (Sciesielski Albert)
44 Finsterniskometen (Pilz Uwe)
46 Tipps zur Bearbeitung von Sonnenkorona-Aufnahmen (Celnik Werner E.)
52 Sonnenfinsternis vorbei - was nun (Hesse Arno, Hörenz Martin)
54 Und wo ist die Nächste? (Ulbricht Heiko, Hörenz Martin)
58 Das typische Einsteiger-Teleskop Journal 32 (Zellhuber Herbert)
60 Hilfs- oder Ersatzfüße für ein Berlebach-Stativ (Bergthal Siegfried)
61 NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae Teil 2 (Riepe Peter)
66 Deep-Sky-Objekte aus einem Lichtermeer (Leich Jens)
68 Ein kleines Teleskop - was kann es (Slotosch Frank)
70 Erste Erfahrungen mit der Canon EOS 500D (Hauss Michael)
73 Ein Phänomen in haloarmer Zeit (Hinz Claudia)
76 Fachgruppe Computerastronomie: das Zirkular (Jahns Helmut)
77 Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt NGC 2244 (Schilling Johannes, Spitzer Daniel)
78 Die Hyaden im Fernglas (Schilling Johannes)
78 Aus der Fachgruppenarbeit Deep Sky (Spitzer Daniel)
79 Leserbrief (Tomitsch Mike)
80 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 32 (Steinicke Wolfgang)
80 Neues aus der Fraunhofer-Glashütte (Witt Volker)
83 VEGA: Ein Rückblick auf 10 Jahre (Hoffmann Susanne)
87 AG Astrofotografie 2009 (Solomonova Aliona, Wolff Julia)
89 36.000 km über uns (Heimann Fabian, Lewis Nicholas)
92 Neues aus der FG Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
94 Kosmische Begegnungen Journal 32 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
95 Die ägyptische Göttin Isis grüßte die Kleinplanetler (Griesser Markus)
98 Helle Kometen des Jahres 2010 (Meyer Maik)
101 Nachtrag: Komet 144/P Kushida und KP Lebedinskij (Hauss Michael)
103 DeepSkyStacker (Beck Stefan)
104 Was für ein Typ ist denn das (Bähr Roland)
108 Sternbedeckungen durch Kleinplaneten 2010 (Bredner Eberhard)
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0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)
0 VdS Mitglieder verstorben 2009 (Beitrag)
0 Jubiläen 2010 (Beitrag)
BEITRAG
112 Erstes Treffen der Astro-Veranstalter beim ITV 2009 (Bergthal Siegfried)
114 Drei Tage, acht Kuppeln - 29. VdS-Tagung Jena (Melchert Sven, Bannuscher Dietmar)
117 Das war´n noch Zeiten Journal 32 (Völker Peter)
120 Sonnenbeobachtungen (Eifert Gertraud)
121 Der Sternhimmel Januar-Februar-März 2010 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
124 M wie Messier Journal 32: M 83, M 87, M 102 (Güths Torsten)
126 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 32 (Celnik Werner E.)
127 Astro Walk Bremen (Pezsa Lieselotte)
0 Editorial Journal 32 (Melchert Sven)
Textinhalt des Journals 32
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VdS-Journal Nr. 32
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Nach Redaktionsschluss
Die VdS-Medaille 2009 geht an ...
Peter Völker!
Auszug aus der Laudatio von Martin Hörenz
Vor 40 Jahren besuchte Peter Völker zum ersten Mal eine VdS-Tagung. Bereits zwei Jahre später übernahm er dann im jugendlichen Alter von etwas mehr als 20 Jahren die Leitung der Fachgruppe Sonne und begleitete dieses Amt über einen Zeitraum von 31 Jahren. Auch ist es seinem Engagement zu verdanken, dass 1977 zusammen mit Rainer Beck die Zeitschrift SONNE gegründet werden konnte.
Als Schwerpunkt seiner Tätigkeit für die Fachgruppe Sonne darf aber auch seine Arbeit am ,,Handbuch für Sonnenbeobachter" nicht unerwähnt bleiben. Es wurde sogar ins Englische übersetzt sowie unter dem Titel ,,Solar Astronomy Handbook" in den Handel gebracht. Die Erlöse für das Buch spendete er gemeinsam mit den Autoren unter anderem für Beobachtungstechnik, welche noch heute in der VdS-Sternwarte Kirchheim ausgiebig genutzt wird.
Über sein Engagement für die Fachgruppe Sonne hinaus ist seine langjährige Tätigkeit im VdS-Vorstand zu nennen. Peter Völker engagierte sich im VdS-Vorstand vor allem in der Öffentlichkeitsarbeit, in der Zusammenarbeit mit der Sternwarte Kirchheim, der Unterstützung jugendlicher Amateurastronomen und dem Entstehen des VdS-Journals.
Die Nutzung seiner beruflichen Fertigkeiten als Trickfilmzeichner und Filmemacher ging dabei aber über seine Arbeit am Finsternisfaltblatt hinaus. Auch an anderen Werbematerialien, beispielsweise der VdS-Diaserie in den Neunziger Jahren oder unzähligen VdS-Anzeigen in ,,Sterne und Weltraum", wirkte Peter Völker mit und trug entscheidend zur Entwicklung eines ,,Corporate Designs" in der VdS bei. Der Name Peter Völker steht aber vor allem für die Entwicklung der Fachgruppe bis 2002. Neben vielen Beiträgen für SONNE
war er auch bei verschiedensten anderen Publikationen mit Themen rund um die Sonnenbeobachtung aktiv. Nicht zu vergessen ist das Interesse des diesjährigen Preisträgers an den historischen Wurzeln der Amateurastronomie und speziell der Sonnenbeobachtung in Deutschland. Neben seinen Recherchen, die bis ins 19. Jahrhundert zurückreichen, tritt er seit einigen Ausgaben auch wieder im VdSJournal mit der Rubrik ,,Das war'n noch Zeiten" als Autor in Erscheinung. Die heutige Auszeichnung der Vereinigung der Sternfreunde erhält Peter Völker für sein amateurastronomisches Schaffen, insbesondere auf dem Gebiet der Sonnenbeobachtung. Wir wünschen dem Träger der VdS-Medaille 2009 alles Gute und viel Gesundheit im weiteren Wirken! Herzlichen Glückwunsch!
Die VdS-Fachgruppe Sonne
VdS-Journal Nr. 32
1 Peter Völker
(links) erhält die VdS-Medaille 2009 vom VdS-Vorsitzenden Otto Guthier
Nach Redaktionsschluss
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Die Sterne stehen wieder günstig:
der 8. Astronomietag 2010
von Sven Melchert
Im ,,Jahr der Astronomie" hatte die VdS den Astronomietag vom September mit seinen vielen Terminen (Astromesse, Teleskoptreffen) auf den April verlegt. Natürlich auch, um den Astronomietag im Rahmen der ,,100 Stunden Astronomie" zu begehen. Und so soll es auch in Zukunft sein: Der kommende Astronomietag wird am Samstag, 24. April 2010 stattfinden. Auch Schweizerische Astronomische Gesellschaft (SAG) hat ihren Astronomietag 2010 auf dieses Datum gelegt. Die Mondphase befindet sich dann recht genau zwischen Erstem Viertel und Vollmond, der Mond ist also fast die ganze Nacht gut zu sehen (Untergang: Sonntag 3:21 Uhr MESZ). Zufällig ist der Mond dann auch in Erdnähe (32,5 Bogenminuten groß); lassen Sie doch einmal Ihre Besucher schätzen, ob sie den ,,großen Mond" an diesem Abend erkennen. Die Sichtbarkeit von Merkur Mitte April ist am 24. leider definitiv vorüber. Dafür glänzt Venus am abendlichen WNW-
Himmel, wenn auch nur gut 10 Grad über dem Horizont. Von Venus geht es gleich weiter zu Mars, der sich im Krebs etwas nordöstlich des Sternhaufens Krippe befindet. Mars hat seine Opposition schon lange hinter sich (Opposition war am 29.1.) und ist noch knapp 8 Bogensekunden ,,groß"; um den roten Planeten den Besuchern zu zeigen, sollte das noch genügen. Der Star des Abends ist sicher Saturn. Er steht in der Jungfrau und passiert gegen 23 Uhr MESZ den Meridian. Sein Ring ist immer noch recht schmal. An Kleinplaneten bietet sich an diesem Abend Pallas an, die ihre Bahn im Sternbild Kopf der Schlange zieht. Pallas ist damit ein Objekt für die späteren Abendstunden und/oder Teleskope mit freiem Blick zum Osthimmel. Pallas ist 8,7 mag hell und befindet sich am 24. April kurz vor ihrer Oppositionsstellung (Anfang Mai). Wer in dieser Nacht eine Sternschnuppe sieht, wird wahrscheinlich entweder ein
Exemplar der Lyriden (Maximum: 22. April) oder der Sigma-Leoniden (Maximum: 17. April) beobachtet haben. Dieser Ausgabe des ,,VdS-Journal für Astronomie" liegt das Heft ,,Astronomie 2010" bei. Die VdS hat beschlossen, das ,,Jahresprogramm" zum Jahr der Astronomie in ähnlicher Form auch für 2010 wieder aufzulegen. Darin finden Sie die schönsten Himmelsereignisse des ganzen Jahres, alle wichtigen Termine und eine kurze Einführung zur Himmelsbeobachtung. Die Hefte können wieder bei der Geschäftsstelle bestellt werden und ersetzen wie im Vorjahr den Flyer zum Astronomietag. Ein Schreiben mit Bestelldetails wird die Geschäftsstelle Anfang 2010 verschicken. Die Homepage www. astronomietag.de ist wie immer OnlineAnlaufstelle für alle Infos rund um den Astronomietag.
Viel Erfolg, klaren Himmel und zahlreiche Besucher beim Astronomietag 2010!
Dark Sky - Auszeichnung für Dr. Andreas Hänel
Die International Dark Sky Association (IDA) hat im Rahmen des Europäischen Symposiums zum Schutz des Nachthimmels im nordirischen Armagh Dr. Andreas Hänel für seine Verdienste um die mit dem IDA Galileo Award geehrt. Dieser Preis wird für herausragende Anstrengungen zur Reduktion der Lichtverschmutzung in Europa verliehen. Gewürdigt wurde der als Leiter der VdSFachgruppe Dark Sky und Direktor im Planetarium/Museum am Schölerberg in Osnabrück bekannte Preisträger im Rahmen der Laudation für sein Engagement in den vergangenen Jahren. Hervorgehoben wurden dabei unter anderem Kampagnen für intelligente Beleuchtungslösungen und die systematische Erfassung der
Qualität des Nachthimmels mit Sky-Quality-Meter-Instrumenten. Im Rahmen der Tagung referierte er über LED-Straßenleuchten in mehreren deutschen Städten und deren Einflüsse auf die Lichtverschmutzung.
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert Herrn Dr. Andreas Hänel herzlich zu dieser Auszeichnung.
1 Andreas Hänel
nimmt von Kim Patten die Auszeichnung entgegen
6
Nach Redaktionsschluss
Nachruf
Ehrenmitglied Dr. Karl Schaifers verstorben
Kurz vor Redaktionsschluss erreichte uns die traurige Nachricht, dass unser Ehrenmitglied der VdS, Dr. Karl Schaifers am 26. Oktober 2009 im hohen Alter von 88 Jahren verstorben ist.
Dr. Karl Schaifers wurde am 21. November 1921 geboren und beschäftigte sich seit lebens mit der Astronomie. Am 17. Oktober 1962 trat er in die VdS ein und war von diesem Jahr an verantwortlicher Redakteur und geschäftsführender Herausgeber der im April 1962 gegründeten astronomischen Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum". Zusammen mit Prof. Dr. Hans Elsässer und Prof. Dr. Rudolf Kühn gründete er diese Zeitschrift, um die Astronomie in Deutschland zu populari-
sieren und ein Bindeglied zwischen der professionellen und der Amateurastronomie zu schaffen.
Von 1969 bis 1973 arbeitete Dr. Karl Schaifers im Vorstand der VdS mit und lenkte zusammen mit dem damaligen Vorsitzenden Dr. F. Frevert die Geschicke unserer Vereinigung. Als Chefredakteur von ,,Sterne und Weltraum" hatte er für die Amateur-Astronomen immer ein offenes Ohr. Gerne erinnere ich mich an die Begegnungen Anfang der siebziger Jahre an der Landessternwarte auf dem Königstuhl in Heidelberg, als ich als junger Sternfreund dort Beobachtungen an einem Refraktor durchführen durfte.
Die vielen Sternfreunde, die ihm begegnet sind, werden ihn in guter Erinnerung behalten. Die VdS wird ihm ein ehrendes Andenken bewahren.
Otto Guthier, Vorsitzender der VdS
Dr. Elmar Hecker verstorben
Im gesegneten Alter von 91 Jahren verstarb vor wenigen Wochen Dr. Elmar Hecker, Gründungsmitglied der Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Dr. Elmar Hecker ist mit der Mitgliedsnummer 9 am 28. November 1952 der VdS beigetreten und gehörte dem VdS-Vorstand von 1957 bis 1965 an. Dr. Hecker war Initiator und Mitorganisator der 6. VdS-Tagung, die vom 12.-15. September 1963 in Köln stattfand. Schon damals folgten rund 200 Amateur-Astronomen der Einladung nach Köln zur Ausstellung von astronomi-
schen Instrumenten und zu Vorträgen. Dr. Elmar Hecker war damals in der Kölner Gruppe aktiv und Mitglied in der Kölner Volkssternwarte. In den schweren Jahren nach dem Krieg setzte er sich maßgeblich für die Wiederbelebung der Amateurastronomie in Deutschland ein und war bis zu seinem Tod der VdS verbunden.
Wir werden Herrn Dr. Elmar Hecker ein ehrendes Andenken bewahren. - der Vorstand -
Kooperation der VdS und der SAG
(Schweizerische Astronomische Gesellschaft)
In unserer letzten Ausgabe, VdS-Journal für Astronomie Nr. 31, haben wir auf Seite 4 über eine geplante Zusammenarbeit von VdS und den Kollegen der SAG berichtet. Diese Absicht wurde in den vergangenen Wochen in die Tat umgesetzt und ab sofort können Sternfreunde in Deutschland über die VdS den ,,Orion", die Publikation der SAG, zu einem Betrag von 50,00 Euro (6 Ausgaben/Jahr) beziehen.
Wer die lesenswerte Zeitschrift noch nicht kennt, kann ein Probeheft über die VdS-Geschäftsstelle beziehen. Ein Portrait der SAG und des ,,Orion" finden Sie im gleichen Heft auf Seite 121 ff. Über die weiteren Ziele und Inhalte der Zusammenarbeit werden wir Sie in der nächsten Ausgabe ausführlicher informieren. VdS-Vorstand
VdS-Journal Nr. 32
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Nach Redaktionsschluss
Die Beiträge für das Kalenderjahr
2010 sind fällig !!! von Thomas Kessler, VdS-Vorstand
Dieser Ausgabe des Journals ist die Beitragrechnung 2010
VdS durch eine eventuelle Rückgabe der Lastschrift in Rech-
beigefügt. Da der Versand in einer Fensterversandtasche er- nung gestellt werden, weiterberechnet werden müssen.
folgt, dient das Adressfeld auf der Beitragsrechnung gleich- Wegen des hohen Verwaltungsaufwands bei Schecks und
zeitig dem Versand. Wer also dieses Journal erhalten hat, wegen der hohen Kosten bei Auslandsschecks werden
hat auch eine Beitragrechnung bekommen.
Schecks, wie in der Beitragsordnung bestimmt, grundsätz-
lich nicht angenommen.
Um die Beiträge in der Steuererklärung geltend zu ma-
chen, bedarf es keiner gesonderten Zuwendungsbestätigung. Bei Überweisungen aus dem Ausland sind folgende Angaben
Bis zu einem Betrag (Beitrag/Spende) von nicht mehr als notwendig:
200,00 , reicht der Zahlungsnachweis in Verbindung mit Sparkasse Starkenburg
der auf der Beitragsrechnung abgedruckten Bestätigung.
BIC/SWIFT-Code = HELADEF1HEP
Die Mitgliedsnummer besteht grundsätzlich aus vier Stellen. IBAN = DE79509514690000011745
Da in der Vereinsbuchhaltung fünfstellige Kontonummern
geführt werden, wird der Mitgliedsnummer - nur für Bei- Bitte helfen Sie der Geschäftsstelle und der Buchhaltung
tragszwecke - eine 1 vorangestellt.
durch eine rechtzeitige Zahlung des Beitrages bei der Be-
wältigung der nicht unerheblichen Arbeiten im Zusammen-
Sofern Sie nicht den vorbereiteten Überweisungsbeleg be- hang mit dem Jahreswechsel.
nutzen, achten Sie bitte unbedingt darauf, die Mitglieds- Da leider regelmäßig mehr als 10% der Mitglieder gemahnt
nummer anzugeben. Hinweise auf den Bezug einer Zeit- werden, vorsorglich noch einmal der Hinweis, dass nach der
schrift o.ä. sind nicht notwendig, da die Zahlungszuordnung Satzung die Mitgliedschaftsrechte ruhen, wenn der Beitrag
ausschließlich über die Mitgliedsnummer erfolgt.
nicht bis zum 31. März bezahlt ist.
Die Beiträge können auch mit Banklastschrift eingezogen
werden. Soweit Sie am Banklastschriftverfahren teilnehmen Bei Fragen im Zusammenhang mit der Beitragszahlung
wollen und bisher noch keine Bankeinzugsermächtigung können Sie sich auch direkt an den Schatzmeister unter
erteilt haben, setzen Sie sich bitte mit der Geschäftsstelle thomas.kessler@vds-astro.de oder schriftlich an Thomas
in Verbindung. Bitte beachten Sie, dass Bankspesen, die der Kessler, Postfach 1930, 21309 Lüneburg wenden.
Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten von ,,Sterne und Weltraum"
von Otto Guthier, VdS-Vorstand
Auf der Mitgliederversammlung am 3. Oktober 2009 wurde von den Mitgliedern beschlossen, dass die Beiträge für das Jahr 2010 unverändert bleiben. Damit können wir den Mitgliedsbeitrag im sechsten Jahr in Folge konstant halten - und das bei nunmehr vier Ausgaben unserer Mitgliederzeitschrift pro Jahr!
Im Mitgliedsbeitrag ist der Bezug der Vereinszeitschrift ,,VdSJournal für Astronomie" enthalten. Alle weiteren Leistungen der VdS sind ebenso im Mitgliedsbeitrag inbegriffen. VdS-Mitglieder können die Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zu deutlich ermäßigten Bezugskosten über die VdS abonnieren.
Die Mitgliedsbeiträge für 2010 betragen demnach:
für Erwachsene
EUR 30,00
für Schüler, Studenten und Auszubildende
EUR 20,00
für Sternfreunde außerhalb der EU
EUR 35,00
einmalige Aufnahmegebühr
EUR 7,00
Zum 1. Januar 2010 betragen die Bezugskosten für ,,Sterne und Weltraum": Abo Inland: EUR 85,20; für VdS-Mitglieder: EUR 66,00 Abo ermäßigt: EUR 64,00; für VdS-Mitglieder: EUR 53,00 Abo Ausland: EUR 92,40; für VdS-Mitglieder: EUR 73,20
Diese Abo-Preise sind unverändert zum Vorjahr.
VdS-Journal Nr. 32
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
KALENDER 2010 / AHNERT 2010
Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2010
Ahnerts Astronomisches Jahrbuch ist das unentbehrliche Standardwerk für jeden Sternfreund. Im handlichen Zeitschriftenformat enthält es alle wichtigen Informationen über die Himmelsereignisse im kommenden Jahr, versehen mit Sternkarten, Hintergrundinformationen, Beobachtungstipps und den besten Aufnahmen von Amateurastronomen. Der neu gestaltete Kalender präsentiert Tag für Tag die bedeutendsten astronomischen Ereignisse. So können sowohl Einsteiger als auch fortgeschrittene Sternfreunde Monat für Monat ihre eigenen Beobachtungen planen. 210 Seiten; 10,90 zzgl. Porto, als Standing Order 8,50 inkl. Inlandsversand, ISBN: 978-3-941205-27-7
Kalender »Himmel und Erde 2010«
Astronomen präsentieren im Bildkalender Himmel und Erde 2010 ihre schönsten Aufnahmen und lassen Sie an den fantastischen Möglichkeiten der modernen Naturbeobachtung teilhaben. Zusätzlich bietet er wichtige Hinweise auf die herausragenden Himmelsereignisse 2010 und erläutert auf einer Extraseite alle auf den Monatsblättern des Kalenders abgebildeten Objekte knapp und anschaulich. 14 Seiten; 13 farbige Großfotos; Spiralbindung; Format: 55 x 45,5 cm; 29,95 zzgl. Porto; als Standing Order 27,- inkl. Inlandsversand; ISBN 978-3-411-80663-8
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Sie sich die Motive online ansehen.
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Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg | Tel 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 service@spektrum.com
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
,,Wenn die Sonne in Dunkelheit
getaucht wird"
von Stephan Fichtner
Im vergangenen Sommer war es einmal wieder soweit: Tausende Kilometer waren finsternishungrige Mitteleuropäer gereist, um am 22. Juli 2009 die längste totale Sonnenfinsternis des noch jungen Jahrhunderts im Reich der Mitte zu erleben. Ähnlich wie bei der zwar nicht so langen, aber ebenso als ,,Jahrhundertfinsternis" betitelten Eklipse im eigenen Lande vor fast genau zehn Jahren, musste man auch diesmal gute Beziehungen zum Wettergott haben, um die Finsternis beobachten zu können.
Was treibt viele Sternfreunde um den halben Erdball, in Wüsten und in arktische Gefilde, um die nur wenigen Minuten, in denen der Mondschatten den Tag zur Nacht macht, zu erleben?
In den folgenden Beiträgen des Schwerpunktthemas ,,Sonnenfinsternisse" ist immer wieder von einem ominösen SoFi-Virus die Rede, welches in
vielen Sternfreunden schlummert, um dann zu gewissen Terminen quasi seuchenhaft auszubrechen. Das Gute daran: Im Gegensatz zur Schweingrippe gibt es gegen dieses Virus auf absehbare Zeit keine Impfung! In diesem Sinne: viel Spaß bei den hier versammelten Beiträgen!
Licht und Schatten im Reich des Drachen
von Gabriele und Jörg Ackermann, Jörg Kopplin, Bernd Flach-Wilken und Team Baader
Bei vielen SoFi-Virus-Infizierten stand dieser Termin seit Monaten, wenn nicht gar seit Jahren, fest im Kalender: Am 22. Juli 2009 sollte man tunlichst eine Geschäftsreise oder seinen Urlaub ins Reich der Mitte planen. Denn nur einmal in diesem 21. Jahrhundert würde der Drache die Sonne so lange verschlingen und sie im günstigsten Fall erst nach über sechs Minuten wieder ausspeien.
Stellvertretend für viele Sternfreunde, welche Reisen ins Reich der Mitte unternahmen, zeigen wir hier die Eindrücke von drei Gruppen.
So wie Gabriele und Jörg Ackermann erging es wohl vielen China-Besuchern bei der Anreise zu ihren vorher ausgewählten Beobachtungsplätzen: ,,Wir hatten ursprünglich geplant, die Finsternis an
VdS-Journal Nr. 32
1 Die partielle Phase der Sonnenfinsternis zwischen 8:07 und 10:17 Uhr China
Standard Time (CST), fotografiert von Gabriele und Jörg Ackermann durch ein Zeiss APQ 100/640 mit 2fach Barlowlinse und Herschelkeil.
der Küste in Jinshanwei zu beobachten. Die Wetteraussichten für die Region waren aber so schlecht, dass wir noch am Frankfurter Flughafen einen Flug nach
Wuhan gebucht haben. Da das Wetter westlich von Wuhan noch besser sein sollte, entschlossen wir uns, ein Auto zu mieten, und Wuhan in Richtung Westen
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
11
2 3 Das Perlschnurphänomen wie auch die Minimumskorona wurden von Gabriele und Jörg
Ackermann trotz Bewölkung sehr schön im Bild festgehalten. Aufnahmedaten wie Abb. 1, jedoch ohne Barlowlinse. Belichtungszeiten der Koronaaufnahmen zwischen 1/20 s und 2,5 s.
zu verlassen. Aufgrund des dichten Verkehrs und der teilweise schlechten Straßen sind wir jedoch nur 60 Kilometer weit gekommen. Wir hatten zwar während der gesamten Finsternis Wolken vor der Sonne, doch die Totalität konnten wir gut verfolgen. Leider hat die Bewölkung bessere Bilder der Korona verhindert (Abb. 2,3)."
Dem Team von Baader Planetarium erging es ähnlich: Auch die Teilnehmer dieser Expedition verließen ihren ersten Beobachtungsplatz fluchtartig, als sie die Wetterprognosen für die chinesische Ostküste sahen: ,,Wir wollten ursprünglich in Zhoushan, südöstlich von Shanghai, die
fen, dem man ausweichen musste. Also fuhren wir mit dem Auto noch knapp 80 Kilometer weiter nach Südwesten, geleitet von den neuesten Bildern der Wettersatelliten auf dem Laptop. Auch in dieser Region war es nicht völlig klar, wie ein Halo um acht Uhr morgens deutlich machte, doch es fand sich ein viel versprechender Standort inmitten von Baumwoll- und Teefeldern an einem kleinen Bauernhaus. Die Bewohner waren ausgesprochen freundlich, so dass wir mit der Hauswand als Windschutz im Rücken unser Equipment direkt vor einem kleinen Teich aufbauen konnten. Fotos mit verschiedenen Weitwinkelund Fischaugen-Objektiven geben den
Laut seinem Bericht war die Sichtbarkeit der Korona während rund vier Minuten der sechs Minuten Totalität gleich Null. Dennoch bot sich seinem Objektiv in Anbetracht der Wuhan-Wolken doch manch erfreulicheres, irdisches Motiv (Abb. 5). Seine Weitwinkelaufnahme mit dem Steuerrad eines chinesischen Fischerboots spiegelt die Dramatik dieser Finsternis schön wider (Abb. 6).
Jörg Kopplin aus Altenburg war in das idyllisch gelegene Wasserdorf Wuzhen gereist, aus dem auch das Zweite Deutsche Fernsehen von der Finsternis berichtete. Er schreibt: ,,Leider spielte entgegen der Statistik das Wetter nicht mit. Bedeckter
Finsternis erleben. Nachdem die Wettervorhersagen 24 Stunden vor dem Ereignis sehr schlecht waren, haben wir uns kurzfristig entschlossen, einen Flug nach Wuhan (etwa 800 km weiter westlich) zu buchen. Doch am Finsternistag um vier Uhr früh zeigte das Satellitenbild einen sich langsam bewegenden Wolkenstrei-
Eindruck recht gut wieder." Die Fisheyeaufnahme von Team Baader ist auf dem Titel dieses Journals abgebildet.
Bernd Flach-Wilken hatte in Wuhan nicht ganz so viel Glück. So zogen während der partiellen Phase immer wieder starke Wolken vor die Sonne (Abb. 4).
Himmel, Regen und hohe Luftfeuchtigkeit machten das Ereignis fast komplett zunichte. Zirka 30 Minuten vor der Totalität begann glücklicherweise die Wolkendecke gelegentlich aufzureißen, so dass durch die Cirrus-Bewölkung die zunehmend kleiner werdende Sonnensichel zu sehen war. Sonnenfinsternis-Schutz-
12
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
4 Mit Sonnenfinsternisfolie ging es belichtungsmäßig schon in den Sekundenbereich, ohne sah es im Autobelichtungsmo-
dus bei 400 mm Brennweite (PENTAX K20D) sehr dramatisch aus. Noch bestand bei etwa 95% Verfinsterung Hoffnung, dass es in letzter Sekunde ein ,,blaues Loch" am Himmel geben würde. Minuten später wussten wir es besser ...
5 Einen erfreulicheren Anblick als die Wuhan-Wolken boten einige irdische
Wesen, wenn auch SoFi-gerecht verhüllt.
brillen waren weitestgehend entbehrlich. Eine Zitterpartie stand bevor. Dann, im entscheidenden Moment, sah man in einem ,,Wolkenloch" die letzten Sonnenstrahlen schwinden. Leider wurde der
VdS-Journal Nr. 32
beginnende Diamantring schnell durch eine Wolke ,,zugeschmiert". Man sah durch das Teleskop eine sich auflösende ,,Perlenkette" mit einem roten Saum, der Chromosphäre. Durch mehr oder weni-
ger dichte Bewölkung zeigte sich dann bis kurz nach der Mitte der Totalität eine total verfinsterte Sonne mit (innerer) Korona. Deren Verlauf in die äußeren schwächeren Bereiche konnte aufgrund der dichten Bewölkung auch fotografisch nicht beobachtet werden. Durch die vorherrschende Bewölkung empfand man die Verfinsterung als sehr dunkel. Nach 5 Min. 51 Sek. wurde es schnell wieder hell. Der dritte Kontakt konnte nicht verfolgt werden. Wenige Sekunden später zeigte sich die zunehmend heller werdende Sonnensichel. Nach weiteren Minuten zog der Himmel wieder komplett zu, so dass die Beobachtung abgebrochen wurde. In der großen Beobachtermenge vor Ort mit anwesendem ZDF-Fernsehteam ließ man sich letztendlich die Stimmung trotz beinahe Komplett-Fehlschlag nicht verderben." Dennoch gab es auch aus Wuzhen genügend Fotomaterial, um mit einigen Photoshop-Kenntnissen noch zu recht ästhetischen Kompositionen der Jahrhundertfinsternis zu kommen (Abb. 7 bis 9). Weitere Berichte von der Jahrhundertfinsternis 2009 und anderen Finsternissen finden Sie in weiteren Beiträgen auf den folgenden Seiten.
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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6 Ein Steuerrad eines chinesischen Fischerbootes kann auch plakativ wirken... Mit 10 mm Brennweite an einer PENTAX
K10D bot sich während der wenigen klaren Totalitätsminuten dieses Bild. Weiter westlich in Shanghai regnete es in Strömen.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
7 Perlschnurphänomen beim zweiten
Kontakt mit vorherrschender Bewölkung, Apo-Refraktor TMB 80/600 + TS Fieldflattener
8 Totalität - Innere Korona,
technische Daten wie Abb. 7
VdS-Journal Nr. 32
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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9 3fach Komposit-Aufnahme aus
einer Sternfeldaufnahme (2,5 Monate zuvor) an der Position zur Sonnenfinsternis, der inneren Korona während der Totalität und der äußeren Korona zum Finsterniszeitpunkt mit SOHO.
Ni-hao - Hallo China!
von Walburga Küchler
20.000 Kilometer reisen für nur fünf Minuten Totalität? Nein, dass konnten wir uns doch nicht antun. Zumal die Wetterprognosen für die Sonnenfinsternis in China am 22. Juli 2009 nur zu 50 Prozent gutes Beobachtungswetter vorher sagten. Aber dies war genau der Grund, weshalb wir unsere China-Reise bewusst auf zwei Beine gestellt hatten. Wir wollten etwas vom Land sehen und als i-Tüpfelchen natürlich die längste Sonnenfinsternis dieses Jahrhunderts erleben.
nis? Nein, sie wollten sicher gehen, dass keiner die Schweinegrippe in ihr Land bringt. Gott sei Dank hatten wir alle keine erhöhte Temperatur, denn sonst hätten wir in eine Art Quarantäne gemusst.
Das hätte unsere Reisepläne ganz schön durcheinander gebracht. Dann kam der zweite Schock. Beim Ausstieg aus dem Flugzeug spürten wir sofort, was uns die nächsten zwei Wochen erwarten sollte:
Begrüßung in Peking durch das Gesundheitsministerium Bereits am Morgen des 11. Juli landeten wir zusammen mit unserer Reisegruppe wohlbehalten in Peking, oder wie es heute heißt: Bejing! Bevor wir jedoch aus dem Flugzeug durften, kamen Beamte vom Gesundheitsministerium und maßen unsere Körpertemperaturen. Waren wir alle schon im Fieberwahn der Sonnenfinster-
1 Begrüßung durch das Gesundheitsministerium
VdS-Journal Nr. 32
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
35 - 40 Grad C Hitze und eine enorme Luftfeuchtigkeit von 80 - 90%. Bejing lag unter einer Dunstglocke. Kein Wölkchen am Himmel. Alles grau und trüb, dafür heiß und schwül. Zur Begrüßung im Hotel stand bereits ein leckeres Frühstücksbuffet für uns bereit. Und damit uns die Heimat nicht zu stark fehlte, lagen zur großen Freude der Schwaben auch Laugenbrezeln bereit. Siegfried hat das Angebot gerne angenommen. Vermutlich war ihm schon da klar, dass er so eine Chance in China
nie wieder bekommen sollte. Gut gestärkt ging's mit dem Ausflugsbus zum Platz des Himmlischen Friedens, danach zum Alten Observatorium und ins neue Planetarium von Peking. Dieses Planetarium könnte für manch ein verstaubtes deutsches Planetarium durchaus als Vorbild dienen. Dazwischen konnten wir üben, wie man mit Stäbchen isst. Es gab natürlich viel Gelächter und für diejenigen, die sonst verhungert wären, zum Glück auch normales Besteck. Für alle, die abends immer noch nicht
2 Smog über der verbotenen
Stadt in Peking
genug hatten, stand fakultativ der Besuch der Pekinger Oper auf dem Programm. Wir haben das Angebot sehr gerne angenommen und haben es auch nicht bereut.
Die Chinesische Mauer und die Terrakotta-Armee Natürlich haben alle wegen der Hitze ständig Wasser getrunken. Alles wurde dann doch nicht wieder rausgeschwitzt. Somit konnten wir auch die chinesischen Toiletten in Augenschein nehmen, die gar nicht so schlimm sind, wie man immer vermutet. Unser chinesischer Reiseleiter hat uns immer wieder auf eine ,,Harmonie-Pause" aufmerksam gemacht. Somit war schon zu Beginn unserer China-Tour dieses Problem für uns alle in sehr liebevoller Ausdrucksweise geklärt. Am Morgen stellten wir unsere Koffer fertig gepackt vor die Hoteltür, da wir abends bereits mit dem Bus direkt zum Bahnhof gefahren waren. Nun ging es
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3 Die Autorin (in weiß) bei einer
kurzen Pause auf der Großen Mauer.
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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4 Die Terrakotta-Armee hat alle
beeindruckt.
mit dem Nachtzug nach Luoyang. Dort sahen wir zum ersten Mal am frühen Morgen die Sonne. Wir besichtigten wieder ein altes Observatorium und ein Shaolin-Kloster. Der Stadtführer bemühte sich redlich, uns etwas über seine Heimatstadt zu erzählen. Allerdings waren wir alle so müde, dass wir ein Nickerchen im Bus vorzogen.
Weiter ging es nach Xi`an. Das Hotel New World ist bombastisch. Leider nicht unsere Ankunftszeit. Denn die vielen Staus auf den Straßen, die trotz fünfstöckiger Autobahnen nicht unter Kontrolle gebracht werden können, kosten sehr viel Zeit. Vor unserem Inlandsflug nach Nanjing stand noch die Besichtigung der Terrakotta-Armee an. Einfach unglaublich, dies anzuschauen. Grandios ist inzwischen auch die Hitze. Sie steigt von Tag zu Tag, gleichmäßig mit der Luftfeuchtigkeit. Man kann ein Kleidungsstück trocken raus hängen und es nass wieder herein holen. Dafür sorgt die 90-prozentige Luftfeuchtigkeit. Gegen 22 Uhr kommen wir im Hotel in Nanjing an.
Zimmerverteilung, duschen und ins Bett fallen. Am nächsten Morgen treffen wir uns um 10 Uhr zum Abmarsch zur alten historischen Stadtmauer von Nanjing. Auf den Spuren von Frau Merkel, die diesen Abschnitt bei einem China-Besuch bereits beschritten hat. Danach geht es weiter zum Observatorium, Spaziergang durch die Altstadt und Weiterfahrt mit dem Zug nach Suzhou.
Der ,,besondere Tag" rückt näher Ja, wir nähern uns dem großen Tag. Wir werden daran erinnert, als ein Gruppenteilnehmer seinen aus Deutschland mitgebrachten Akku nicht mit in den Hochgeschwindigkeitszug nehmen darf. Die Bestimmungen verbieten es. Alle Erklärungen nutzen nicht, der Akku bleibt draußen. Der Himmel ist blau und wir sehen die Sonne! Im Hotel angekommen, stellt Siegfried fest, dass sein Koffer von den Zollbeamten geöffnet wurde und an seiner SphinxMontierung ein Plastikteil defekt ist und das Fernrohr äußerlich beschädigt ist. Er ist stinksauer und hofft, dass zumindest die Optik nichts abbekommen hat. Im Suzhou besichtigen wir den Garten der Meister der Netze, eine Seidenspinnerei und das Stadtmuseum.
Schanghai - vom Fischerdorf zur 18-Millionen-Metropole Mit dem Bus geht es weiter nach Shanghai. Der 22. Juli rückt näher. Dank der immerwährenden Staus haben wir reichlich Gelegenheit, die Hochhäuser dieser Millionenstadt zu bestaunen. Aus dem ehemaligen Fischerdorf ist heute eine Stadt mit 18 Millionen Einwohnern geworden. Heute Abend gab es schon den zweiten Vortrag von Siegfried über die bevorstehende Sonnenfinsternis. Jürgen und Kai aus unserer Gruppe haben Bilder von der Sonnenfinsternis in Libyen dabei, und die Vorfreude und das Hoffen auf das bevorstehende Ereignis wächst.
Auf die Wettervorhersagen verlassen wir uns mittlerweile nicht mehr. Jeder denkt an 1999 in Stuttgart zurück. Im Hotel treffen wir unsere Freunde aus Immenstadt: Stefan und Tanja. Diese haben die Kurzvariante der China-Tour gebucht und uns freundlicherweise weiteres astronomisches Gepäck mitgebracht. Herzlichen Dank nochmal an euch Beide. Alles ist gut angekommen, und endlich ist unsere Ausstattung vollständig!
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Endspurt zum Beobachtungsort Am 21.7. geht es endlich von Shanghai nach Wuzhen - unserem Beobachtungsort. Gleich nach der Ankunft im Hotel wird das Equipment aufgebaut. Der Test, ob alle Geräte die Reise gut überstanden haben, verläuft erfolgreich. Alles funktioniert, nun kann nichts mehr schiefgehen. Abends besuchen wir noch die große Eröffnungsveranstaltung von Stefan Krause und Angela Weidenbach von Eclipse-Reisen. Selbst das ZDF ist mit dabei, um die ,,Verrückten" zu filmen.
Am Tag der Finsternis stehen wir um zwei Uhr auf. Siggi, Stefan, Tanja und ich wollen aufbauen. Aber es regnet. Also wieder rein ins Zimmer, nochmal so tun, als könne man schlafen, aber um fünf Uhr kann keiner von uns mehr liegen bleiben. Es nieselt noch, deshalb gehen wir erst einmal ohne Appetit frühstücken. Unser Mut schwindet nun doch etwas. Dennoch bleiben wir am Ball und bauen draußen vor dem Hotel unter einem Vordach alles auf - was sollen wir auch sonst tun?
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Die Finsternis beginnt Der erste Kontakt ist schon lange vorüber - doch gesehen haben wir bisher nichts. Regen und dichte Wolken wechseln sich ab. Und nachdem unser Optimismus auf einem Tiefpunkt angekommen ist, gibt eine Wolkenlücke die schon fast ganz verfinsterte Sonne etwa zehn Minuten vor dem zweiten Kontakt endlich frei. Nun ist der Jubel groß. Die Zeit reicht gerade, um den Auslöser der Kamera zu betätigen, dann verschwindet unser Zentralstern auch schon wieder hinter den Wolken. Doch die Wolkendecke bekommt mehr und mehr Lücken, durch die der blaue Himmel hindurch scheint; die Zuversicht, etwas von der Totalität wahrnehmen zu können, wächst. Dramatische Minuten zwischen Hoffen und Bangen. Bevor uns der Kernschatten erreicht, nimmt die im Rest-Sonnenlicht liegende Umgebung ein Aussehen an, wie wenn man es im vollen Sonnenlicht durch ein dunkel getöntes Glas wahrnehmen würde. Dann, der Diamantringeffekt und plötzlich ist es dunkel. Wir schreiben den 22. Juli 2009, 9.34 Ortszeit. Die schwarze
5 Die Skyline von Shanghai
Sonne steht direkt über uns. Begeisterungsschreie überall. Die Zikaden hören auf zu lärmen, die Libellen verschwinden und auf einmal fliegen Fledermäuse um uns herum. Wir fallen uns vor Glück gegenseitig in die Arme und wie 2006 in der Türkei fließen bei uns die Tränen. Das Sonnenfinsternis-Virus hat uns wieder. Diesen Moment in Worten zu beschreiben, habe ich auch 2006 nicht geschafft. Es geht einfach nicht. Man muss es selber erleben, um dies alles zu begreifen.
Immer wieder ziehen Wolkenfetzen an der verfinsterten Sonne vorüber. Aber das Ziel unserer Reise ist erreicht. Wir haben die Totalität gesehen. Und dann, unversehens ist es auch schon wieder vorbei. Fünf Minuten können ja so kurz sein!
Noch eine Aufnahme gelang uns von der partiellen Phase, die Wolkenlücke schloss sich ziemlich schnell wieder und wenig später hat es dann auch angefangen
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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6 Der Diamantringeffekt ist hinter Bewölkung sichtbar.
zu regnen. Unglaublich, wie viel Glück wir hatten. Vielen Sternfreunden ist es diesmal leider nicht so gut ergangen. In Shanghai hat es während der Totalität sogar heftig geregnet. Und in vielen anderen Orten in China und Indien auch. Der Rest ist schnell erzählt. Rückfahrt nach Shanghai, ein letzter Besuch einer Sternwarte in China. Aber da regnet es schon wieder so heftig, dass einige Teilnehmer im Bus sitzen bleiben. Am nächsten Tag fliegen wir zurück nach Frankfurt am Main.
7 So bot sich uns die Korona durch dünne Wolken.
Literaturhinweis: - Walburga Küchler, 2007. Persönli-
cher Erlebnisbericht über die Totale Sonnenfinsternis 2006, VdS-Journal 1/2007, Seite 111. Internet-Hinweise: Weitere Bilder zu diesem Reisebericht: - http://www.astro-siggi.de/ astro-reise-sofi-2009.html Veranstalter der Reise: - www.eclipse-reisen.de
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Auf Drachenjagd im Reich der Mitte - (k)ein Reisebericht
von Klaus-Dieter Kalauch
Zu den wohl eindrucksvollsten und nachhaltigsten Naturereignissen, die wir beobachten können, gehören totale Sonnenfinsternisse (Sofis). Es gibt wohl kaum jemanden, den dieses Naturphänomen nicht in seinen Bann zieht. Manche sind vom Virus ,,Totale Sonnenfinsternis" so infiziert, dass er zu bestimmten Zeiten immer wieder ausbricht. Die Symptome sind: Unruhe, nervöse Gespanntheit und sehnsüchtige Blicke zum Himmel; gepaart mit einer kaum zu stoppenden Reiselust zum Ort des Geschehens.
Nun, die Zeit war wieder reif. Schon kurz nach der Sofi in Side/Türkei begannen wir mit den ersten Überlegungen. Unsere Gedanken konzentrierten sich auf die sagenhafte sechs Minuten und 39 Sekunden dauernde Finsternis. Schaute man sich den Finsternispfad genauer an,
so fiel unweigerlich der Ort Shanghai ins Auge. Auch wenn die Region nicht ganz am Maximalpunkt der Finsternis lag, so waren doch mehr als 5 1/2 Minuten ideal für eine Reise in das Reich der Mitte, in der ein Drache zuweilen die Sonne fressen soll.
Die Witterungsprognosen für Shanghai zeigten eine Bewölkungswahrscheinlichkeit von etwa 53 Prozent. Deshalb planten wir eine astronomische China-Reise mit der Sonnenfinsternis als Höhepunkt am 22. Juli. Schnell kam eine Reisegruppe zusammen, und mit dem Frühjahr begannen die intensiven Vorbereitungen. Was wollten wir beobachten, wer hat welche Geräte und passte überhaupt alles ins Fluggepäck? Um das zu klären wurde ein Vorbereitungstreffen in der Sternwarte Schneeberg durchgeführt.
Schließlich begann unsere Reise am 18. Juli. Der Flug war angenehm und wir waren froh, nach einigen Stunden das riesige China unter uns zu sehen. In Shanghai angekommen, nutzten wir nicht nur deutsche Ingenieurskunst, um vom Flughafen ins Stadtzentrum zu kommen, sondern voller Staunen blickten wir auf eine Stadt der Superlative. Gigantische Hochhäuser kratzten wahrlich den Himmel und der Blick von der 340 Meter hohen Aussichtsplattform des Jinmao-Tower ließ uns nur erahnen, wo wir eigentlich waren: in einem Meer von Hochhäusern. Vieles war überwältigend, imposant und bestaunenswert. Trotzdem fragten wir nach dem traditionellen, dem ursprünglichen China, so wie wir es uns eigentlich vorgestellt hatten. Es gab Antworten, die wir teils staunend vernahmen als auch ein wenig kopfschüttelnd
1 Das obligatorische Gruppenfoto
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2 Totale Sonnenfinsternis vom 22. Juli 2009, aufgenommen
in Wuzhen mit einem russischen Teleobjektiv 8,6/550.
hinterfragten. Unsere chinesische Reisebegleiterin Jin, die uns sehr engagiert betreute, vermittelte uns einen, sicher kleinen, aber guten Eindruck vom heutigen Leben in China. Plötzlich begegneten uns deutsche, holländische und britische Sternfreunde. Eine Gemeinde von Infizierten, von Sternfreunden aus allen Ländern traf sich auf Plätzen und stellte fest, wie lange man sich nicht gesehen hatte. Oft schien es so zu sein als ob jeder jeden kenne und schließlich war es auch so. Wir erkannten uns - als die, die dem Drachen, der die Sonne verschluckt, ins Maul schauen wollten. Und die Themen waren gleich: Wie wird das Wetter, wo ist der beste Beobachtungsplatz und was hast du vor, wie willst du deinen chinesischen Drachen fangen? Zwar erklärte uns Jin, dass es eigentlich ein großer Hund wäre, der die Sonne frisst, aber so recht akzeptieren wollten wir es nicht.
Schließlich verabschiedeten wir uns aus der Riesenmetropole. Unser Reiseziel war nun Wuzhen, ein Wasserdorf etwa zwei Busstunden südwestlich. Hier wollten wir den Drachen zwingen. Doch das Wetter verschlechterte sich zunehmend. Ein Taifun näherte sich bedrohlich dem Finsternispfad. Sollten die Zweifler Recht bekommen? Im historischen Dorfbereich, der mit Kanälen durchzogen ist, wollten wir unsere Instrumente aufbauen. Die Umgebung entsprach unserem Geschmack: Alte Häuser, lauschige Gassen vermittelten eher einen Eindruck vom ursprünglichen China, was wir in Shanghai vergeblich gesucht hatten. Die Eindrücke waren bestens. Ein sehr schön gelegenes Amphitheater war für die FinsternisTouristen abgesperrt worden. Die Hotels waren entsprechend vorbereitet und ausgebucht. So trafen sich am Vorabend ca. 300 deutsche Sternfreunde im großen
Festsaal, um letzte Informationen zu bekommen. Die Anspannung lag förmlich in der Luft, nicht nur wegen des schlechten Wetters. Was war zu tun? Wir hatten einen eigenen Bus und wollten notfalls fahren, um ,,den Drachen zu jagen". Die Veranstaltung endete, als es zu gewittern begann. Ein dichtes Wolkenband bewegte sich genau in die Finsterniszone hinein. Je später der Abend wurde, desto mehr regnete es.
Schon um fünf Uhr war die sehr kurze Nacht vorbei. Alles war bereit, nur das Wetter nicht. Gegen sechs Uhr regnete es zwar nicht mehr, aber schönes Beobachtungswetter sah anders aus. Unseren Beobachtungsplatz hatten wir am Abend vorher in die Nähe des Hotels verlegt. So hofften wir auf ungestörte Beobachtungen. Nach einigem Hin und Her entschieden wir uns für einen Beobachtungsplatz und blieben. Der Fahrer wurde informiert, Jin besorgte noch einige Regenfolien und so begannen wir mit dem Aufbau unserer Geräte. Jeder baute seine Instrumente auf und wartete. Denn
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
von der Sonne war nichts zu sehen. Es fing sogar wieder zu regnen an. Sollte der chinesische Drache doch kein Freund der ,,Langnasen", wie wir Europäer auch genannt werden, sein? Der erste Kontakt - wir sahen nichts als Wolken! In der Nähe brannte jemand ein Feuerwerk ab, vielleicht wollte er uns aufmuntern, vielleicht die Wolken verjagen oder auch nur, ganz profan verhindern, dass das Feuerwerk durch die Nässe unbrauchbar wird. Wir erfuhren es nie, denn wir sahen zum Himmel und hofften weiter. Schließlich erreichte der Bedeckungsgrad der Sonne etwa 80 Prozent. Der Regen hatte schon aufgehört und nun kam, wenn auch langsam, Bewegung ins Wolkenband. Erst wurde es heller und schließlich zeigten sich erste Wolkenlücken. Der Drache war erwacht und demonstrierte seine Macht. Plötzlich gab es erste Rufe und schließlich zeigte sich die nun bereits imposant verfinsterte Sonne. Hektisches Treiben begann. Die Geräte wurden aus- und eingerichtet, der Fokus schnellstmöglich bestimmt und erste Fotos gemacht. Freudige Betriebsamkeit brach aus, jeder von uns wollte die letzten Minuten des Wartens vergessen machen. Unruhige Momente folgten für uns, jede Wolkenlücke wurde freudig gegrüßt und ausgenutzt. Schließlich wieder Wolken - und das kurz vor der Totalität! Wir wollten ja an unserem Beobachtungsplatz für 5 Minuten 52,4 Sekunden eine völlig verdeckte Sonne beobachten. Sollte daraus nichts werden? Bange Sekunden, die wie Minuten erschienen und plötzlich zeigte sich am Himmel ,,DIE WOLKENLÜCKE". Es war mittlerweile merklich dunkler geworden, das Licht änderte seine Farbe schon leicht - es schien, als wolle auch die Natur Atem holen. Atem holen, um uns zu zeigen wie der chinesische Drache die Sonne frisst... Schnell war die Wolkenlücke entdeckt worden, denn unser ,,stiller Beobachtungsort" war längst nicht mehr so still. Nun vereinten sich unsere Rufe gen Himmel zu ,,unserer Wolkenlücke" und sie schien uns zu erhören. Endlich gab sie die Sicht auf das Objekt unserer Begierde frei und so sahen wir alles, was wir wollten. Es wurde immer dunkler, die Kameras klickten und jeder schaute zum Drachen. Schließlich erfolgte der zweite Kontakt. Nach einem kurzen Innehalten sahen wir nun unsere Sonne im Maul des Drachen.
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Eine völlig bedeckte Sonne, eine schöne, gut ausgeformte Minimumskorona!
Niemand kann wirklich wiedergeben was er sieht. Das ist sicherlich das Beste am Bazillus ,,Totale Sonnenfinsternis", denn obwohl von ihm befallen, erlebt jeder die Finsternis auf seine Weise und immer hellwach mit allen Sinnen. So auch bei uns: Die Dunkelheit war tief und lang anhaltend. Jeder konnte die Totalität wirklich genießen. Zwar störten immer wieder Wolken den Blick zum Himmel, aber die Korona strahlte über uns und ließ uns nicht aus ihrem Bann. Zwei Minuten 56 Sekunden - die Mitte der Finsternis war erreicht. Wir fotografierten, schauten uns um und sahen hoch über uns, wie langsam, aber viel zu schnell die Sekunden verrannen. Fünf Minuten - noch immer Dunkelheit und eine verfinsterte Sonne über uns. Fünf Minuten 45 Sekunden - nun wurde es viel zu schnell wieder heller. Der dritte Kontakt stand bevor. Würde der Drache unser Tagesgestirn wieder frei geben? Die Menschen früher erhofften sich dies - aber wir heute? Dritter Kontakt: Ganz langsam erschienen die ersten Sonnenstrahlen am Sonnenrand. Dann ging alles sehr schnell. Zunehmend gab der Drache seine Beute wieder her. Das Tageslicht ließ uns verwundert in die Runde gucken. War das schon alles gewesen? Schade, aber wir waren dabei! Wir sahen, wie der Drache die Sonne fraß und sie auch wieder frei gab.
Die folgenden Minuten waren so ganz anders. Die Nervosität verflog. Freude, Lachen und fröhliche Gesichter ringsum. Jeder erzählte dem anderen, was er gesehen hatte. Und wir staunten und schauten verwundert. Nicht nur unsere kleine Reisegruppe hatte mit uns beobachtet, nein, wir waren jetzt viele. Einige Chinesen waren nun da und wir unterhielten uns mit ihnen (in welcher Sprache eigentlich?). Zwei junge Mädchen aus Taiwan stellten viele Fragen und später kamen noch Franzosen dazu. Wie ging denn das? - Sicher auch so ein Wunder der Natur! Einige Minuten später war Schluss mit dem Schauen, die Wolkendecke verdichtete sich immer mehr und unser Zentralgestirn verschwand wieder für den Rest des Tages hinter dichten Regenwolken. Alles Wesentliche hatten wir gesehen
und wir waren zufrieden. Schließlich waren wir Infizierten zwar nicht geheilt, aber das Virus schlummert nun wieder. Spätestens am 21. August 2017 werden wir wieder auf Tour sein und schauen, ob im Wilden Westen auch die Sonne verdeckt werden kann. Die paar Tage müssen wir eben warten!
Natürlich hatten wir uns noch viel mehr vorgenommen und so besuchten wir einige faszinierende Orte im Reich der Mitte. Wo wir auch immer waren, den chinesischen Drachen sahen wir häufig. Zu uns war er gut, der Drache - doch wir trafen auch viele Sternfreunde, die enttäuscht sagen mussten, dass sie nichts gesehen hatten außer einer großen Dunkelheit. Schade!
Inserentenverzeichnis
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7
astronomie.de, Neunkirchen
85
Astrocom, Martinsried
13
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
65
Landsberg
ATT, Essen
33
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Deep-Sky-Treffen
87
Intercon Spacetec GmbH,
U3
Augsburg
Kosmos Verlag, Stuttgart
55
Meade Instruments Europe,
23
Rhede
Gerd Neumann jr.
53
Optische Geräte Wolfgang Lille, 97 Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Ver- 9 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 91
29. Planeten- und Kometen-
57
tagung, Violau
MEADE und M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2008 Meade Instruments Corp. Alle Rechte vorbehalten. Änderungen und Irrtümer vorbehalten. Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Das Ende der Hoffnung
von Sebastian Voltmer
Die längste totale Sonnenfinsternis des 21. Jahrhunderts auf der buddhistischen Insel Putuo - was für ein Traum für die Reisegruppe von ,,Peter kommt mit". Immer dabei: unser Reiseleiter Peter Höcherl. Auf dem Flug von München nach Shanghai blicke ich müde aus dem Fenster des abgedunkelten Flugzeugs. Unter uns: die Mongolei. Es ist Nacht; doch tief im Norden erstrecken sich filamentartige helle Strukturen. Ansonsten ist der Himmel dunkel, aber sehr klar.
Es sind zarte Eiskristallwolken in über 80 Kilometern Höhe, die Sonnenstrahlen abbekommen: Leuchtende Nachtwolken (Abb.1). Sie treten nur in den Sommermonaten um den 21. Juni herum auf und sind in nördlichen Breiten zu sehen. Ich schnappe mir die Kamera und belichte wenige Sekunden aus dem Flugzeugfenster heraus. Ich muss an die blauen Eiskristallwolken auf Mars denken, die
eine ähnlich irisierende Färbung haben. Als die Morgendämmerung über dem weiten Land hereinbricht, verblassen sie allmählich in der aufgehenden Sonne.
1 Über der Mongolei und aus dem
Flugzeugfenster heraus fotografiert - Nachtleuchtende Wolken in 80 Kilometern Höhe!
2 Auch ein Mönch schaut ge-
bannt zur immer schmaler werdenden Sonnensichel empor. Dennoch zeigen sich seine anderen Klosterbrüder eher weniger berührt - schließlich geht der religiöse Ritus vor. Auf den Felsen sind die großen Felszeichen zu erkennen.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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3 Bereits der Beginn der partiellen Phase verläuft hinter Wolken.
Ankunft Shanghai Pudong: Bei mehr als 37 Grad Celsius ist die Luft sehr feucht, das Wetter überwiegend sonnig. Mit 430 Kilometern pro Stunde geht's via Transrapid weiter. Aus Energiespargründen wird seine Geschwindigkeit gegen Abend auf 300 Stundenkilometer gedrosselt. Unsere weitere Route führt uns aus der 20-Millionen-Einwohner-Metropole heraus. Auf langen Busfahrten erklärt uns der chinesische Reiseleiter Land und Leute und verhilft uns so zu einem besseren Verständnis der chinesischen Kultur. Mit Humor weiß er auch über heikle Themen zu berichten und gibt selbst auf die problematischsten politischen Fragen erstaunlich fundierte Antworten. In den folgenden Tagen machen wir eine Bootstour durch das bekannte Wasserdorf von Tongli, besuchen eine Seidenspinnerei, erkunden die berühmten Teeplantagen von Hangzhou und viele weitere Sehenswürdigkeiten. Es würde hier den Rahmen sprengen, über alles zu berichten. Aber das 1934 eröffnete Observatorium in Nanjing mit mehreren Sternwarten-Kuppeln war für alle von uns von besonderem Interesse, auch weil es noch immer wissenschaftlich genutzt wird.
Bei der aufstrebenden Drei-Flüsse-Stadt Ningbo am ostchinesischen Meer beginnt der eigentlich wichtigste Teil unserer Reise: die Schiffsfahrt zur heiligen Insel Putuo Shan (das viertwichtigstes Heiligtum in der buddhistischen Welt). Sie liegt im Pazifik, etwa 100 Kilometer südöstlich von Shanghai. Zwischen kleineren und größeren Inseln steuert das Boot langsam unserem Ziel entgegen. Mit an Bord: Pilger und Mönche. Nach knapp zwei Stunden ist das ,,Wahrzeichen" der Insel, die riesige buddhistische Statue ,,Guanyin", schon in Reichweite. Kaum angelegt, schleppen wir das schwere Gepäck mit Objektiven und Kameras nach draußen. Ein Blick zur Sonne schmerzt. Nicht wegen der schon seit Tagen grellen Sonne, nein - diesmal ziehen Wolken auf. Unsere Erwartungen sinken, während unsere Hoffnungen wachsen!
Kurz entschlossen erkunden wir die Insel. Imposante Tempelanlagen, gepflegte Strände und reizvolle Höhenzüge ziehen uns in ihren Bann. Noch am selben Abend wollen wir den höchsten Berg der Insel besteigen. Tausende von Stufen führen steil nach oben. Getrieben vom Sofi-Virus, läuft uns der Schweiß von
der Stirn. Kurz vor Erreichen des Gipfels bellt ein Wachhund. Ich stehe vor einer ,,Tempelanlage". Zwei Männer blicken überrascht zu mir und warnen vor jedem weiteren Schritt. Während ich wie selbstverständlich auf die Männer zugehe, sehe ich, wie ein riesiges Fernrohr auf einem Wachturm mich ins Visier nimmt. Ich will nicht wissen, was da sonst noch alles montiert ist. Plötzlich: Ein Warnruf und zwei böse Blicke, während ich mit der Kamera alles festhalte.
Nun dämmert's mir: Wir stehen vor einer militärischen Station der chinesischen Luftwaffe! Plötzlich werde ich gezwungen, das Video-Band rauszurücken! Das geht nicht. Schließlich hat meine HD-Kamera keinen Kassettenschacht mehr. Bevor ich die ganze Kamera aushändigen muss, ergreife ich doch lieber die Flucht. Nach einigen Ablenkmanövern kann ich mich schließlich weitgehend ungestört aus dem Staub machen. Für die Beobachtung der Sonnenfinsternis kommt dieser Berg also leider nicht mehr in Frage. Der Strand vor unserem Hotel bietet aber auch gute Beobachtungsmöglichkeiten.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
4 Auf diesem Bild ist es bereits ,,Nacht". Im Hintergrund leuchtet die goldene ,,Guanyin" (buddhistische Statue) und lenkt
etwas von der düsteren Wolkendecke ab, die den Blick zur Korona verwehrt.
Nach einem ausgiebigen Abendessen werden hier und da erste Sterne sichtbar. Als jedoch alle Geräte zum Aufbau bereit stehen, zieht sich der Himmel wieder zu. Eine saubere Pol-Justage ist damit ausgeschlossen. Stunde um Stunde schaue ich nachts zum Himmel, während die Finsternis unaufhaltsam näher rückt.
Früh am nächsten Morgen: Hier und da ist ein Teleskop zu sehen, das zur Wolkendecke irgendwo auf die Sonne gerichtet ist. Ich entscheide mich kurzfristig, einen anderen Beobachtungsort zu suchen. Zuerst wandere ich am Strand entlang, entdecke dann eine Halbinsel in der Ferne. Da will ich hin. Ein schmaler bewachsener Weg führt in die Richtung.
Überall in den Bäumen sind Zikaden zu hören - extrem laut! Der geschlängelte, teils felsige Weg führt über eine kleine Brücke zur Halbinsel. Plötzlich stehe ich vor dem Gemäuer einer wunderschönen alten Klosteranlage. Riesige Felsmalereien (Abb. 2) sorgen für das passende Sofi-Ambiente, und am Ost-Horizont ist die berühmte buddhistische Statue zu sehen, an der sich später zur Totalität die meisten Sofi-Enthusiasten versammeln werden. Nur noch knappe zwei Stunden bleiben mir, die Geräte herbeizuschleppen und alles zu montieren. Kurz vor dem 1. Kontakt komme ich schließlich schweißgebadet mit den letzten Instrumenten auf dem Felsen der Klosteranlage an. Hier haben es sich schon einige Chinesen gemütlich gemacht und warten auf die schwarze Sonne. Plötzlich öffnet sich die Wolkendecke, und ich sehe, wie der Mond schon ein kleines Stück der Sonne abgedeckt hat (Abb. 3). Meine beiden AstroTrac-
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5 Kurz nach dem 3. Kontakt
markiert der Diamantring das Ende der Totalität.
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6 Das Schauspiel findet mit einem
wunderschönen 22 Grad -Halo sein Ende.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
7 Sofi-Enthusiasten und Neulinge blicken gleichermaßen durch die nachge-
führten Kameras.
jeder vor Augen - aber es bleibt ein Ereignis der Vorstellungsgabe. Etwas über fünf Minuten verstreichen, während diffuses Sonnenlicht langsam durch die zerfaserte Wolkendecke streicht. Doch dann: Ein Lichtblitz! Er durchzuckt die Gemüter und bohrt sich wie ein Dolch in die dunkel adaptierten Netzhäute. ,,No - oh no" dringt es durch die jaulende, teils enttäuschte Menschenmenge. Warum gerade jetzt! Durch den Hochnebel dringt das gleißende Licht des Diamantrings, der das Ende der Totalität einläutet (Abb. 5). Totenstille - so hatte ich bisher noch keine Finsternis erlebt! Jetzt ist die Sonnenfinsternis fast bis zum Ende zu verfolgen und im Hochnebel bildet sich ein prächtiger 22 Grad Halo (Abb. 6)! Kinder und Erwachsene scharen sich um die FotoStative (Abb. 7), um das Live-Bild der nachgefühlten Video-Kamera zu verfolgen. Die Mönche halten währenddessen lieber ihren Ritus ab - wie an jedem Tag um diese Zeit - mit buddhistischen Instrumenten und Oberton-Gesängen.
Kaum zwei Stunden später ist der Himmel wieder dunkel, während ein gewaltiges Unwetter über die heilige Insel Putuo hinweg zieht. Sintflutartige Regenfälle gehen nieder. Dachkandel laufen über, und kleine Pfade verwandeln sich in reißende Sturzbäche. Langsam wird uns klar, was für ein Glück wir eigentlich während der Sonnenfinsternis gehabt haben.
Montierungen folgen dem Geschehen. Schon wenige Sekunden später ist das Geschehen am Himmel bereits wieder hinter Wolken verschwunden. Das Fokussieren der Objektive wird zur Tortur. Es ist ein Hin und Her. Die schmaler werdende Sonnensichel blinzelt aber gelegentlich raus. Anders als in Shanghai, wo es inzwischen regnet.
Wir sind glücklich! Himmelsblau dringt durch den Hochnebel. Doch neue Wolken ziehen langsam über die Insel und versperren bald erneut den Blick zur Sonne. Nachdem die Sonnensichel schon mehrere Minuten nicht mehr zu sehen ist, habe ich plötzlich ein Dejà-vu-Erlebnis: Erinnerungen der verregneten Finsternis von 1999 kommen hoch. Die letzten Hoffnungen verblassen, während sich
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ein unwirkliches Licht über die Wolkendecke legt.
Jetzt geht alles ganz schnell: In wallenden Bewegungen ändert sich das Licht, und es wird dunkler und dunkler. Ich stelle mir vor, wie Mondberg für Mondberg die Sonne abdeckt, während das Licht um mich herum wie in einzelnen Schritten immer fahler wird. Nun denke ich: Das war's dann wohl für Heute!
Aber nein, es wird noch dunkler (Abb. 4). Und plötzlich sehe ich die hell erleuchtete, mit Gold überzogene Statue ,,Guanyin" vor dem fast schwarzen Himmel! Alle schauen dorthin.
Die Sonnenfinsternis scheint wie entrückt. Das Bild von der Korona hat wohl
Internet-Hinweise:
Weitere Bilder und Texte der Reise: www.astrofilm.com/Sofi2009.html
Zeitraffer-Video der Sonnenfinsternis: www.youtube.de/spacemovie
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Mexiko - China - Ägypten? - Eine Saros-Hochzeitsfeier-Exkursion
von Eberhard Bredner
Natürlich wussten wir es alle, hatten mit Schrecken die Wetterprognosen für die diesjährige Sonnenfinsternis in China studiert. Die längste Finsternis dieses Jahrhunderts erwartete uns - und das unter so ungünstigen Bedingungen! Aber diese Geschichte beginnt schon am 14. Juni 1360 ! Von diesem Tage an beobachten wir eine Folge von 71 Finsternissen, geprägt durch nahezu identische astrometrische Bedingungen, getrennt jeweils durch einen Zeitraum von 18 Jahren 10/11 Tagen und 6 Stunden - dies ist die sogenannte Saros - Serie 136. Sie endet am 20. Juli 2622. Einen sehr guten Artikel findet man dazu bei Wikipedia (siehe InternetHinweise). In unsere Lebenszeit fallen die beiden sehr langen Finsternisse vom 11. Juli 1991 in Mexiko und die vom 22. Juli 2009 in China, sozusagen dem Höhepunkt des
1 Unsere Heirat in Las Vegas (ein schlecht ausgeleuchtetes NTSC-Video wurde
hierzu in PAL umgesetzt, daraus dieses Foto abgeleitet).
2 Die Protuberanzen der Sonnen-
finsternis 1991 in Mexiko
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
3 Die Korona der Sonnenfinsternis 1991 in Mexiko
Saros-Zyklus 136. Im Jahre 1991 nutzten meine damalige Verlobte und ich eine Sonnenfinsternis-Exkursion nach Mexiko (Baja California), um während eines Abstechers nach Las Vegas am 9. Juli 1991 zu heiraten (Abb. 1). Wir würden also kurz vor der diesjährigen Finsternis unsere Saros-Hochzeitsfeier begehen, ,,DIE" Begründung für eine ExkursionsPlanung in diesem Jahr.
Viele werden die Finsternis 1991 in sehr guter Erinnerung haben. Ich bin kein Astrofotograf, deshalb zur Erinnerung nur zwei kleine Bilder (Abb. 2 und 3). Die ,,Experten" haben natürlich bessere ,,geschossen".
Der Verlauf der Finsternis an unserem Standort San Jose del Cabo war jedoch perfekt. Mein Helligkeitssensor zeichnete mit einem schreibenden Digital-Voltmeter den Verlauf (Abb. 4) auf. Dabei wurde der Sensor mit der Montierung immer der Sonne nachgeführt. Die Folge der Messpunkte war (nahezu) perfekt. Nur zwei Punkte (Abb. 5) fielen als ,,Ausreißer" völlig aus dem Rahmen! Das war absolut irritierend, weil aus dem Erleben des Ablaufs keine Erklärung dafür ableitbar war.
Aber ich hatte ja alles dokumentiert. Während die Fotos mit einem C5 der Firma Vehrenberg, die diese Exkursion mit der Leihgabe freundlich unterstütz-
te, zum Teil grausam anzusehen waren (Abb. 6), hatte ich das übergroße Glück, gerade zum Zeitpunkt der beiden herausfallenden Messpunkte mit einem
350-mm-Objektiv ein Bild zu belichten! - Die Messpunkte hatten einen Abstand von jeweils zehn Sekunden - Und parallel zum grausamen Bild der Abbildung 6
4 Helligkeitsverlauf vom
1. bis 4. Kontakt
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5 Ausschnitt des Helligkeitsver-
laufs mit den beiden heraus fallenden Messpunkten
gelang mir die Abb. 7! Darauf sieht man, dass nach dem 3. Kontakt zum Zeitpunkt der beiden Messpunkte ganz kurzzeitig durch den Temperaturabfall auskondensierende Wolken am Himmel entstanden und so zu einer verminderten Helligkeit der Sonnenscheibe führten. Das hatte also zu den beiden abweichenden Messpunkten geführt.
In den letzten Jahren habe ich als Mitglied der Fachgruppe Sternbedeckungen (IOTA/ES) mein Beobachtungs-Equipment modifiziert. Ich wollte dieses Jahr beim 2. und 3. Kontakt Bailey Beads aufnehmen, um daraus den Sonnendurchmesser ableiten zu können. Das veröffentlichte Profil für diese beiden Kontakte deutete darauf hin, dass ausgeprägte Beads zu beobachten waren. Eine Sonnenfinsternis-Nachschau des chinesischen Fernsehens zeigte die ausgeprägt deutlichen Beads als absolute Bestätigung dieses Ansatzes.
Unsere kleine China-Rundreise in der Region Shanghai war vom Wetter begünstigt: Sonne pur, tropische Temperaturen nahe 40 Grad bei hoher Luftfeuchtigkeit, so geschwitzt haben wir wohl noch nie. Aber, oh Schreck, am Morgen des Finsternistages regnete es. Alle pessimistischen Prognosen waren also eingetroffen. Die Regendichte schwankte zwar, es gab Starkregen und Perioden ganz ohne
6 Hier war sowohl die Abbildungsleistung des C5 und als auch der Film
überfordert.
7 Kurzes Auskondensieren von Wolken nach dem 3. Kontakt bei der
Sonnenfinsternis in Mexiko
Regen - jedoch immer bei sehr dichter Bewölkung. Und weil die Hoffnung bis zuletzt bleibt, entschied sich die Reisegruppe dafür, die Beobachtungsgeräte auf jeden Fall aufzubauen. Natürlich unmittelbar in der Nähe von Unterstellmöglichkeiten - man kann ja nie wissen.
Ich blieb im Eingangsbereich des Riverside Gold Hotels in Wuzhen. Baute alles
wie geplant auf (Abb. 9). Siebzig Minuten vor der Totalität, also ungefähr zum Zeitpunkt des ersten Kontaktes, startete ich meine Helligkeitsmessung, der Regen hatte inzwischen ganz aufgehört, der Himmel blieb aber bewölkt. Das DigitalVoltmeter zeigte zwischen 200 und 300 Einheiten an, in Mexiko waren es zur gleichen Zeit 1800 Einheiten gewesen. Abbildung 10 zeigt den ganzen Hellig-
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
9 Aufbau vor dem Hotel
keitsverlauf in Wuzhen. 35 Minuten vor der Totalität zogen schwarz-dunkle Wolken über die Sonne, die Helligkeit brach zusammen. Nach und nach lichteten sich die Wolken aber und zehn Minuten vor der Totalität hatten wir durch geringe Bewölkung einen nahezu perfekten Blick auf die schon weitgehend bedeckte Sonne. Der Kurvenverlauf zeigt den dann folgenden Helligkeitsabfall sehr gut, allerdings liegen die Messpunkte mit einer Minute Abstand verhältnismäßig weit auseinander, die Wolkendichte änderte sich von Sekunde zu Sekunde.
In dieser Situation war es unmöglich, die Empfindlichkeit der Video-Kamera durch passende Filter der Beleuchtung anzupassen. Entweder war alles unter- oder überbelichtet. Für den Fall ,,Sonnenfinsternis hinter leichter Bewölkung" war ich vorbereitet, natürlich - bei der Prognose. Dafür hatte ich gekreuzte PolarisationsFilter vor meinem Objektiv, deren Durchlass man in einem weiten Bereich verstellen kann, aber leider nicht passend zu den sehr schnell ablaufenden Dichteschwankungen in der Bewölkung. Ein ,,Ausregeln" war einfach unmöglich. Und
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so habe ich mich entschlossen, nur visuell zu beobachten und gelegentlich mit dem Camcorder ein Bild zu machen. Natürlich war der Eindruck zwischen
10 Helligkeitskurve in Wuzhen
dem 2. und 3. Kontakt durch die sehr dunkle totale Finsternis überwältigend, wie in tiefster Nacht war die Umgebung stockdunkel. Fotos ohne Blitz waren nicht möglich. Wenig später nach dem 3. Kontakt konnte dann einige Minuten lang noch bei nur geringer Bewölkung die partielle Phase sehr schön verfolgt werden
Weil mein Beobachtungsaufbau in Mexiko und China identisch war, habe ich die nahezu perfekte Messung aus Mexiko in die von China eingezeichnet (Abb. 10, gestrichelte Kurve). Die Unterschiede zeigen deutlich, wie eingeschränkt die diesjährigen Möglichkeiten waren. Einem Mitglied der Reisegruppe gelang dann doch eine Aufnahme während der totalen Phase (Abb. 11), so wie wir die Finsternis etwa gesehen hatten.
Der Saros-Zyklus 136 hat sein nächstes Ereignis am 2. August 2027 in Ägypten. Lesen Sie doch bitte in Heft 104 des VdSJournals, wie deren Verlauf war und ob es dazu eine weitere Saros-HochzeitsfeierExkursion gegeben hat.
Internet-Hinweise: Saros-Zyklus in Wikipedia: http://de.wikipedia.org/wiki/Sarosperiode
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11 Bild aufgenommen mit einem
4-Zoll-Refraktor mit 1,84 Meter Brennweite, Nikon D3, 1/125 s bei 400 ASA.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
1 Impressionen von den
Gletschern Spitzbergens beim Anflug
Eisbären im Kernschatten - eine etwas andere Sonnenfinsternisreise
von Wolfgang Strickling
Am 01.08.2008 sollte wieder eine totale Sonnenfinsternis stattfinden, deren Totalitätszone sich von Kanada über das Nordpolarmeer und Sibirien bis nach Westchina erstreckte. Nach den langjährigen Wetterstatistiken wäre zwar das Grenzgebiet zwischen China, Russland und der Mongolei klar zu bevorzugen gewesen, aber dennoch versprach eine Reise in die Beringsee zwischen Spitzbergen im Westen und Franz-Joseph-Land im Osten die einmalige Chance, eine totale Sonnenfinsternis in einer der exotischsten Landschaften dieses Planeten zu erleben. Dazu kam die Herausforderung, die Finsternis und die damit verbunden meteorologischen Phänomene unter extremen Temperaturverhältnissen auf hoher See zu beobachten und zu fotografieren. Und so entschloss ich mich, trotz einer 90-prozentigen Wahrscheinlichkeit
für bewölkten Himmel, diese Chance zu nutzen und die Herausforderung anzunehmen.
Doch zuvor musste ich erst einmal an den gewünschten Beobachtungsort bei etwa 80 Grad nördlicher Breite gelangen.
2 Schweres Wetter
in der Barentssee
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Der Hinflug präsentierte bei traumhaftem Wetter atemberaubende Blicke auf die vergletscherte Inselwelt des SvalbardArchipels, wie Spitzbergen heute offiziell heißt. Während der knapp zweitägigen Überfahrt von der Hauptstadt Longyearbyen mit dem Schiff in Richtung Nordosten zeigte die Barentssee jedoch ihr anderes Gesicht und so wurde dieser Teile der Reise für so manchen Mitreisenden bei Windstärke 8 und meterhohen Wellen zu einer wahren Tortur. Doch die Hoffnung auf eine Wetterbesserung am Finsternistag, wie es die Wettervorhersagen schon seit einigen Tagen in Aussicht stellten, starb nicht. Und als ich am frühen Morgen des 1. August aus meiner Kabine an Deck erschien, lachte mir die Sonne bei herrlichem Wetter und ruhiger See entgegen! Man konnte sich also frohen Mutes an den Aufbau des Equipments machen. Um 10:48 Uhr war es schließlich soweit: Der Todeskuss, der erste Kontakt des Mondrandes mit der Sonnenscheibe war erfolgt! Aber die Wetterentwicklung blieb nach wie vor spannend, denn neben einigen dünnen Wolken am Himmel war zu befürchten, dass sich Bodennebel vom nicht weit entfernten Packeis bis an unsere Beobachtungsposition schieben könnte. Und etwa zwanzig Minuten vor dem zweiten Kontakt, als unser Schiff noch immer entlang der Zentrallinie nach Nordwesten in Richtung auf ein vorhergesagtes Schönwettergebiet fuhr, erblickte ich am Nordhorizont eine bleigraue Nebelfront. Der Kapitän reduzierte sogleich die Fahrt, aber bis zuletzt blieb das Bangen, ob der Mond oder der Nebel schneller sein würde... Mittlerweile war die Temperatur von etwa 5 Grad Celsius bis knapp zum Nullpunkt gefallen. Mein Datenlogger, ein umgebauter Pocket-Organiser, der regelmäßig Temperatur und Himmelshelligkeit messen sollte, fiel leider wegen der Kälte immer wieder aus, so dass ich ihn des Öfteren in der Hosentasche wieder ,,auftauen" musste. Zum Glück hielten meine Fisheye-Kamera einschließlich der automatischen Steuerung und mein Video-Camcorder trotz Wind und Kälte durch und absolvierten brav ihre vorgesehenen Aufnahmen.
Inzwischen war die Sonnensichel nur noch sehr schmal und schien durch eine lockere, dünne Wolkendecke. Sie tauchte
3 Kameras und mobile Wetterstation
den Himmel in ein gespenstisches Licht, das mit dem nahenden zweiten Kontakt immer schwächer wurde. In der letzten Minute wurde die Korona allmählich sichtbar und das Brillantringphänomen erschien. Und dann ging es ganz schnell. Wie ein verlöschender Kerzendocht verschwanden die letzten Lichtperlen der
Photosphäre in den Tälern des Mondrandes. Gleichzeitig gab der Mond für einige Sekunden den Blick auf die intensiv rot leuchtende Chromosphäre frei. Man hatte den Eindruck, dass die Chromosphäre und die Protuberanzen den immer noch vorhandenen Wolken um die Sonne herum einen leichten Rosaschimmer verliehen.
4 Gespenstische Lichtstimmung beim zweiten Kontakt
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
5 Die Korona, Überlagerung mehrerer Aufnahmen
Während der Totalität war es im Vergleich zu anderen totalen Sonnenfinsternissen nicht besonders dunkel. Der Mondschatten war nämlich eine lang gestreckte Ellipse von nur etwa 90 Kilometer Breite, so dass die Schattengrenze und die beleuchtete Erdoberfläche nie sonderlich weit entfernt waren. Man konnte problemlos Kameradisplays ohne künstliche Beleuchtung ablesen. Die Aufnahmen mit meiner 180-Grad-Fisheye-Kamera zeigen, dass der Horizont in Nord-Südrichtung entlang der langen Achse der Schattenellipse deutlich dunkler war als entlang der kurzen Achse (Abb. 6), wo die beleuchtete Atmosphäre in intensiven Dämmerungsfarben schimmerte (Abb. 7).
15 Grad neben der Sonne strahlte die Venus auffällig hell. Merkur habe ich nicht gesehen, aber auf Aufnahmen, die ich mit einer einfachen digitalen Kompaktkamera gemacht habe, war er trotz der Bewölkung nahe der Sonne eindeutig auszumachen. Für die Fotografen war das schaukelnde Schiff eine besondere Herausforderung. Wie zu erwarten, schwankte unser Schiff mangels Stabilisatoren trotz des nur geringen Windes und schwachen Wellenganges um mehrere Grad hin und her. Aus diesem Grund hatte ich meine Digitalkamera, eine Canon EOS 450D, nur mit einem 300-Millimeter-Teleobjektiv und nicht wie ursprünglich geplant
6 Sequenz von Fisheyeaufnahmen zu Beginn, in
der Mitte und gegen Ende der Totalität
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7 Lichtstimmung am Nordhorizont
mit einem ,,500er" ausgestattet. Trotzdem waren Bilder mit mehr als 1/100 s Belichtungszeit durchweg verwackelt. Selbst viele der Fisheye-Aufnahmen zeigen starke Bewegungsunschärfen. Fein raus waren dagegen die Fotografen, die Objektive mit Bildstabilisator einsetzten. Sie konnten sich deutlich längere Belichtungen erlauben, ohne spürbar an Bildschärfe einzubüßen. Kaum hatte man sich jedoch auf die Dunkelheit eingeschossen, kamen schon wieder die Protuberanzen und kurz darauf intensiv rot leuchtend die Chromosphäre am westlichen Sonnenrand zum Vorschein. Jetzt hieß es wieder: ,,Finsternisbrille und Filter auf!" - der Spuk hatte ein plötzliches Ende gefunden. Das Wiederkehren des Lichts löste die Spannung. Alle Expeditionsteilnehmer hatten die Finsternis genossen und waren erleichtert, dass sie trotz statistischer Sichtbarkeitschancen von lediglich 15 Prozent die Totalität in voller Länge von zwei Minuten und 17 Sekunden erlebt
hatten. So dunkel wie gerade sollte es in den folgenden 178 Stunden unserer Expedition nicht wieder werden, denn wir hatten durchgehend Mitternachtssonne. Die leichte Bewölkung hat die Fotografen vielleicht ein wenig behindert, sie verlieh der Finsternis jedoch eine düstere, fast magische Stimmung, die ich sonst nie erlebt habe. Dagegen wirkten die Finsternisse von 2001 und 2006, die ich un-
ter perfektem Himmel gesehen hatte, fast leblos und steril. Ich möchte diesen Eindruck, die Dramatik dieses Augenblickes nicht missen!
Vor und nach der Totalität habe ich auch nach fliegenden Schatten Ausschau gehalten. Es waren aber keine zu sehen oder auf dem Video nachzuweisen. Vielleicht war die Bewölkung die Ursache,
8 Korona und Venus und Merkur,
aufgenommen mit einer einfachen Kompaktkamera
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
9 Gletscher
denn durch sie wird der Kontrast stark beeinträchtigt. Nach der Finsternis fuhren wir zeitweise durch den dichten Nebel, den wir schon vorher am Horizont entdeckt und gefürchtet hatten. Deshalb blieb die Temperatur auch relativ lange auf dem niedrigen Niveau wie kurz nach der Totalität. Erst lange nach der Finsternis erreichte sie wieder den vorherigen Wert von etwa 5 Grad Celsius.
Schon während der partiellen Phase schwenkte unser Kapitän das Schiff auf Kurs Richtung Osten und gab volle Fahrt, so dass wir uns dem zweiten Schwerpunkt unserer Reise, dem Franz-JosephLand, näherten. Das Franz-Joseph-Land ist eine Inselgruppe der hohen russischen Arktis nordöstlich von Spitzbergen. Es besteht aus mehr als hundert kleinen und zum größten Teil unbewohnten Inseln, die erst im Jahre 1873 von einer Österreichischen Forschungsexpedition offiziell entdeckt und von den Entdeckern nach Kaiser Franz-Joseph I. benannt worden waren. Bei der ersten Annäherung zeigte sich eine Landschaft aus Tafelbergen, die in einer schroffen Steilküste zum Meer hin abfallen. Die ,,Strände" bestanden überwiegend aus steilen Geröllhalden oder Gletscherkanten. Eine Anlandung im Schlauchboot mit astronomischem Gepäck, wie es einige Beobachter gerne
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gehabt hätten, wäre absolut undenkbar gewesen. Und wenn uns dann noch ein paar Eisbären voller Vorfreude auf saftiges Touristenfleisch am Strand erwartet hätten, wäre die Beobachtung der Finsternis sicher nicht so entspannt wie an Bord verlaufen. In der folgenden knappen Woche hatten wir Gelegenheit, einige Inseln dieser atemberaubend schönen Landschaft aus Fels und Wasser zu erkunden. Wir sa-
10 Meteorologische Messungen
hen Eisbären, Wale und Walrosskolonien, viele Arten von Seevögeln der hohen Arktis und die verlassenen Überreste von über hundert Jahre alten Forscherhütten. Auch Freunde exotischer Wolkenformationen und atmosphärischer Phänomene kamen nicht zu kurz. Halos, Nebelbögen, Lenticularis- und irisierende Wolken gab es fast täglich zu sehen, denn das Wetter war erstaunlich gut und wesentlich besser, als wir es in der Vorwoche erlebt hatten.
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11 Oben: Nebelbogen über den Resten
einer Forscherhütte
12 Unten: Walross auf einer Eisscholle vor
Kap Tegetthoff
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Überraschend war auch die Vielfalt der geologischen Formationen in diesem Teil der Erde. Vor allem die Streifzüge mit den Zodiac-Schlauchbooten entlang der Gletscherkanten und durch Eisbergfelder ließen uns vergessen, dass wir uns immer noch auf unserem Heimatplaneten Erde befanden, so fremd mutete die Landschaft an.
Auch wenn die fotografische Ausbeute bei einer landgestützten Reise wahrscheinlich reichhaltiger ausgefallen wäre, so möchte ich dieses Erlebnis nicht missen. Ich bin glücklich, mich entgegen der ,,astronomischen Vernunft" für diese etwas andere Art der Finsternisexpedition entschieden zu haben und bin mit einem
Schatz an Erfahrungen und einmaligen Eindrücken bereichert wieder nach Hause zurückgekehrt.
Internet-Hinweise: http://www.strickling.net/sofi2008.htm
13 Wolkenformationen
Die Jahrhundert-Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 auf der eigenen Sternwarte beobachten - wird der Traum Wirklichkeit?
von Albert Sciesielski
Im Februar 1999 begann ich mit den detaillierten Planungen für die im August stattfindende Sonnenfinsternis, um bei Dunkelheit und der kurzen TotalitätsDauer von nur zwei Minuten 14 Sekunden dieses einmalige Ereignis erfolgreich beobachten und fotografieren zu können.
Für Testaufnahmen mit verschiedenen Spiegelreflexkameras und Optiken wurden 20 Diafilme Kodak Ektachrome 100HC besorgt. Da ein Filmwechsel wegen der Dunkelheit und Kürze der Finsternis nicht möglich war, wurde die genaue Uhrzeit festgelegt, wann und mit welcher Kamera Bilder aufgenommen werden sollten: Und zwar mit beiden Kameras vom 1. Kontakt bis zum Beginn der Totalität 12 Aufnahmen im Abstand von 7 Minuten, in der Totalitätsphase 12
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1 Werbung für die SoFi am Hauptweg zur Schule
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
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Aufnahmen im Abstand von 50 Sekunden und vom Ende der Totalität bis zum 4. Kontakt 11 Aufnahmen wieder im Abstand von 7 Minuten. Zur Information der Einwohner gestaltete ich ein SoFi-Plakat und stellte dies werbewirksam im Garten auf (Abb. 1). Von Juni bis August präsentierte ich in der Stadtbücherei Waiblingen eine Dokumentation über den Ablauf einer SoFi mit Erläuterungen, meinem ersten selbstgebauten Fernrohr, Kamera und Fernglas mit Sonnenschutzfolie, Sonnenschutzbrille und Hinweisen zum Schutz der Augen, um dieses Ereignis gefahrlos zu beobachten (Abb. 2). Um die genaue Position der Sonne am Finsternistag bereits vorab bestimmen zu können, machte ich 51 Tage vor Sommeranfang am 1. Mai zu Finsterniszeit Aufnahmen, von Sommeranfang bis zum 11. August sind es auch genau 51 Tage. Am Mittwochmorgen, den 11. August galt mein erster Blick dem wolkenbedeckten Himmel ... oh je ... aber ich war wie immer optimistisch: Alles wurde optimal vorbereitet. Um 9 Uhr wurden das Questar 3,5" mit der Minolta SRT 303b und die Minolta SRT 101 mit 200-mm-Objektiv auf der kleinen Vixen-2000-Montierung befestigt (Abb. 3) und dabei immer wieder in Richtung Sonne geschaut, um in einer
2 Schaukasten in der Stadtbücherei Waiblingen
Wolkenlücke auf die Sonne scharf stellen zu können. Um 9:35 Uhr gab es für mehrere Minuten freie Sicht und so konnte ich beide Optiken in Ruhe scharf stellen. Zur weiteren Beobachtung hatte ich auch das Großfernglas Wachter Gigant 14x100 und ein gutes Nachtglas 8x63 auf Stativen bereit. Leider wurde die Wolkendecke zu Beginn
der Finsternis - wie bei vielen anderen Beobachtern auch - nicht lichter, sondern immer dichter (Abb. 4). Beim Blick durch das Großfernglas sah man mit der Sonnenschutzfolie rein gar nichts, also Sonnenschutz runter. Hinter vorbeiziehenden Wolken war der Mond vor der Sonne zu erkennen. Also habe ich gleich alle Sonnenschutzfilter von den Optiken entfernt. Der vorher festgesetzte Aufnahme-Zeitplan war damit ebenfalls hinfällig und es wurde bei sich bietender Gelegenheit aufgenommen, das wichtigste war aber die Totalitäts-Zeit und so war ich ,,sparsam" mit dem Fotografieren, denn ein Film hat ja nur 36 Aufnahmen. Inzwischen hatten sich im Garten auch schon 16 Gäste eingefunden, welchen ich von der Dachterrasse das himmlische Ereignis erklärte. Durch bereitgestellte Ferngläser auf Stativen konnten die Gäste das Schauspiel ,,näher" verfolgen. Erfreulicherweise war der Geräuschpegel sehr moderat und bei Sichtung der sich immer mehr verfinsternden Sonne war nur ein ,,Ahhh" und ,,Ohhh" oder ,,wie fantastisch"... zu hören. Nun wurde es immer dunkler, Wind kam auf und zehn Minuten vor der Totalität zog eine größere Wolkenwand vor die Sonne. Schemenhaft war ab und zu die schon schmale
3 Die Gerätschaften sind
einsatzbereit.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
4 Der Himmel beim 1. Kontakt um
11:13 MESZ
Sonnensichel im Großfernglas zu erkennen und als die ersten Protuberanzen drei Minuten vor der Totalität zu sehen waren, löste ich sofort die Kameras mit unterschiedlichen Belichtungszeiten aus. Ich hatte wenig Hoffnung, dass diese Aufnahmen durch diese ziehenden Wolken gut werden, fotografierte aber trotzdem weiter (Abb. 5). Nun war es soweit, dunkle Nacht, ringsum gespenstische
Stille und es wurde kühler. Die Gäste und ich bekamen Gänsehaut, eine tief beeindruckende Stimmung kam auf. Plötzlich flammte durch die Wolken die Korona auf und man konnte die Totale Finsternis wahrnehmen - einfach unbeschreiblich (Abb. 6, Abb. 7). Während ich durch das Großfernglas die Totalität beobachtete, wurden weiterhin die Fernauslöser der Kameras betätigt. Bei Ende
der Totalität konnte ich auch die fliegenden Schatten erkennen. Rasch wurde es nun wieder heller und zehn Minuten nach der Totalität begann es sogar zu regnen, der bereitstehende Sonnenschirm wurde schnell zum Regenschirm degradiert und so konnte ich meine Ausrüstung in Ruhe und unversehrt abbauen. Danach habe ich mich im Garten mit den Beobachtungs-Gästen nochmals über die soeben erlebten Empfindungen unterhalten und voller Freude und Zufriedenheit gingen alle nach Hause.
Am nächsten Tag war ich nach Durchsicht der belichteten Filme überrascht, dass die Aufnahmen trotz der teilweise dichten und durchziehenden Bewölkung so gut geworden waren. Der Traum, die totale Sonnenfinsternis auf der eigenen Sternwarte zu erleben, wurde also Wirklichkeit. Es war ein wirklich beeindruckendes und unvergessliches Erlebnis!
5 Diamantring um 12:32 Uhr
MESZ, Optik Questar 3,5´´, 1 s belichtet.
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6 Totalität mit Korona
um 12:33 MESZ, Questar, 2 s belichtet.
7 Die ,,schwarze Sonne"
um 12:34 Uhr MESZ, Questar, 1/60 s belichtet.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Finsterniskometen
von Uwe Pilz
Jede totale Sonnenfinsternis bietet prinzipiell eine Gelegenheit, Kometen zu beobachten oder gar zu entdecken. Insbesondere die sonnennahen Schweifsterne, die ansonsten nur mit dem Weltraumteleskop SOHO nachzuweisen sind, kommen bei einer Sonnefinsternis unvermittelt in Reichweite von uns Amateuren.
Wenigstens fünf Kometen wurden bisher bei Sonnenfinsternissen entdeckt. Beobachtungsberichte bereits bekannter Kometen sind dagegen recht selten. Das ist auch verständlich, denn der Komet steht hierbei nicht im Mittelpunkt, sondern die verfinsterte Sonne.
Der Finsterniskomet des Altertums Der griechische Philosoph und Astronom Posidonius von Rhodes (etwa 135 v. Chr. - 51 v. Chr.) sah offensichtlich einen Kometen während einer Sonnenfinsternis. Weder davor noch danach wurde dieser Komet wieder gesehen. Der römische Philosoph Seneca (1 - 65) beschreibt dies in seinem Werk ,,Naturwissenschaftliche Untersuchungen" (Quaestiones naturales) mit den Worten: ,,Posidonius berichtet, dass einmal ein Komet während einer Finsternis erschien, welchen die nahe stehende Sonne bis dahin verborgen hatte." Es ist leider nicht zu ermitteln, während welcher Finsternis diese Erscheinung zu sehen war. Nach meinen Recherchen und mit Hilfe von WinEclipse [1] kommen die totalen Finsternisse vom 29. August -115 und die beiden ringförmigen vom 19. Juli -103 und vom 29. Juni -93 in Betracht.
1 Komet X/1882 K1, nach einer
Zeichnung von Baillie
den auch fotografische Aufnahmen angefertigt, auf denen der Komet gerade so zu sehen ist. Obwohl versucht wurde, aus seiner minimalen Bewegung während der Finsternis eine Bahn zu bestimmen, wurde er danach nicht wieder gefunden. Er erhielt deshalb die Bezeichnung X/1882 K1, wobei das ,,X" für Schweifsterne mit unbekannter Bahn steht. Dieser Komet ist auch in der ,,Cometography" verzeichnet [3]. Der große Finsternis-Komet war wahrscheinlich ein Sonnenkreuzer der Kracht-Gruppe. Solche Kometen werden heute durch den SOHO-Satelliten nachgewiesen, dessen Kamera eine künstliche Sonnenfinsternis erzeugt (Abb. 2).
Die Kometenerscheinung X/1882 K1 während der Sonnenfinsternis vom 17. Mai 1882 ist der bekannteste Finsterniskomet überhaupt. Hauptreiseziel der europäischen Astronomen war damals Ägypten. Mehrere Beobachtergruppen sahen zur Totalität einen leuchtenden Strich, der fast senkrecht zu Sonne verlief. Der Beobachter Baillie fertigte eine Zeichnung an, die später publiziert wurde [2]. Abbildung 1 gibt diese Zeichnung sinngemäß wieder. Der Komet hob sich auch nach Aussagen der Beobachter deutlich von der Korona ab. Von der Finsternis wur-
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Der Finsterniskomet vom 16. April 1893 Dieser Komet war so schwach, dass er von den Beobachtern während der Finsternis nicht visuell wahrgenommen wurde. Er wurde erst nachträglich auf fotografischen Platten entdeckt, welche die britische Expedition in Afrika aufgenommen hatte. Die Platten wurden astrometrisch vermessen, aber eine vernünftige Bahn war daraus nicht abzuleiten. Da der Komet selbst nahe dem Perihel sehr lichtschwach war, waren die Chancen für ein Wiederauffinden ohnehin nahe Null.
Zur Beobachtung der Finsternis am 1. November 1948 waren mehrere Gruppen nach Afrika gereist. Mehrere Beobachter erkannten den Kometen 1948 XI visuell - nach der Finsternis. Die erste Sichtung gelang Frank McGann am 4. November aus dem Flugzeug heraus. Zu diesem Zeitpunkt war der Komet nur 1,5 Grad von der Sonne entfernt. Mehrere Piloten und andere Beobachter gaben an, den Kometen sogar bereits davor gesehen zu haben, aber keiner von ihnen wurde im Namen verewigt. Die offizielle Bezeichnung blieb 1948 XI.
Auf den fotografischen Platten der Sonnenfinsternis fand sich der Komet später ebenfalls (Abb. 3). Der Schweifstern konnte noch eine Weile verfolgt werden, verlor aber rasch an Helligkeit. Der letzte Bericht über ihn stammt vom 2. April 1949. Zu diesem Zeitpunkt hatte der Himmelskörper nur noch 16. Größe visuell.
Der Finsterniskomet vom 20. Juli 1963 Zu dieser Finsternis wurden erstmals Platten belichtet, welche speziell zur Kometensuche dienten. Auf sieben dieser Platten fand sich tatsächlich ein schwacher, fünf Grad nordwestlich der Sonne
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2 SOHO-Aufnahme mit zwei
Kreutz-Kometen
gelegener Schweifstern. Der Komet erhielt keine Bezeichnung und ist in den Katalogen nicht verzeichnet.
Schon vor Beginn der Finsternis am 9. März 1997 wurde die Möglichkeit diskutiert, den Kometen Hale-Bopp (C/1995 O1) während der totalen Phase zu sehen. Es wurden negative Magnituden erwartet, der Sonnenabstand betrug 46 Grad [4]. Die Zentrallinie verlief durch das östliche Sibirien und die Mongolei. Da diese Gebiete nicht so einfach zu erreichen sind, waren die Ergebnisse eher spärlich. Ich fand im Internet nur den Bericht von Sheridan Williams [5], der lediglich die Sichtung ohne Angabe von Einzelheiten vermerkt. Viele von uns haben überhaupt noch keine totale Sonnenfinsternis gesehen. Die Anregung, bei der ersten Finsternis auch nach Kometen zu schauen, halte ich für vermessen. Das Geschehen rings um die Sonne steht im Mittelpunkt, vielleicht erhascht man Merkur und Venus. Regelrechte Finsternisjäger sollten die Sichtung eines Kometen im Auge behalten. Die Vorbereitung kann mit SOHO-Aufnahmen erfolgen, falls man Schweifsterne in Sonnennähe sucht. In Sonnenferne würde ich visuell nicht suchen, da die Orientierung unter den wenigen sichtbaren Sternen zu viel Zeit ,,frisst" und von der Sonnenumgebung ablenkt. Man kann aber auf jeden Fall Kameras in solche Himmelsabschnitte richten und auch auf den eigenen Finsternisaufnahmen nach Kometen suchen.
Internet- und Literaturhinweise: [1] WinEclipse: http://wineclipse.softo-
nic.de (30. Juli 2009) [2] Philosophical Transactions of the
Royal Society of London, Volume 175 (1884) [3] Kronk, G.W., Cometography, Sungrazing Comets. http://cometography.com/sungrazers/sungrazerne.html (30. Juli 2009) [4] IAU Circular Nr. 6202 [5] J. Brit. Astron. Assoc. 107 (1997), S. 112-113
3 1948 XI, aufgenommen von R. d`E Atkinson am 1. November 1948.
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Tipps zur Bearbeitung von Sonnenkorona-Aufnahmen
von Werner E. Celnik
Der Nachhall des Erlebnisses einer totalen Sonnenfinsternis in der Seele ist noch nicht abgeklungen (kann Jahre dauern: Noch heute, da ich diese Zeilen verfasse, läuft mir ein Schauer den Rücken hinunter, wenn ich an die in der tiefen libyschen Wüste erlebte SoFi 2006 [1] denke...). Doch ist man zu Hause angekommen, machen sich viele Beobachter daran, ihre Aufnahmen zu bearbeiten und/oder auszuwerten, auf ihre Homepage zu stellen oder in einer Zeitschrift zu publizieren.
Übersicht Denkbare Auswertemöglichkeiten gibt es einige. Allerdings sollte man bereits bei der vorbereitenden Beobachtungsplanung überlegen, welche Beobachtungstechniken und -methoden für bestimmte Auswertungen erforderlich sind: - Darstellung der momentanen Morpho-
logie der Korona (Kombination möglichst vieler verschieden belichteter Einzelbilder, leichtes Teleobjektiv bis zu teleskopischen Aufnahmen) - Maximale Ausdehnung der Korona in Sonnenradien (tiefe WeitwinkelAufnahmen unter absolut optimalen Wetterbedingungen) - Messung des radialen Verlaufs der Helligkeit in der Korona (digitale Aufnahmen) - Messung der Sterngrenzhelligkeit im Umfeld der Korona (Tele- oder teleskopische Aufnahmen) - Darstellung der Polarisation in der Korona (sonst gleiche Aufnahmen mit verschieden eingestelltem Polarisationsfilter) - Abweichung des beobachteten Sternortes vom erwarteten (astrometrische CCD-Aufnahmen - Relativitätstheorie: Lichtablenkung im solaren Gravitationsfeld)
Habe ich eine Möglichkeit übersehen? Für die meisten Auswertungen reichen bereits klassische Aufnahmen auf fotografischem Film aus. Für korrekte Messungen von Helligkeitsverläufen sollten
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1 Vor dem Hintergrund einer Weitwinkelaufnahme werden die Schritte zur
Bearbeitung von Tele-Aufnahmen der Sonnenkorona dargestellt.
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jedoch Digitalkameras verwendet werden. Zur Astrometrie von Sternen wegen der hohen Dynamik am besten eine CCDKamera. Klar, dass für alle beabsichtigten Auswertungen natürlich eine gute Nachführung und verwacklungsfreie Montierungen erforderlich sind. Lediglich bei Weitwinkelaufnahmen können in gewissen Grenzen Abstriche gemacht werden. Im Folgenden werden Auswertungen von Aufnahmen auf fotografischem Film zu den Punkten 1 und 2 mit der StandardSoftware Adobe Photoshop beschrieben. Natürlich gibt es auch ähnliche Programme unter Linux und auch spezielle, selbst zu verfassende Software für die Auswertung. Man denke nur an die faszinierenden Resultate mit der Software von Druckmüller [2, 3]. Die hier behandelten Aufnahmen wurden auf Farbdiafilm aufgenommen. Vor der Bearbeitung wurde jedes Bild gerahmt und mit einem Flachbettscanner mit Durchlichteinheit digitalisiert. Die optische Scan-Auflösung betrug 3.200 ppi, also ca. 8 Mikrometer pro Pixel, was kleiner ist als die Korngröße des Diafilms.
1. Morphologie der Korona Ziel dieser Bearbeitung ist die Darstellung der Strukturen in der Sonnenkorona von der innersten Korona bis ans vom Film registrierte Kontrastlimit der äußeren Korona. Der Helligkeitsunterschied beträgt ca. 1:10.000. Mit keinem fotografischen Film der Welt ist dieses Kontrastverhältnis in einem Einzelbild abbildbar: Entweder ist die innere Korona überbelichtet oder die äußere Korona unterbelichtet. Es wurden daher zwölf Originalbilder mit unterschiedlichen Belichtungszeiten aufgenommen, die später digital zusammengefügt werden sollten: von 1/250 Sekunde bis 8 Sekunden Belichtungszeit. Zum Einsatz kam ein hochwertiges 350-Millimeter-Teleobjektiv mit Offenblende 4,0 kombiniert mit einem 2fach Telekonverter an einer Kamera mit 6x6-Filmformat, montiert auf einer stabilen parallaktischen Montierung mit motorischer Nachführung. In der Abbildung 1 sind die einzelnen Bearbeitungsschritte bis zum Endresultat schematisch dargestellt, beispielhaft für zwei Aufnahmen (a) aus der Belichtungsserie, der kurzen Belichtung mit 1/250 s (links, innere Korona) und der längeren Belichtung mit 4 s (rechts, äußere Korona).
2 Dialogfenster ,,Radialer Weich-
zeichner" aus Adobe Photoshop CS2.
3 Das Werkzeugfenster ,,Kanäle"
bezieht sich auf das jeweils aktive Bild. Hier nach dem Laden einer RGB-Bilddatei.
Bearbeitungsschritte Tele-Aufnahmen Sonnenkorona Schritt 1 Die Originalscans (a) sind nicht deckungsgleich. Beide Bilder sind im Schritt 1 so zu beschneiden, dass die Sonnenmitte exakt (pixelgenau!) in Bildmitte zu liegen kommt und beide Bilder gleich groß sind (b). Dazu bestimmt man am besten die Pixel-Positionen des oberen, unteren, linken und rechten Mondrandes
durch Anlegen einer waagrechten bzw. senkrechten Tangente an den Rand. Die Positionen werden für alle Bilder in eine Tabelle eingetragen und dann die abzuschneidenden Ränder für jedes Bild berechnet. Liegen die Einzelbilder längere Zeit auseinander, so muss die Mondbewegung (den Sonnenrand sieht man ja nicht) durch pixelweises gegenseitiges Verschieben der Bilder berücksichtigt werden, sonst werden die geraden Koronastrahlen verzerrt.
Schritt 2 Zur Hervorhebung der Feinstrukturen wird im zweiten Schritt in jedem Einzelbild die allgemeine radiale Helligkeitsverteilung in der Korona subtrahiert. Benutzt wird hier die Funktion ,,Radialer Weichzeichner" in Photoshop, die wir im Menü ,,Filter > Weichzeichnungsfilter" finden (Abb. 2). Als Methode wird ,,Kreisförmig" gewählt, denn die Pixelhelligkeiten sollen in Winkelsektoren gemittelt werden. Die Größe des Sektors wird mit dem Schieberegler ,,Stärke" in Winkelgrad-Einheiten gewählt. Die Qualitätseinstellung kann gewählt werden. Die Rechenzeit ist lang, zum Testen genügt ,,Entwurf", als Endresultat sollte ,,sehr gut" gerade gut genug sein. Das Ergebnis (c) in Abbildung 1 zeigt die Ergebnisse für die Sektorgrößen 4 Grad , 8 Grad und 12 Grad . Je größer der Sektor, umso unschärfer erscheint das Ergebnis.
Schritt 3 Im Schritt 3 wird das unscharfe Bild (c) aus Schritt 2 mit dem scharfen Ausgangsbild (b) so kombiniert, dass der allgemeine radiale Helligkeitsverlauf subtrahiert wird und nur die ,,überlagernden" Feinstrukturen (d) übrig bleiben. Vorher werden die beiden zu kombinierenden
4 Dialogfenster
,,Kanalberechnungen" aus Adobe Photoshop CS2 zur Kombination der einzelnen Farbkanäle zweier Bilddateien.
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5 Das Werkzeugfenster ,,Kanäle"
nach der Ausführung der Funktion ,,Kanalberechnungen".
6 Das Werkzeugfenster ,,Kanäle"
nach dem Löschen der ursprünglichen RGB-Kanäle.
7 Das Werkzeugfenster ,,Kanäle"
wird durch Wählen der Registerkarte ,,Ebenen" zum Werkzeugfenster ,,Ebenen". Hier gibt es die Einstellungen zur Überdeckung zweier Bildebenen.
Bilder (b) und (c) geöffnet. Hilfreich ist das Öffnen des Werkzeugfensters ,,Kanäle" im Menü ,,Fenster-Kanäle". Nach dem Öffnen einer Farbbilddatei werden hier die Kanäle RGB, R, G und B aufgelistet (Abb. 3). VdS-Journal Nr. 32
Wir benutzen nun die Funktion ,,Kanalberechnungen" im Menü ,,Bild" von Photoshop (Abb. 4). Im Dialogfenster ,,Kanalberechnungen" wählen wir als Quelle 1 das Bild (b) und als Quelle 2 das Bild (c). Als Ebene lassen wir die Voreinstellung ,,Hintergrund" stehen und als Kanal ,,Rot". Als Modus wählen wir ,,Subtrahieren". Die Deckkraft bleibt bei ,,100%" und die Skalierung bei ,,1". Für die Verschiebung müssen wir einen positiven Wert eintragen, z.B. ,,128". Dieser Wert bestimmt, welcher Helligkeitswert (zwischen 0 und 255) zum berechneten Bildergebnis addiert wird, damit nicht darstellbare Negativwerte vermieden werden. Als Ziel wählen wir ,,Neuer Kanal". OK.
Das Ergebnis dieser Funktion sieht erst einmal enttäuschend aus: eine graue Masse. Schauen wir genau hin, erkennen wir feine, strahlenförmige Strukturen darin, deren Helligkeitswerte sich nur wenig von ,,grau" unterscheiden. Es geht weiter: Die Funktion wird erneut aufgerufen und die Berechnung für die Ausgangskanäle ,,Grün" und ,,Blau" erneut durchgeführt. Achtung: die Ausgangsdateien müssen im Dialogfenster erneut gewählt werden! Im Werkzeugfenster ,,Kanäle" sind nun drei weitere Kanäle aufgeführt: Alpha1, Alpha2 und Alpha3 (Abb. 5). Wir klicken mit der rechten Maustaste im Fenster ,,Kanäle" auf den Kanal R und - nachdem dieser farbig markiert ist - im Kontextmenü auf ,,Kanal löschen". Dasselbe für die Kanäle G (jetzt Magenta) und B (jetzt Gelb). Übrig bleiben nur noch die drei Alpha-Kanäle (Abb. 6). Im Menü ,,Bild - Modus" ist nun als Dateiart ,,Mehrkanal" angehakt. Wir wählen nur noch statt dessen ,,RGB-Farbe" und das Bild ist ein normales RGB-Farbbild geworden. Da dieses Bild immer noch fast rein-grau erscheint, können wir den Kontrast erhöhen z. B. durch die Wahl der Funktion ,,Auto-Tonwertkorrektur" im Menü ,,Bild - Anpassen". Die Ergebnisse für unsere Beispielbilder nach Schritt 3 sind dann (d) in Abbildung 1. Man erkennt in (d), dass die Feinstrukturen umso gröber erscheinen je größer der Sektorwinkel beim Mitteln in Schritt 2 gewählt wurde. Gleichzeitig wird durch dieses Verfahren das Rauschen im Bild deutlicher dargestellt, was sich aber durch die nachfolgende Kombination möglichst vieler aufgenommener Bilder vermindern lässt.
Schritt 4 Wir entscheiden uns im Schritt 4 nach reiflicher Überlegung für die Weiterverarbeitung der mit einer Sektorbreite von 4 Grad ermittelten Feinstrukturen - die linken der jeweils drei Versionen von (d). Natürlich kann man je nach Absichten und Geschmack auch andere Sektorbreiten zur Weiterbearbeitung verwenden. Es gilt die beiden Bilder zu mitteln, um gleichzeitig die Strukturen in der inneren und äußeren Korona darzustellen.
Zunächst öffnen wir die beiden Bilddateien aus (d): das kurz belichtete und das lang belichtete Differenzbild und aktivieren das lang belichtete mit der äußeren Korona (Titelleiste ist blau, nicht grau). Wir markieren den gesamten Dateiinhalt durch die Funktion ,,Alles Auswählen" im Menü ,,Auswahl". Und kopieren ihn in die Zwischenablage durch die Funktion ,,Kopieren" im Menü ,,Bearbeiten". Nun wird die andere Datei (kurze Belichtung, innere Korona) aktiviert, und wir fügen den Inhalt der Zwischenablage ein durch die Funktion ,,Einfügen" im Menü ,,Bearbeiten". Das Bild mit der äußeren Korona wird nun über das Bild mit der inneren Korona gelegt, mit einer Deckkraft von 100%. Es ist noch immer das Werkzeugfenster ,,Kanäle" geöffnet. Wir wechseln hierin die Registerkarte von ,,Kanäle" auf ,,Ebenen" und wählen nach Klick auf das kleine Dreieck rechts neben dem Wert für die Deckkraft mit dem Schieberegler die Deckkraft zu ,,50%" (Abb. 7). Wir reduzieren die beiden Bildebenen auf die Hintergrundebene mit der Funktion ,,Auf Hintergrundebene reduzieren" im Menü ,,Ebene". Das Ergebnis ist (e) in Abbildung 1.
Schritt 5 Eigentlich sind wir jetzt ja schon fertig: Die Strukturen sind durch nur zwei Aufnahmen von der inneren bis zur äußeren Korona abgebildet. Zur Reduzierung des Rauschens und zur Festigung der Feinstrukturen wenden wir die Schritte 1 bis 4 jedoch auf alle angefertigten Originalbilder an und kombinieren diese analog Schritt 4 zu einem Summenbild. Achtung: Mit den Prozentzahlen bei der Deckkraft aufpassen, alle Bilder sollten dasselbe Gewicht bei der Mittelung erhalten! Wird z. B. zu zwei gemittelten Bildern ein drittes hinzugefügt so erhält dieses bei der
8 Das fertig kombinierte Bild der
Sonnenfinsternis am 29.3.2006 aus 12 mit 1/250 s bis 8 s unterschiedlich belichteten Einzelbildern. Objektivbrennweite 700 mm, Arbeitsblende 8,0, Farbdiafilm Fujichrome ISO 100 (6x6). Bildautoren: W.E. Celnik und O. Guthier. Aufnahmeort im südlichen Libyen.
Deckkraft das Gewicht 33%. Alternativ kopiert man die einzelnen zu mittelnden Bilder in eine leere Datei ohne Hintergrund. Sind zwölf Bilder zu mitteln so erhält jedes Bild die Deckkraft 8%. Beim Übereinanderkopieren kann man noch gegenseitige Verdrehungen der Bilder korrigieren durch die Funktion ,,Drehen" im Menü ,,Bearbeiten - Transformieren". Ergebnis ist (f).
Schritt 6 Aus ästhetischen Gründen bauen wir in Schritt 6 nun den zuvor subtrahierten allgemeinen radialen Helligkeitsverlauf wieder ein. Dazu kombinieren wir ein passendes Bild aus unserer Aufnahmeserie, z. B. das lang belichtete Ausgangs-
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bild (b), mit dem Feinstrukturbild (f). Die Kombination kann n. a. mit der Mittelungsmethode aus Schritt 4 erfolgen. Ergebnis ist (g).
Schritte 7 und 8 Betrachtet man mit längeren Brennweiten aufgenommene lang belichtete Koronaaufnahmen so ist oftmals das aschgraue Licht des Neumondes vor der Sonne zu erkennen, wie auch hier. In Schritt 7 können wir den Originalmond aus (a) ausschnittsweise kopieren - Ergebnis ist (h), um diesen separat im Kontrast zu bearbeiten (i). Der helle Rand ist die überbelichtete innere Korona.
Schritt 9 Mit dem ,,Auswahlellipse-Werkzeug" aus der Werkzeugleiste von Photoshop
9 Weitwinkelaufnahme der Son-
nenfinsternis am 29.3.2006. Objektivbrennweite 30 mm, Arbeitsblende 5,6, Farbdiafilm Fujichrome ISO 100 (6x6), Belichtung 2 s. Bildautoren: W.E. Celnik und O. Guthier. Aufnahmeort im südlichen Libyen.
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maskieren wir den Mond mit einer kreisförmigen Maske (gestrichelter Rand), kopieren den Inhalt und fügen ihn in das Bild (g) ein. Reduzierung auf die Hintergrundebene. Ergebnis ist das Bild in der Abbildung 8. Fertig! Nun kommen nur noch Retuschearbeiten sowie Farb- und Kontrasteinstellungen. Im Resultat können die Koronastrukturen bis an den Gesichtsfeldrand verfolgt werden, entsprechend 6 1/2 Sonnenradien. Dazu werden alle Sterne im Gesichtsfeld bis zu einer Grenzgröße von 7,3 Größenklassen erfasst.
Fazit zum beschriebenen Verfahren Die beschriebene Bildbearbeitung zerstört selbstverständlich jegliche wissenschaftlich evtl. auswertbare Helligkeitsinformationen. Es dient lediglich der Verstärkung von im Bild vorhandenen strukturellen Informationen und ihrer ästhetischen Darstellung. Für Positionsmessungen ist das Endergebnis nur dann verwertbar, wenn die Bilder der Aufnahmeserie VOR der Digitalisierung NICHT zerschnitten sondern als zusammenhängendes Stück gescannt werden, um Bilddrehungen zu vermeiden. Die Genauigkeit der Positionen hängt dann von der möglichen Genauigkeit bei der Definition des Sonnenrandes ab. Für die Astrometrie ist das nicht ausreichend. Hier können nur einzelne Originalbilder verwendet werden. Das hier beschriebene Verfahren wurde in recht kurzer und leicht anderer Form prinzipiell bereits beschrieben in [4].
2. Maximale Ausdehnung der Korona Dass für die Darstellung der maximalen Ausdehnung der Sonnenkorona Weitwinkelaufnahmen benötigt werden, ahnt man bereits nach Betrachtung der Abbildung 9, eine von drei Aufnahmen unter denkbar besten Bedingungen mit 30 mm Brennweite auf Film im 6x6-Format. Auf dem Bild sind rechts unterhalb der Sonne die Planeten Merkur und Venus zu sehen, in einer westlichen Elongation von 24,7 Grad bzw. 46,5 Grad . Ziel ist nun das ,,Herauskitzeln" der schwächsten Ausläufer der Sonnenkorona. Wie weit reicht die Koro-
10 Vor dem Hintergrund einer
Teleaufnahme werden die Schritte zur Bearbeitung von Weitwinkelaufnahmen der Sonnenkorona dargestellt.
na von der Sonne weg ins Sonnensystem hinaus? Für die Darstellung des Ergebnisses (a) nach dem 1. Schritt der Bearbeitung in Abbildung 10 wurden alle drei nacheinander aufgenommenen Originalaufnahmen gemittelt, um das Rauschen etwas zu reduzieren. Im Schritt 2 wurde ein Bildausschnitt gewählt und mit einer sorgfältig definierten-großräumigen unscharfen Maske wurde der Helligkeitsgradient im Himmelshintergrund beseitigt. Dazu wurde eine extreme Tonwertkorrektur zur Kontraststeigerung vorgenommen. Die Venus ist in der Bildecke unten rechts erkennbar (b). Die Gestalt der Sonnenkorona macht bereits deutlich, dass sie nicht radialsymmetrisch gestaltet ist, sondern ungefähr in der Ebene der Ekliptik stark elongiert vorliegt. Nun soll im Schritt 3 die radialsymmetrische Komponente der Korona aus dem Bild subtrahiert werden. Dazu wurde wie bei Schritt 2 der Abbildung 1 die Methode der radialen Weichzeichnung eingesetzt. Allerdings wurde hier der maximal mögliche Wert für die Sektorbreite der Pixelmittelung ,,100" gewählt. Das Ergebnis dieser Glättung zeigt die Abbildung (c). Die Subtraktion der Pixelwerte in der Abbildung (c) von den Pixelwerten in der Abbildung (b) mit Hilfe der Funktion ,,Kanalberechnungen" zeigt die Abbildung (d). Der im kontrastgesteigerten Originalbild (b) überbelichtete Teil der Korona ist nun als weiße Fläche abgebildet. Bei größeren Sonnenradien ist die radiale Komponente dagegen entfernt und die scheibenförmige Struktur der F-Korona in der Ekliptik sehr gut herausgearbeitet. Dies ist jener staubhaltige Teil der Korona, der das Licht der Sonnenphotosphäre streut und weiter außen direkt in das Zodiakallicht übergeht [3]. Die Abbildung erinnert stark an die Staubscheiben, die von Aufnahmen der Umgebung junger Sterne mit Großteleskopen her bekannt sind. Im Schritt 5 wurde die Teleaufnahme (Abb. 8) skaliert und im selben Maßstab in den überbelichteten Teil der Weitwinkelaufnahme (d) eingesetzt. Dazu wurde das Bild so gedreht, dass die Ekliptik ungefähr waagrecht zu liegen kommt. Die mit abgebildeten Planeten Merkur und Venus veranschaulichen den Maßstab im Bild. Nach der Bemaßung in Schritt 6 wird deutlich: Die Korona ist über eine Gesamtausdehnung von mehr
als 20 Grad am Himmel erfasst worden, entsprechend bis in eine Sonnenentfernung von über 20 Sonnenradien, also zirka 15 Millionen Kilometern. Außerdem fällt auf, dass die Helligkeit der Korona auf der dem Merkur zugewandten Seite deutlich größer ist als die Helligkeit der Korona auf der von Merkur abgewandten Seite. Natürlich ist nach dieser Bildbearbeitung eine Größenangabe der Helligkeit nicht möglich. 20 Sonnenradien erscheinen zunächst viel, jedoch wurden auf Raumsondenaufnahmen Korona-Isophoten bis in eine Sonnenentfernung von 45 Sonnenradien verfolgt [5]. Eine sehr schöne Grafik mit dem Übergang der Sonnenkorona in das Zodiakallicht ist in [6] zu finden. Daraus scheint, dass der Übergang der F-Korona zum Zodiakallicht in der Region von 30 Sonnenradien stattfindet.
Ausblick Unter gleich guten Wetterbedingungen müsste die Sonnenkorona noch in weitaus größeren Sonnenradien erfasst werden können, wenn rot- bis infrarotempfindliche Detektoren eingesetzt werden. In jenen Spektralbereichen ist der Himmel dunkler und die Korona heller.
Literaturhinweise: [1] W.E. Celnik, O. Guthier, U. Rei-
mann, 2006: ,,Von der schwarzen Oase zur schwarzen Sonne", VdS-Journal für Astronomie 21 (III/2006), 50 [2] M. Druckmüller, 2006: ,,Totale Sonnenfinsternis - was steckt in den photographischen Aufnahmen?", Sterne und Weltraum 3/2006, 70 [3] H. Druckmüllerova, M. Druckmüller, 2008: ,,Praesaepe, Moon, Comet and the Solar Corona", http://www. zam.fme.vutbr.cz/~druck/eclipse/ Ecl2008r/Tse2008_200hm_mo1/0info.htm, (Link geprüft 3.9.2009) [4] M. Hamilton, 2006: ,,Unmasking Eclipse Details with Photoshop", Sky and Tel. 5/2006, 100 [5] J.D. Bohlin, 1971: ,,Photometry of the outer solar corona from lunar based observations", Solar Phys. 18, 450 [6] H. Kimura, I. Mann, 1998: ,,Brightness of the solar F-corona", Earth Planets Space 50, 493
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Sonnenfinsternis vorbei - was nun?
Systematische Sonnenbeobachtung in H-Alpha
von Arno Hesse und Martin Hörenz
Viele Phänomene auf der Sonne sind bis vor wenigen Jahren nur mit sehr teurem Instrumentarium zu erfassen gewesen. Für die Anschaffung eines Day-Star-Filters mussten beispielsweise fünfstellige Summen aufgebracht werden, um auch die Erscheinungen der Sonne im H-Alpha-Licht beobachten zu können. Eine Alternative stellen Protuberanzenansätze dar, mit denen eine künstliche Sonnenfinsternis erzeugt wird, indem die Sonne durch eine Kegelblende abgedeckt wird. Diese Kegelblende muss dabei entsprechend der Brennweite des Fernrohres an-
gepasst werden. Um den schwankenden Sonnendurchmesser ausgleichen zu können, werden entsprechend der Jahreszeit meist 4 - 6 verschieden große Kegel eingesetzt. Die Beobachtung und Fotografie von Protuberanzen ist den Amateuren somit auch außerhalb von totalen Sonnenfinsternissen zugänglich geworden - auch wenn eine Beobachtung der Korona weiterhin unerreichbar bleibt! Die Notwendigkeit einer genauen Nachführung des Fernrohrs zur Vermeidung des Herausdriftens der Sonne hinter dem Kegel und die lange Baulänge des Ansatzes er-
lauben aber häufig keine ,,schnellen" Beobachtungen. Weitere Informationen zu Kegelblendengeräten sind beispielsweise im Handbuch für Sonnenbeobachter zu finden [1].
Protuberanzengeräte sind zwar im Verhältnis zu H-Alpha-Filtern nicht so preisintensiv und lassen ebenfalls die Beobachtung der Chromosphäre und von Protuberanzen zu, jedoch können damit die Erscheinungen auf der Sonnenoberfläche nicht erfasst werden. Hierfür sind H-Alpha-Teleskope sowie H-Alpha-Filter zur Adaption an vorhandene Fernrohren auf dem Markt, mit denen die engbandige Beobachtung der Sonne möglich ist. Von den vielen Maßzahlen der Sonnenaktivität (z. B. Wolfsche Relativzahl, Fleckenzahl mit bloßem Auge, usw.), die Amateure regelmäßig erfassen, wurden Beobachtungen im H-Alpha-Licht bisher nur in sehr geringem Umfang systematisch durchgeführt. Dies mag verschiedene Gründe haben. Zum einen hielt in den vergangenen Jahrzehnten sicher der hohe Preis viele Amateure vom Kauf eines solchen H-Alpha-Instrumentes oder Filters ab. Inzwischen sind aber komplette H-Alpha-Teleskope im Preissegment zwischen 500 und 1500 Euro erhältlich, beispielsweise das ,,PST" (Personal Solar Telescope) der Firma Coronado oder auch das LS60 der Firma Lunt Solar Systems. Viele Sonnenbeobachter haben mittlerweile ein solches Instrument erworben, mit denen sich die Möglichkeit eröffnet, Protuberanzen, Filamente, Plages (auch chromosphärische Fackeln genannt) oder gar Flares zu beobachten. Obwohl
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1 Aufnahme der Sonne mit einem
PST und einer Webcam (31.08.2005, 14:57 UT, Phillips ToUCam PCVC 740K, Mittelung von ca. 350 Bildern mit der Software Registax), Deutlich erkennbar sind verschiedene Aktivitätsgebiete: Protuberanzen am Rand, dunkle Filamente vor der Sonne und helle Plages, ebenfalls auf der Sonne.
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es möglich ist, mit einem solchen Instrument die im Jahr 1969 von Peter Völker entwickelte Protuberanzen- oder Filamentrelativzahl zu bestimmen, haben dies leider nur wenige Amateure umgesetzt. Dieser Missstand wurde seit einiger Zeit in verschiedenen Internetforen diskutiert (z.B. [2]). Nachdem Peter Völker im Frühjahr 2008 in der Zeitschrift ,,interstellarum" die H-Alpha-Relativzahl vorschlug, änderte sich dies schlagartig [3]. Der Grund: Zum einen kann die Beobachtung durch einfaches Beobachten am Okular durchgeführt werden. Es ist keine lange Einarbeitungszeit oder Hintergrundwissen des Beobachters über die Zusammenhänge und die zeitlichen Veränderungen der Aktivitätszentren auf der Sonne notwendig. Andererseits wird berücksichtigt, dass alle beobachtbaren Erscheinungen Anzeichen für Aktivitätsgebiete auf der Sonne sind.
Die Bestimmung der H-Alpha Relativzahl erfolgt in Anlehnung an die Ermittlung der Wolfschen Relativzahl (Weißlicht) nach der Formel:
RH = 10 x Anzahl der Herde.
Als Herde werden dabei alle Erscheinungen bezeichnet, die im H-Alpha-Licht der Sonne zu sehen sind, also die genannten Protuberanzen, Filamente und Plages (chromosphärische Fackeln), welche sich in einem Aktivitätsherd sammeln. Mehrere Filamente, Plages und Protuberanzen in unmittelbarer Nähe, insbesondere wenn sie parallel oder leicht geneigt zum Äquator angeordnet sind, werden als ein Herd gezählt. Als Einzelherd gilt - wie bei der Fleckenbeobachtung im Weißlicht
2 H-Alpha-Übersichtsprotokoll mit Zeichnung der Sonne, Arno Hesse
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- auch eine Einzelerscheinung, beispielsweise eine einzelne Protuberanz. Im Gegensatz zur Weißlicht-Relativzahl wird jedoch keine Unterscheidung zwischen Einzelerscheinungen eingeführt, da die Erscheinungen im Detail oft schwierig voneinander getrennt werden können. Der Faktor 10 ist von Peter Völker ebenso willkürlich gewählt, wie ihn vor 160 Jahren Rudolf Wolf für die Sonnenfleckenrelativzahl wählte.
Ein von Ronald Stoyan (Zeitschrift Interstellarum) initiiertes Beobachtungsprogramm zur Erfassung dieser H-AlphaRelativzahl richtet sich besonders an Besitzer von PSTs, die neben dem bloßen Beobachten und Fotografieren an einer systematischen, auswertbaren Langzeitbeobachtung interessiert sind. Für weitere Informationen zur Bestimmung der H-Alpha-Relativzahl sowie für eine Beobachtungsanleitung sei an dieser Stelle
auf den Internetauftritt des genannten Programms verwiesen [3]. Die Meldung der Beobachtungsergebnisse erfolgt unkompliziert und ohne großen Aufwand ebenfalls über dieses Beobachtungsprogramm mittels einer Eingabemaske [4]. Seit der Vorstellung der H-Alpha-Relativzahl sind auf diese Weise allein für das Jahr 2008 mehr als 1000 Beobachtungen eingegangen. Diskutiert wird derzeit jedoch noch über die Auswertung der Ergebnisse. Erste Überlegungen haben gezeigt, dass ein arithmetisches Mittel der Tagesbeobachtungen wahrscheinlich nicht das Optimum darstellt, da teilweise mit unterschiedlichem Instrumentarium gearbeitet wird und außerdem auch von Beobachter zu Beobachter verschieden gezählt wird. Durch die Einführung eines persönlichen Korrekturfaktors - wie beim Relativzahlnetz der Fachgruppe Sonne - lässt sich dieses Problem jedoch auf einfache
Weise beheben. Dazu bedarf es aber der Datensammlung über einen Zeitraum von mehr als einem Jahr, so dass eine Auswertung der Ergebnisse erst in den kommenden Monaten sinnvoll erscheint. Doch darüber ist sicher in einem der nächsten Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie zu berichten.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Fachgruppe Sonne der Vereinigung
der Sternfreunde (VdS) e.V.: Handbuch für Sonnenbeobachter, Berlin 1982 [2] http://www.astrotreff.de [3] Völker, P.: Die H-Alpha-Relativzahl - Ein Beobachtungsprogramm für das PST, interstellarum 57, April/ Mai 2008 (S. 36); www.oculum.de/ interstellarum/halpha.asp [4] http://www.oculum.de/interstellarum/halpha-eingabe.asp
Und wo ist die Nächste?
Eine Vorschau auf die Sonnenfinsternisse der nächsten Jahre
von Heiko Ulbricht und Martin Hörenz
Nach einer Reihe von gut erreichbaren Sonnenfinsternissen stehen in den kommenden Jahren Expeditionen an, die mehr als einen Flug in eine gut erreichbare Großstadt wie Antalya, Novosibirsk oder Shanghai erfordern. Will man als echter Sonnenfinsternisjäger keine Sonnenfinsternis verpassen, stehen jetzt Ziele wie die Osterinsel, der australische Dschungel oder das Nordpolarmeer auf dem Reiseplan. Dieser Beitrag soll einen kurzen Überblick über die nächsten totalen sowie die im deutschsprachigen Raum sichtbaren partiellen Sonnenfinsternisse geben.
Die nächsten totalen Sonnenfinsternisse Die der gerade vergangenen, längsten totalen Sonnenfinsternis des 21 Jahrhunderts folgende, findet bereits im kommenden Jahr statt, genauer am 11. Juli (siehe Abbildung 1). Zwar mitten in der Ferienzeit gelegen, sind die Chancen für eine erfolgreiche Beobachtung aber leider nicht optimal. Im Pazifischen
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Ozean stellt eigentlich nur die Osterinsel ein mögliches Ziel für Finsternistouristen dar. Aufgrund ihrer geringen Größe ist aber sicher bereits jetzt keine freie Übernachtung mehr buchbar. Günstiger sieht es zwar mit Teilen von Südchile und dem Süden von Argentinien aus, jedoch findet die Sonnenfinsternis dort kurz vor Sonnenuntergang statt - und dies im tiefsten Südwinter, somit wettertechnisch auch alles andere als optimal.
Nach einem Jahr mit vier partiellen ,,SoFis" gibt es die folgende totale dann erst im Jahr 2012 zu sehen. Auch diese Finsternis ist fast ausschließlich nur vom Wasser aus zu sehen - wiederum im Pazifischen Ozean. Die Totalitätszone liegt bei der Finsternis von 2012 aber etwas weiter westlich, so eine Beobachtung im tropischen Norden Australiens prinzipiell möglich ist. Eine Garantie für bestes Beobachtungswetter wird aber auch hier niemand geben wollen.
Tabelle 1: Die totale Sonnenfinsternis am 11. Juli 2010
Saroszyklus Durchmesser der Sonne Durchmesser des Mondes Größe Phasen Beginn der Finsternis Beginn der zentralen Finsternis Größte Phase (05m 20s) Ende der zentralen Finsternis Ende der Finsternis
MEZ 18:09 19:16 20:33 21:48 22:57
146 (Nr. 27 von 76)
31' 27,6"
32' 52,8"
1,058
Geogr. Breite
Geogr. Länge
12,0 Grad Süd
161,9 Grad West
27,4 Grad Süd
171,4 Grad West
19,8 Grad Süd
121,9 Grad West
51,8 Grad Süd
70,3 Grad West
37,3 Grad Süd
74,9 Grad West
Fotos: (C) Bernd Koch
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Das nächste
M1 al
streift
der
Kernschatten
des Mondes die Erde am 3. November
2013 - eine der seltenen ringförmig-
totalen Sonnenfinsternisse ist dann zu
sehen. Die Finsternis beginnt zunächst
über dem Atlantik als ringförmige Phase
und erreicht vor der afrikanischen Küste
das Maximum als totale Sonnenfinster-
nis. Danach entfernt sich der Kernschat-
ten wieder langsam von der Erde, so dass
die Finsternis z. B. in Kenia nur ringför-
mig zu sehen ist.
Die nächste Berührung des Mondschattens mit der Erde findet dann wiederum 1 1/2 Jahre später statt - dieses Mal wieder von der Nordhalbkugel aus beobachtbar. Auf Land trifft der Kernschatten am 20. März 2015 auf seinem Weg jedoch nur bei den Faröer Inseln (nördlich von Schottland) und beim Archipel Spitzbergen. Auch hier sieht die Wetterstatistik nur eine geringe Wahrscheinlichkeit für gutes Beobachtungswetter voraus.
09.10.2009 10:03:11 Uhr
1 Totale Sonnenfinsternis vom 11.
Juli 2010 (Eclipse Predictions by Fred Espenak, NASA/GSFC [4])
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Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
Tabelle 2: Die Sonnenfinsternisse in den kommenden Jahren (vgl. [1,2])
Datum
15.01.2010
11.07.2010 04.01.2011
01.06.2011 01.07.2011 25.11.2011 20.05.2012 13.11.2012 10.05.2013 03.11.2013
29.04.2014 23.10.2014 20.03.2015
13.09.2015
Finsternistyp
Ringförmig
Total Partiell
Partiell Partiell Partiell Ringförmig Total Ringförmig Ringf.-Total
Ringförmig Partiell Total
Partiell
Sichtbarkeitsgebiet Partielle Phase Osteuropa, Asien, Süd- und Ostafrika, Indischer Ozean Pazifik, Südamerika Nordafrika, Europa (inkl. Deutschland), Russland, Naher Osten Kanada, Alaska, Westsibirien, Grönland Südpolargebiet Antarktis Sibirien, Alaska, Kanada Pazifik, Neuseeland, Antarktis Indonesien, Neuseeland Südamerika, Afrika, Südeuropa
Südpolarmeer, Australien Nordamerika, Pazifik Europa (u.a. Deutschland), Nordafrika
Südafrika, Südpolarmeer Antarktis,
Zentrale Phase Kenia, Somalia, Indien, Myanmar, China Osterinsel, Südchile, Patagonien -
- - - Japan, Pazifik, USA Nord-Australien Australien, Pazifik Atlantik, Gabun, Kongo, Zaire, Uganda, Kenia, Äthiopien Antarktis - Faröer Inseln, Spitzbergen, Nordpolarmeer -
Max. Dauer [min] 11:08
5:20 -
- - - 5:46 4:02 6:03 1:04 (tot.)
1:06 - 2:47
-
Zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 9. März 2016 ist eine Reise nach Indonesien notwendig. Auch bei diesem Ereignis gibt das tropische Wetter keine Garantie für gutes Wetter.
Besser erreichbar und mit günstigeren Wetterstatistiken ausgestattet ist die der von 1999 im Saros-Zyklus 145 nachfolgende Finsternis - am 21. August 2017. Diese kann in einem großen Bereich der Vereinigten Staaten beobachtet werden, die Totalitätszone verläuft fast geradlinig vom Nordwesten (Oregon) nach Südosten (South Carolina).
Die beiden folgenden totalen Finsternisse vom 2. Juli 2019 und 14. Dezember 2020 ähneln im Verlauf der totalen Finsternis von 2010, beide sind jeweils vom pazifischen Raum und vom südamerikanischen Festland zu sehen. Bei der SoFi von 2020 findet das Maximum dabei über dem Festland statt - dazu mitten im Süd-Sommer, d.h. mit besseren Prognosen für eine erfolgreiche Beobachtung.
Totale Sonnenfinsternisse folgen dann 2021 (Antarktis) und 2023 (Westaustralien, Indonesien) bis ab 2024 wieder eine Zeit mit mehreren, gut erreichbaren tota-
Tabelle 3: Die ringförmige Sonnenfinsternis am 15. Januar 2010
Saroszyklus Durchmesser der Sonne Durchmesser des Mondes Größe Phasen Beginn der Finsternis Beginn der zentralen Finsternis Größte Phase (05min 20s) Ende der zentralen Finsternis Ende der Finsternis
MEZ 05:05 06:17 08:05 09:55 11:07
141 (Nr. 23 von 70)
32' 31,2"
29' 28,2"
0,919
Geogr. Breite Geogr. Länge
1,2 Grad Süd
29,7 Grad Ost
7,2 Grad Nord
15,0 Grad Ost
1,6 Grad Nord
69,3 Grad Ost
37,1 Grad Nord
122,4 Grad Ost
28,9 Grad Nord
109,0 Grad Ost
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len Sonnenfinsternissen ansteht: 2024 in Mexiko, den USA und Kanada, 2026 in Island und Spanien sowie 2027 in Spanien und Nordafrika.
Kommende Sonnenfinsternisse in Deutschland Bis wieder eine totale Sonnenfinsternis in Deutschland zu sehen ist, vergehen noch einige Jahrzehnte. Erst 2081 ist der Kernschatten des Mondes wieder auf Deutschlandbesuch [3]. Die nächste partielle Sonnenfinsternis im deutschsprachigen Raum gibt es aber schon in einigen Wochen: am 15. Januar 2010. Auch wenn die längste ringförmige Sonnenfinsternis des 21. Jahrhunderts nur in Afrika und Asien als zentrale Finsternis zu sehen ist (vgl. Tabelle 3), lohnt sich ein Blick auf die aufgehende Sonne auch im Osten Österreichs, wo das Ereignis für nur wenige Minuten zu sehen sein wird. Da die Grenze des Sichtbarkeitsbereiches Deutschland nicht erreicht, wird man die Finsternis hierzulande aber nicht beobachten können.
Danach beträgt die Wartezeit aber weniger als ein Jahr, bis wieder eine Sonnenfinsternis von Deutschland aus zu sehen ist: am 4. Januar 2011 wird eine partiell verfinsterte Sonne aufgehen. Dieses Mal
Schwerpunktthema Sonnenfinsternis
57
liegt die Sichtbarkeitsgrenze jedoch deutlich westlicher, so dass man vom gesamten deutschsprachigen Raum sogar das Maximum der Finsternis in Form einer deutlich ausgeprägten Sichel beobachten kann (siehe Tabellen 4 und 5), falls das Wetter mitspielt. Die nächste partielle Sonnenfinsternis über Deutschland folgt dann am 15. März 2015, wenn sich der Mond über den Faröer-Inseln und Spitzbergen komplett vor die Sonne schiebt. An diesem Tag ist zur Mittagszeit eine 70 - 80%ige SoFi zu sehen!
Tabelle 4: Die partielle Sonnenfinsternis vom 4. Januar 2011
Saroszyklus Durchmesser der Sonne Durchmesser des Mondes Größe Phasen Beginn der Finsternis Größte Phase (0,857) Ende der Finsternis
MEZ 07:40 09:50 12:00
151 (Nr. 14 von 72)
32' 31,8"
30' 35,4"
0,857
Geogr. Breite Geogr. Länge
29,3 Grad Nord
3,8 Grad Ost
64,7 Grad Nord
28,8 Grad Ost
49,2 Grad Nord
78,3 Grad Ost
Tabelle 5: Sichtbarkeitsbedingungen zur Sonnenfinsternis vom 4. Januar 2011
Ort
Berlin Dresden Flensburg Frankfurt Hamburg Köln München Rostock
Sonnenaufgang MEZ 08:15 08:06 08:43 08:22 08:34 08:33 08:02 08:28
Größte Phase MEZ 09:26 09:25 09:25 09:17 09:24 09:17 09:18 09:27
Ende der Finsternis MEZ 10:52 10:51 10:48 10:42 10:48 10:40 10:44 10:52
Bedeckungsgrad in % des Sonnendurchmessers 81 80 81 77 81 77 77 82
Sonne zum Zeitpunkt der größten Phase 6,8 Grad 7,9 Grad 3,6 Grad 5,8 Grad 4,6 Grad 4,5 Grad 8,6 Grad 5,3 Grad
Literaturhinweise: [1] Littman, M.; Willcox, K.; Espenak, F.: Totality - Eclipses
of the Sun; Oxford University Press, New York, Oxford, 1999 [2] Harrington, P. S.: Sonnen- und Mondfinsternisse beobachten; Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, 2002
[3] Vereinigung der Sternfreunde e.V.: Totale Sonnenfinsternis 11. August 1999; Informationsfaltblatt, 1999
[4] Espenak, F.: Eclipse predictions (maps), courtesy of Fred Espenak, NASA/Goddard Space Flight Center; URL: eclipse.gsfc.nasa.gov/SEmono/TSE2010/TSE2010.html; Stand: 19.08.2009
Einladung zur 29. Planeten- und Kometentagung in Violau
Ankündigung
Die 29. Planeten- und Kometentagung findet vom 21. Mai 2010 bis zum 25. Mai 2010 im Bruder-Klaus-Heim in Violau bei Augsburg statt. Geboten werden Workshops zu fast allen Bereichen der Planeten- und Kometenbeobachtung. Zu dem Programm gehören die aktuellen Kometen, die Auswertung der Sichtbarkeiten der einzelnen Planeten sowie deren Monde und digitale Bildverarbeitung mit Giotto. Insbesondere die Aufnahmetechnik im UV und IR-Licht der Planeten wird Gegenstand der Tagung sein. Vorschläge zu Referaten sind selbstverständlich willkommen. Um die Kontakte zur professionellen Astronomie zu vertiefen und weitere Schnittstellen zu schaffen, werden voraussichtlich zwei Referenten aus Forschungseinrichtungen eingeladen. Da bei dieser Tagung alle Teilnehmer unter einem Dach untergebracht werden, gibt es somit vielfältige Möglichkeiten zum gegenseitigen Kennenlernen, zum Erfahrungsaustausch und bei
entsprechendem Wetter zum gemeinsamen Beobachten auf der dem Heim angeschlossenen Sternwarte. Der Gesamtpreis inklusive Vollverpflegung und Unterbringung in Mehrbettzimmern liegt etwa bei 150 Euro bei Anmeldung bis zum 7. Mai 2010. (Einzelzimmer sind ca. 30 Euro teurer.) Ihre Anmeldung senden Sie bitte bis zum 7. Mai 2010 postalisch an Wolfgang Meyer, Martinstraße 1, 12167 Berlin oder per Internet über die Seite http://www.planetentagung.de. Anmeldungen können nur nach einer Anzahlung von 50 Euro auf das Konto des Arbeitskreises Planetenbeobachter (Postbank Berlin, Kontonummer 481488-109, BLZ 100 100 10, Kontoinhaber W. Meyer) berücksichtigt werden. Unter der Internetadresse http://planetentagung.de können Sie ebenso aktuelle Informationen und den Stand der Tagungsplanung abrufen.
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Amateurteleskope/Selbstbau
Das typische Einsteiger-Teleskop: Das Meade DS-2114 ATS
von Herbert Zellhuber
1 Das Meade Newton-Teleskop
mit 114 mm Öffnung, azimutaler Montierung und GoTo-Steuerung
Abgeholt wurde ein Paket in der Größe 29 cm x 46c m x 95 cm und 12 kg Gewicht. Darin befand sich ein Newton mit 114 mm Öffnung, azimutaler Montierung und GoTo-Steuerung, das als typisches Einsteiger-Teleskop gilt. Der Kaufpreis betrug 249 (März 2009). Beigelegt war sowohl eine deutsche als auch eine englischsprachige Bedienungsanleitung und eine DVD von Meade.
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Der Aufbau Das Dreibein ist eine Aluminiumkonstruktion mit einem Gewicht von 2,5 kg. Beim Aufspreizen der Beine klappen die mittleren Stützstreben auf und es kann eine Okularablage mit zwei Flügelmuttern angeschraubt werden. Durch Drehen des Stellgriffs um 60 Grad werden die Stützstreben arretiert. Die Höhe des Stativs kann man durch die ausziehbaren Beine zwischen 68 cm und 116 cm einstellen. Das Arretieren der Ausziehbeine geschieht zuverlässig mit einem Clip. Praktisch ist es, dass die Ablage beim Zusammenklappen des Dreibeins angeschraubt bleiben kann. Der Aufbau des Dreibeins ist mühelos in kürzester Zeit möglich. Das Dreibein ist der Belastung von Montierung (2 kg) und Tubus (2 kg) gewachsen.
Mit einer zentrischen Sternschraube wird die azimutale Einarm-Montierung mit GoTo-Steuerung am Dreibein befestigt. Danach wird der Tubus in die Rohrschelle gelegt, eingeklappt und mit einer Rändelschraube befestigt. Zur Not, falls man keine oder nur leere Batterien zur Hand hat, kann durch leichtes Öffnen der Verschraubungen das Teleskop trotzdem benutzt werden. Allerdings sollte man in Azimut die Montierung nur in der Nähe des Stativkopfs mit der Hand fassen und drehen, da das Ganze ziemlich schwergängig zu handhaben ist. Es soll unbedingt vermieden werden, dass die Mechanik wie das Schneckengetriebe Schaden nehmen könnte. Das manuelle Bewegen des Fernrohrs ist aber nur eine Notlösung. Im normalen Betrieb wird das Instrument mit acht Mignonzellen betrieben. Ein Netzgerät ist nicht vorgesehen. Da ich aber als alter Elektronikbastler passende Adapter habe, wurde zum Kennenlernen des Geräts ein Netzgerät benutzt. Immerhin hat die Stromaufnahme im Leerlauf schon 0,1 Ampere und die Batterien wollte ich mir für die Beobachtung bei Nacht schonen. Also ging es erst mal daran, mich in die Bedienung
des Handcomputers einzuarbeiten. Die Betriebsanleitung bietet eine ausführliche Beschreibung.
Die Handhabung Hier möchte ich nur die Anwendungen vorstellen, die mir als eingefleischter Deep-Sky-Beobachter am wichtigsten erscheinen. Nachdem der Schalter für die Stromzufuhr eingeschaltet ist, erscheint an der Handsteuerbox eine eindringliche Warnung davor, das Fernrohr auf die Sonne oder deren Nähe zu richten. Der Lauftext erscheint eineinhalb Minuten lang, kann aber mit der Taste [SPEED] übersprungen werden. Dann kann man die vier Richtungstasten betätigen und das Teleskop am Himmel ausrichten. Bei der schnellsten Geschwindigkeit (Stromaufnahme 0,25 A) erinnert das Geräusch an einen Akkuschrauber. Ebenfalls mit der [SPEED]-Taste werden die neun verschiedenen Drehgeschwindigkeiten bestimmt. Je langsamer die Geschwindigkeit, desto leiser ist dieser Vorgang.
Um das Gerät im GoTo-Modus betreiben zu können, muss eine Ausrichtung an zwei Sternen durchgeführt werden. Am einfachsten geht das, in dem das Fernrohr manuell, also ohne Zuhilfenahme der Richtungstasten, waagrecht nach Norden ausgerichtet wird und man sich dann nach den Anweisungen der Handsteuerbox richtet. Dort werden unter anderem die Angabe des Datums und der Uhrzeit verlangt. Das Teleskop fährt dann zwei helle Sterne an, die im Okular zentriert werden. Danach bestätigt man mit [ENTER] und die Ausrichtung ist durchgeführt.
Ein Anfahren der Objekte kann beginnen, auch die automatische Nachführung funktioniert jetzt. Allerdings ist es nicht möglich, in Zenitnähe zu beobachten; es würde der Tubus am Dreibein anstoßen. Falls bei der Nachführung oder einer automatisierten Suche nach einem Himmelsobjekt der Tubus dem Dreibein zu
Amateurteleskope/Selbstbau
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nahe kommt, kann mit jeder beliebigen Taste (außer der [GoTo]) gestoppt werden und mit den Richtungstasten das Teleskop in eine andere Richtung schwenken. Es kann vorkommen, dass Objekte nicht in der Datenbank mit den 1.400 Objekten gespeichert sind. Dann kann dies über Koordinaten geschehen, die z. B. einem Himmelsatlas entnommen werden. Das ,,Trockentraining" führte ich zuvor im heimischen Wohnzimmer durch, bis ich die Handhabung beherrschte. Ich sah, dass die Elektronik noch etliche andere Hauptfunktionen auf Lager hat. So ist ein umfangreicher Glossar zu astronomischen Fachbegriffen vorhanden, der durch Tastendruck abgerufen werden kann. Auch eine Führung durch die sehenswertesten Himmelsobjekte, die zurzeit am Nachthimmel zu sehen sind, kann man durchführen. Ebenso sind die wichtigsten Daten zu den Himmelsobjekten durch Knopfdruck auf der Laufzeile ablesbar. Um alle Optionen am Gerät kennen zu lernen, sind ein ausführliches Studium der Anleitung und natürlich viel praktische Übung nötig.
Wenn man sich als Astronomie-Einsteiger ein solches Gerät anschafft, sollte man schon unbedingt die Sternbilder kennen, um die Referenzsterne bestimmen zu können. Man wird sich also wohl oder übel mit Bezeichnungen wie Alioth, Thuban, Nihal und den anderen Sternbezeichnungen anfreunden müssen, um das Instrument ausrichten zu können. Wer jedoch meint, ohne diese astronomischen Kenntnisse dieses GoTo-Teleskop bedienen zu können bzw. einfach auf Knopfdruck alle bekannten Himmelsobjekte anzufahren, wird schnell eines besseren belehrt. Die wichtigsten Handgriffe müssen beherrscht werden, will man nicht während der Beobachtungsnacht wie der bekannte ,,Ochs` vorm Berg stehen".
Die Optik Nun nahm ich die Optik etwas unter die Lupe. Der Tubus hat eine Länge von 450 mm. Die Brennweite von 1.000 mm wird mit einer 2fach Barlowlinse erreicht, die vorne am Okularauszug eingebaut ist. Der Fangspiegel hat eine kleine Achse von 33 mm und es überraschte mich doch sehr, einen recht üppig dimensionierten Spiegelhalter mit 37 mm Durchmesser vorzufinden. Diesen könnte man durchaus der Größe des Spiegels anpas-
sen und hätte dann auch eine geringere Obstruktion - in diesem Fall sind es 32 % (gemessen am Durchmesser). Die Fangspiegel-Spinne hat drei Streben mit je sechs Millimetern Durchmesser, fällt also auch ziemlich dick aus. Der Tubus ist aus Alublech und das Tubusinnere ist - wie leider häufig üblich - mattschwarz lackiert und deshalb auch stark reflektierend. Häufig wurde schon beschrieben, das Tubusinnere mit selbstklebender Velours-Folie auszukleiden, um einen höheren Kontrast zu erhalten. Auch in diesem Falle wäre das ratsam, zumindest würde ich es an meinem eigenen Fernrohren machen.
Als nächstes baute ich meine Prüftafel und den künstlichen Stern bzw. Doppelstern auf. Sofort fiel auf, dass die Schärfentiefe für eine Optik mit f/8,8 außergewöhnlich kurz ist. Aber das ist eben so, wenn die Brennweite eines f/4,5-Spiegels mit einer Barlow-Linse verdoppelt wird. Es wurden verschiedene Okulare probiert und es stellte sich heraus, dass eine recht deutliche Randunschärfe vorhanden ist. Beim Schwenk durch den künstlichen Stern verzerrt sich dieser zum Rand hin immer stärker. Am künstlichen Stern stellte ich bei höherer Vergrößerung zudem eine Dejustierung fest. In der Bedienungsanleitung wird zwar beschrieben, wie ein Newton-Teleskop justiert wird. Allerdings wird verschwiegen, wie eine Justage mit eingebauter Barlow-Linse durchgeführt wird. Glücklicherweise konnte ich die Barlow-Linse ausbauen, nachdem der Okularauszug abgenommen war und eine Justage mit dem Chesire bzw. Laserjustierer durchführen. Danach wurde am künstlichen Doppelstern bis 200fach vergrößert; hierbei konnte ich erkennen, dass das theoretische Auflösungsvermögen von 1,2 Bogensekunden erreicht werden kann.
Der 1,25"-Okularauszug besteht aus Kunststoff, die Verstellung geschieht über einen Zahnstangentrieb. Dem Gerät waren zwei Okulare der Serie ,,Meade MA" (dreilinsig) 9 und 25 mm beigelegt. Der Okularkörper besteht aus Kunststoff, ist also dem Billigbereich zuzuordnen. Das Gesichtsfeld beträgt ca. 50 Grad , die Mittenschärfe ist akzeptabel. Allerdings macht sich eine gewisse Randunschärfe deutlich bemerkbar, die auch mit anderen Instrumenten festgestellt wurde.
Das Gerät ist mit einem Sucher 6x30 ausgerüstet, der mit vier Schrauben justiert wird. Die Mittenschärfe ist gut, die Randunschärfe hält sich in Grenzen. Allerdings ist der Kunststofftubus innen blank und deshalb von starken Reflexionen begleitet. Hier kann übrigens mit wenig Aufwand - z. B. Auskleiden mit schwarzem Tonpapier - rasch Abhilfe geschaffen werden. Ein Fokussieren ist über die vordere Verschraubung möglich, wobei aber für das Fadenkreuz keine Scharfstellung möglich ist. Ich persönlich würde allerdings zum Ausrichten des Teleskops einen Rotpunkt-Peiler bevorzugen, das erleichtert die Orientierung erheblich.
Die Abbildungsqualität am Nachthimmel: Die Ausführung mit einer zwischengeschobenen Barlowlinse und einer Obstruktion von über 30 % gilt sicher nicht als ideales Planetenfernrohr. Wer ein solches sucht, wird von diesem Instrument also enttäuscht sein. Bei der Beobachtung fällt die Randunschärfe unangenehm auf. Hätte man die Wahl, ein übliches Newton-System 114 mm / 700 mm - also ohne eingebaute Balow-Linse - zu erhalten, würde ich auf jeden Fall ein solches empfehlen. Mit dem etwas längerem Tubus würde die Montierung noch leicht zurecht kommen und bei kürzerer Brennweite hätte man zusätzlich ein größeres Gesichtsfeld (bei gleicher Vergrößerungsmöglichkeit).
Die Gerätschaften wurden mir freundlicherweise von der Firma Astroshop.de zur Verfügung gestellt.
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Amateurteleskope/Selbstbau
Hilfs- oder Ersatzfüße für ein Berlebach-Stativ
von Siegfried Bergthal
Jeder, der ein Berlebach-Stativ sein eigen nennen kann, ist von der Qualität und Stabilität der Stative begeistert. Dazu gibt es auch eine Transporttasche (Abb. 1).
Selbst zur Sonnenfinsternis in der Türkei konnten wir das Stativ noch als Handgepäck mitnehmen. Inzwischen haben sich auch hier die Zeiten geändert, die Vorschriften fürs Handgepäck wurden enger gezogen. Ergänzend kam für uns hinzu, dass wir dieses Jahr zur Sonnenfinsternis nach China reisten. Wir hatten uns für eine Rundreise durch China entschieden, damit wir auch andere Eindrücke von diesem Land erhalten, wenn das Wetter am Tag der Finsternis schlecht sein sollte. Am zweitletzten Tag der Reise war dann die Sonnenfinsternis. Hierbei ist es natürlich besonders umständlich, wenn man neben einem Koffer, dem Fotorucksack auch noch das Stativ zwei Wochen herumschleppen muss. Daher habe ich mir Extra-Füße gebaut (Abb. 2), die exakt in den Koffer passen. Für den Bau der Füße sind eine Bohrmaschine und ein Holzbohrer mit 8 mm Durchmesser ausreichend. Das Material lässt man sich am besten im Fachhandel passend zusägen. Die Länge der Füße richtet sich nach den Koffermaßen. Schön ist es, wenn man mit einer Oberfräse noch die Kanten abrunden kann. (Abb. 4).
Hinweis: Auch die gängigen Alu- oder Stahlstative passen nicht in einen handelsüblichen Koffer!
Benötigtes Material für die Hilfsfüße:
- für die Schenkel oben 6 Stück Multiplex-Sperrholz Buche oder Birke 20 mm x 45 mm x 500 mm
- für die Füße unten 4 Stück Fichte Vierkantholz 45 mm x 45 mm x 500 mm
- 9 Stück Flachrundschrauben mit Vierkantansatz
- 9 Stück Flügelmuttern mit Unterlegscheiben
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1 Das Stativ passt leider nicht in den Koffer. 2 Die Stativbeine, passend für den Koffer
Kosten für das Holz inkl. Zuschnitt 15 Euro, Schrauben 8 Euro. Damit die Füße bei einem glatten Untergrund nicht auseinander gehen, werden diese mit einer Schnur verspannt. Damit spart man das Gewicht der standardmäßig mitgelieferten Stahlkette bzw. Okularablage aus Holz. In der Abbildung 3 sieht man auch die Flügelschrauben.
Bei Fragen können Sie sich gerne an mich wenden: siegfried.bergthal@t-online.de www.astro-siggi.de
3 Die Schnur verhindert, dass die
Füße auf glattem Untergrund auseinander gehen
Astrofotografie
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4 Abgerundete Kanten sind schöner und sicherer
5 Das fertige Stativ. Der Stativkopf
von Berlebach wird weiter verwendet.
NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae
von Peter Riepe
- Teil 2 -
Eta Carinae ist ein superleuchtkräftiger, instabiler Veränderlicher. Dieser LBV (luminous blue variable) dürfte einer der massereichsten Sterne der Milchstraße sein. Er zeigt bei näheren Untersuchungen komplexe Profile der Spektrallinien He I, H I und Fe II. In diesen Profilen entdeckte der Astronom Augusto Damineli 1995 bei spektroskopischen Beobachtungen am 1,6-m-Teleskop des Nationalen Astrophysikalischen Instituts von Brasilien deutlich sichtbare periodische Veränderungen [1, 2]. Er stellte fest, dass die hoch angeregte Linie des Heliums bei 1083 nm Wellenlänge (nahes Infrarot) ihre Intensität regelmäßig beträchtlich ändert. Dieses zyklische Verhalten wird von vielen Astronomen auf eine Dop-
pelsternnatur von Eta Carinae zurückgeführt. Die leuchtkräftigere, aber kühlere Hauptkomponente Eta Carinae A (etwa 18.000 K heiß) erzeugt einen dichten Sternwind, der mit dem weniger dichten, aber schnelleren Sternwind des Begleiters Eta Carinae B und dessen Strahlungsfeld kollidiert. B umrundet A offenbar auf einer sehr exzentrischen Bahn. B ist sehr heiß (35.000 - 39.000 K) und hat neuen Abschätzungen zufolge einen Spektraltyp zwischen O5.5 III und O7 I [3]. Eta Carinae ist aber nicht einzigartig als massiver Doppelstern. Erst vor wenigen Jahren wurden in einem Programm zur Auffindung veränderlicher Sterne in NGC 3372 u. a. auch drei Bedeckungsveränderliche des Spektraltyps O entdeckt [4]. Diese Sterne NSV 18497, CPD-
59 2635 (Abb. 1) und NSV 18518 geben Materie in Form vehementer Sternwinde in den Nebel hinein, insofern sind sie mit Eta Carinae vergleichbar. Damineli sagte für Ende 1997 bis Anfang 1998 ein Minimum in der He I-Linienstärke bei Eta Carinae voraus. Das trat am 16. Dezember 1997 tatsächlich ein. Auch Röntgenbeobachtungen mit dem Rossi X-ray Timing Explorer (Satellit RXTE [5, 6]) bestätigen das Doppelsternmodell. M.F. Corcoran vom Goddard Space Flight Center konnte in der Überwachungszeit von 1996 bis Ende 2003 sowohl in der harten als auch in der weichen Röntgenstrahlung zwei tiefe, zeitgleiche Minima nachweisen und daraus eine Periode von 2024 Tagen ableiten (Abb. 2). Über die letzten 60 Jahre gemittelt betrug diese
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Astrofotografie
1 In NGC 3372 ist Eta Carinae nicht der einzige
massive Doppelstern. Die Lichtkurve des Sterns CPD-59 2635 enthüllt einen Bedeckungsveränderlichen [4]. Die Spektren ergeben zwei recht heiße Komponenten vom Typ O8 und O9,5.
2 Die Überwachung von Eta Carinae im Röntgenlicht zeigt
zwischen 1996 und 2003 eine deutliche Periodizität von 2024 Tagen (nach [5]).
Periode 2020 Tage, derzeit sind es etwa 2023 Tage [2]. Nach astrophysikalischen Beobachtungen ist das Doppelsternsystem Eta Carinae sehr massereich. Für Eta Carinae A nimmt man 150 bis 180 Sonnenmassen an, für Eta Carinae B 60 bis 70 Sonnenmassen [7]. Die Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um etwa das Viermillionenfache, die Sonne ist also 16,5 Größenklassen lichtschwächer! Pro Jahr gibt Eta Carinae ungefähr 0,001 Sonnenmassen als Sternenwind in die Nebelumgebung ab [8]. Dieser Massenverlust bewirkt ein zunehmendes Ungleichgewicht: Der nach außen gerichtete Strahlungsdruck wird irgendwann den gravitativen Zusammenhalt überflügeln. Es ist abzusehen, dass Eta Carinae ein explosiver Sternentod bevorsteht. In nicht allzu ferner Zukunft wird der Stern als gleißende Supernova enden [9]. In der Umgebung von Eta Carinae haben sich seit dem Ausbruch von 1843 einige Änderungen ergeben. So sieht der Schlüsselloch-Nebel heute anders aus als damals. John Herschel, der bekannte Doppelsternbeobachter, fertigte zwischen 1834 und 1838 in seinem Observatorium nahe Kapstadt/Südafrika verschiedene Zeichnungen an, die im Jahre 1847 publiziert wurden [10]. Unter anderem gibt es eine vieldiskutierte Zeichnung von der Schlüsselloch-Region mit einigen bemerkenswerten Details (Abb. 3a). Im Jahre 1870 gelangen auch dem Astronomen Le Sueur am 1,2-m-Melbourne-Reflektor detailreiche Beobachtungen der Eta-Carinae-Region. Seine Darstellung (Abb. 3b)
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beweist (von den subjektiv unterschiedlichen Eindrücken einmal abgesehen), dass das Nebelfeld um Eta Carinae sein Erscheinungsbild gewandelt hat. Bereits 1870 war der südliche Dunkelbereich des Schlüsselloch-Nebels mit seiner hell begrenzten Ostseite nicht mehr auffindbar. Offenbar wurden beim Ausbruch von 1843 große Mengen an Materie in die Umgebung geschleudert, so dass sich die Beleuchtungsverhältnisse durch den neu entstandenen Homunculus änderten. Dies wird sofort verständlich: Eta Carinae ist genauso weit entfernt wie der Schlüsselloch-Nebel, denn das reflektierte Spektrum von Eta Carinae kann über den
gesamten Bereich des Schlüsselloch-Nebels registriert werden (Walborn & Liller, 1977, sowie Lopez & Meaburn, 1986). Wer liefert dem Eta-Carinae-Nebel eigentlich seine zum Leuchten nötige Energiezufuhr? Dies erfolgt zum größten Teil durch etliche junge offene Sternhaufen (Abb. 4), die mit massiven, heißen Sternen gefüllt sind. Der bedeutendste Sternhaufen ist Trümpler 16 (Tr = Trümpler. In der angloamerikanischen Literatur steht leider immer wieder falsch ,,Trumpler"). Tr 16 liegt in der südlichen Spitze des ,,V", Eta Carinae ist sein leuchtkräftigstes Mitglied. Nördlich und schon außerhalb des ,,V" befindet sich Tr 15. In der Nord-
3 Historische Zeichnungen des Gebietes um Eta Carinae, a) von Sir John Her-
schel aus dem Jahre 1838, b) von Le Sueur aus dem Jahre 1870 (siehe auch Text).
Astrofotografie
63
westflanke des ,,V" liegt der kompakte Tr 14. Er kommt auf Bildern des Hubble Space Telescope sehr gut zur Geltung (Abb. 5). Weiterhin sind noch Bochum 10 und 11 sowie Collinder 228, 232 und 234 zu nennen. Letzterer ist Teil von Tr 16. Tr 16 und Tr 14 sind die jüngsten und sternreichsten Haufen des Nebels [11]. Für Tr 14 ergab sich ein Alter von nur 1 bis 2 Millionen Jahren, Tr 16 ist nicht älter als 3 Millionen Jahre. In diesen beiden Sternhaufen zusammen gibt es mindestens 31 O-Sterne, darunter sechs des seltenen Spektraltyps O3 V, Hauptreihensterne also. Tr 14 beherbergt den O2-Überriesen HD 93129 - ein Doppelsystem ähnlich Eta Carinae, jedoch ohne Nebelhülle. Aber auch eine Fülle ,,nicht organisierter" massiver junger Sterne ist über NGC 3372 verteilt. Insgesamt geben etwa 70 O- und frühe B-Sterne ihre UVStrahlung und ihre kräftigen Sternwinde in den Riesennebel hinein. Energie liefern auch verschiedene Wolf-RayetSterne (WR), z. B. HD 93162, HD 92740 und HD 93131, von denen HD 93162 sehr wahrscheinlich Tr 16 angehört. WR-Sterne sind eine kurze Entwicklungsphase massereicher Sterne nach ihrer O-Phase. Auch sie erzeugen eine kräftige UVStrahlung und starke Sternwinde. Neben den supermassereichen Sternen, die kurz vor ihrem Tod als Supernovae stehen, finden im Eta-Carinae-Nebel ständig weitere Sterngeburten statt. Viele neue Informationen dazu stammen aus Infrarot-Aufnahmen. So wurde das Nebelgebiet 1996 mit dem MSX-Satelliten (Midcourse Space Experiment) untersucht [12]. Dazu diente ein 33-cm-Spiegel sowie eine Infrarot-Kamera mit Namen SPIRIT III. Erstaunlich, wie anders der übliche Nebelanblick jetzt wirkt (Abb. 6). In einer anderen IR-Untersuchung entdeckte man mehr als 500 Kandidaten junger Sterne [11]. Viele davon liegen südöstlich von Tr 16, entlang des V-förmigen Staubbandes. Hier wächst die nächste Sternengeneration heran. Südöstlich von Tr 16 gaben die IR-Bilder in diesem dichten Staubband einen weiteren Sternhaufen frei, Tr 16-SE. Von ihm waren bisher lediglich einige Röntgen-Punktquellen bekannt, zum Teil sehr massive Einzelsterne. Auch an anderen Stellen in NGC 3372 gab es Hinweise auf eine aktuell ablaufende Sternentstehung. Beobachtet wurde dies 2003 in Sutherland/Südafrika. Am dortigen IRSF-1,4-m-Teleskop konnten über
4 Zentrum von NGC 3372, aufgenommen in Somerset West (Südafrika) am
12.2.2008 von Dieter Willasch. Norden ist links oben. Man erkennt sehr schön die hellsten Nebelanteile ohne das ,,Ausbrennen" durch falsche Kontrastanhebung. Der Schlüsselloch-Nebel zeichnet sich deutlich ab. Oben links in der Bildecke liegt Tr 15, darunter rechts der kompakte TR 14, links daneben der lockere, sternarme Cr 232. Eta Carinae steckt in Tr 16 (unten), Cr 234 kann als dessen südliche Fortsetzung betrachtet werden. Daten: Meade LX 200 GPS, 10 Zoll f/10 auf Astro Physics 900 GTO, Kamera QHY8/ALccd 6c, Belichtung 14 x 2 m, IDAS LPS-Filter, Nachführung über Meade DSI-Pro an einem TMB 130 als Leitrohr.
drei Chips von 1024 x 1024 px gleichzeitig Bilder in den Infrarotbändern J (1,25 µm), H (1,63 µm) und K (2,14 µm) gewonnen werden. Ähnlich spektakulär war die Entdeckung eines weiteren, verborgenen neuen Sternhaufens. Er befindet sich in
einem kleinen kompakten Nebel am Ende eines Elefantenrüssels. Man kann ihn auf Abb. 7 (in Teil 1) südöstlich der V-Spitze knapp jenseits des Dunkelbalkens als hellroten Nebel erkennen. Da der Nebel in H-Alpha leuchtet, muss im Inneren
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Astrofotografie
5 Die Detailaufnahme mit dem Hubble Space Telecope zeigt den sehr jungen
und kompakten Sternhaufen Tr 14. Die fingerartige Dunkelwolke weist auf Eta Carinae, der Stern prägt klar ihre Form durch seinen Sternenwind.
UV-Strahlung erzeugt werden. Hier müssen heiße O-Sterne vorhanden sein, die im visuellen Bereich absorbiert werden. Das Auffinden des Haufens gelang nur in infraroten Wellenlangen [13]. Die Front des Elefantenrüssels wird durch die Strahlung von Eta Carinae selbst (zumindest aber durch Tr 16) verdichtet. Daher kann man hier ebenfalls von einer zweiten Sternengeneration reden. Nach [8] stellt der Eta-Carinae-Nebel
eine OB-Assoziation in der Entstehungsphase dar. Wir beobachten das Geschehen zu einem sehr frühen Zeitpunkt - so früh, dass die supermassiven Sterne bisher noch nicht in Supernova-Explosionen vergehen konnten. Wenn das aber erst beginnt, wird sich NGC 3372 zu einer ,,Superblase" ausdehnen, die sich im Laufe der Zeit allmählich abschwächt und in der Milchstraße ein außerordentliches Bild abgibt - vielleicht wie der ,,Gum-Nebel"?
6 NGC 3372 aus wissenschaftlicher Sicht. Links eine Falschfarbenaufnahme in
RGB. Rechts ebenfalls ein Falschfarbenbild, entstanden über drei IR-Filterungen: 6,8 bis 10,8 µm, 11 bis 15,3 µm und 17,5 bis 27,5 µm. Die dichten Staubwolken sind nicht mehr sichtbar, weil die IR-Strahlung sie durchdringt (entnommen [12]).
VdS-Journal Nr. 32
Literaturhinweise [1] A. Damineli, 1996: "The 5.52 Year
Cycle of Eta Carinae", Astrophys. J. 460, L49 [2] A. Damineli, 2008: "Eta Carinae: The Nature of the 5.54-yr Cycle", RevMexAA (Serie de Conferencias) 33, 129 [3] M. Teodoro et al., 2008: "Nearinfrared integral field spectroscopy of the Homunculus nebula around Eta Carinae using Gemini/cirpass", arXiv:0804.0240v3 [astro-ph], 7.4.2008 [4] S.A. Otero, 2006: "New and Confirmed Variables in the Field of Eta Carinae. Discovery of New Massive O-type Eclipsing Binaries", Open European Journal on Variable Stars 45, 1 [5] M.F. Corcoran, 2005: "X-Ray Monitoring of Eta Carinae: Variations on a Theme", Astron. J. 129, 2018 [6] K.E. Nielsen et al., 2007: "Eta Carinae across the 2003.5 Minimum: Spectroscopic Evidence for Massive Binary Interactions", Astrophys. J. 660, 669 [7] A. Kashi, N. Soker, 2008: "The Orientation of the Eta Carinae Binary System", arXiv:0806.4367v2 [astro-ph], 29.8.2008 [8] N. Smith, 2006: "A Census of the Carina Nebula. I: Cumulative Energy Input from Massive Stars", Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 367, 763 [9] D. Kunth, 1995: « Le destin des geantes bleues », Ciel et Espace, Sonderausgabe 6-8/1995 [10] J. Herschel, 1847: "Results of astronomical observations at the Cape of Good Hope", Smith Elder & Co., London [11] K. Sanchawala et al., 2007: "Nearinfrared Study of the Carina Nebula", Astrophys. J. 667, 963 [12] N. Smith, K.J. Brooks, 2007: "A Census of the Carina Nebula. II: Energy Budget and Global Properties of the Nebulosity", Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 379, 1279 [13] N. Smith, K.G. Stassun, J. Bally, 2005: "Opening the Treasure Chest: a newborn star cluster emerges from its dust pillar in Carina", Astron. J. 129, 888
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NEU Skywatcher Maksutov-Newton Teleskop 190/1000 BlackDiamond Photo OTA
Das Maksutov-Newton ist ein vom Newtonteleskop abgewandeltes Design, das über einen sphärischen Hauptspiegel mit einer frontseitig angebrachten und vergüteten Meniskus Linse verfügt. Obwohl es äußerlich auf den ersten Blick einem Newtonteleskop ähnelt, bietet es völlig andere Abbildungseigenschaften. Dieses Teleskop ist speziell für die Astrofotografie optimiert worden und bietet über das gesamte Bildfeld eine hervorragende Korrektur. Der Astrofotograf erhält mit einer CCD oder DSLR (z.B. Canon EOS) Kamera ein geebnetes und komafreies Astrofoto, welches für die Bildästhetik wichtig ist. Selbst randnahe Sterne werden als Punkte und nicht als verzerrte Kometen dargestellt. Die Optik ist durchaus mit einer apochromatischen Abbildung vergleichbar. Der Vorteil liegt auf der Hand, denn der Maksutov-Newton ist um ein vielfaches günstiger zu erwerben als ein Apochromat. Weiterhin erzeugt dieses System keine störenden Farbsäume, wie man sie bei Achromaten gewohnt ist. Aufgrund der Meniskus-Linse kann auf lichtbeugende Fangspiegelstreben verzichtet werden. Der 58mm große Fangspiegel erlaubt eine sehr gute Ausleuchtung des Feldes. Durch das Öffnungsverhältnis von f/5,3 ist das Teleskop fotografisch lichtstark und ermöglicht somit relativ kurze Belichtungszeiten. Mit 1000mm Brennweite können die meisten Objekte angemessen abgebildet werden. Mit einem Halbformatchip, wie er bei den Canon EOS Kameras üblich ist, erreicht man etwa ein Bildfeld von 1,4 Grad x1 Grad am Himmel. Der kugelgelagerte 2 Zoll Crayfordauszug mit 1,25 Reduzierung erlaubt eine akkurate Fokussierung. Mit nur 10 Kg Gewicht kann die Optik von vielen Montierungen getragen werden. Auch rein äußerlich betrachtet ist die Optik ein echtes Schmuckstück: Sie besticht durch ein elegantes Design der Extraklasse, Tubus und Sucherfernrohr schimmern in einem ästhetischen Schwarzton.
Artikel-Nr.: 15051
Preis: 1.186,-
NEU Orion Ritchey-Chretien
Das neue Ritchey-Chretien Telekop 6" und 8" von Orion für den ambitionierten Astrofotografen. Die US-Marke Orion bietet damit eines der ersten RC-Teleskope überhaupt für den Amateurbereich an. Bedingt durch die Bauart bietet dieses Teleskop weniger Abbildungsfehler und liefert ein komafreies Bild. Das RC verfügt über ein größeres Bildfeld als die ähnlichen Schmidt-Cassergrain Teleskope. Dabei liegt das Öffnungverhältnis bei f/8 bzw f/9.
Artikel-Nr. Preis 6" 16286 1.049,- 8" 16287 1.598,-
NEU Celestron CGE Pro Montierung
Zusammen mit der Computersteuerung und der Datenbank von über 40.000 Objekten wurde diese Montierung komplett neu entwickelt, um vor allem für die Astrofotografie zahlreiche Vorteile anbieten zu können. Aufgrund ihrer massiven Bauweise und den verwendeten hochwertigen Materialien, ist sie in der Lage ein 14" SC-Teleskop, sowie längere optische Tuben bis zu einer maximalen Nutzlast von etwa 42kg problemlos und sicher tragen zu können.
Artikel-Nr.: 14995
Preis: 6.275,-
Astrodon Tru-Balance LRGB2 E27R Filter 1,25"
Astrodon Tru-Balance RGB Filter haben die CCD-Fotografie revolutioniert. Ihre Beliebtheit begründet sich auf ein paar Fakten wie einfach Handhabung, hohe optische Qualität und großartige farbliche Ergebnisse bei der Fotografie von Galaxien, Sternhaufen und Nebeln. Die E-Serie Filter wurden entwickelt um die ungleiche Empfindlichkeit in den verschiedenen Farben der Kodak E-Serie Chips annähernd ausgleichen zu können. Bei RGB Aufnahmen liegt die Gewichtung der einzelnen Bilder nun bei 1:1:1 und erlaubt einem die Belichtungszeiten für jeden Farbkanal gleich zu halten.
Artikel-Nr.: 15063
Preis: 559,-
Galileo Scope AC 50/500 OTA
Anläßlich des Internationalen Jahres der Astronomie (IYA 2009) wurde von dessen Organisation ein besonderes Einsteigerteleskop entwickelt: Das Galileo Scope. Man wollte mit diesem ein hochwertiges Teleskop zur Verfügung stellen, das trotz äusserst günstigem Preis schon beeindruckende Erfolgserlebnisse auf den ersten Schritten der Entdeckung des Hobbys Astronomie vermitteln kann.
Artikel-Nr.: 16320
Kosmos Verlag Polaris-Drehbare Sternkarte
Eine Sternkarte, die die meisten herkömmlichen Sternkarten in den Schatten stellt. Wer einmal mit dieser gearbeitet hat, wird seine alte nicht mehr anrühren. Neben 3000 Sternen bis 5,5 mag sind 150 Doppelsterne, Veränderliche, Sternhaufen, Galaxien und Gasnebel eingezeichnet. Im 24-seitigen Begleitheft finden sich neben einer ausführlichen Anleitung die Positionen der Planeten für die nächsten Jahre. Die 33cm große Karte ist aus aus wetterfestem Kunststoff hergestellt.
Artikel-Nr.: 2078
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Astrofotografie
Deep-Sky-Objekte aus einem Lichtermeer
von Jens Leich
VdS-Journal Nr. 32
1 Galaxie M 51, 18.04.2009, Be-
lichtung 7 x 2 m zwischen 23:02 und 23:24 Uhr UT
SOL (Sea of Light) habe ich meine Gartensternwarte getauft. Mehrere 1.000 Watt mit mehr als 40 (!) Außenlampen erstrahlen in die Welt, wenn die Bewegungsmelder meines Nachbarn schon beim nächtlichen Streifzug einer kleinen Katze anschlagen. Nichts zu machen: Gespräche und Einladungen zum ,,Sternegucken" verhallten in den unendlichen Weiten des Universums. Die Lichterflut soll angeblich dem aktiven Schutz vor Einbrechern dienen ...
Nach vielen Jahren konnte ich Ende 2008 endlich meinen langen Traum einer eigenen Gartensternwarte verwirklichen. Vier Monate Arbeit ,,nach der Arbeit" stecken im Projekt der Sternwarte ,,SOL". Um der Lichtverschmutzung Herr zu
2 Galaxie M 101, 20.04.2009,
Belichtung 8 m ab 21:45 Uhr UT
Astrofotografie
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3 Galaxie NGC 3628, 20.04.2009, Belichtung 2 x 20 m
ab 22:13 Uhr UT
4 Galaxie M 81, 21.04.2009, Belichtung: 20 m + 10 m
+ 4 x 2 m + 1 m = 39 m, Gesamtbelichtungszeit zwischen 22:00 und 22:48 Uhr UT
werden, habe ich die Wände besonders hoch gebaut, auch wenn mir dadurch einige Objekte entwischen. Aber ich habe alle direkten Lampen aus dem Blickfeld verbannt. In 5 Monaten konnte ich auf diese Weise rund 30 Beobachtungsnächte verbuchen. So viele schaffte ich vorher in den letzten 5 Jahren nicht.
Die gezeigten Bilder sind als Erstresultate zu sehen. Unter anderem entstand in der Nacht vom 21. auf den 22. April 2009 ein Komposit aus insgesamt sieben Aufnahmen von M 81, welche ich nur jeweils einem Dunkelbildabzug sowie einer abschließenden DDP-Filterung in CCDOps unterwarf. Das war es, keine stundenlangen Nachbearbeitungen mit den mir eh nicht zur Verfügung stehenden zahlreichen Bearbeitungsprogrammen. Die Deep-Sky-Fotografie habe ich erst mit der Fertigstellung der Sternwarte begonnen und bin daher erst am Anfang
meiner Erfahrungsstrecke. Aber Anregungen anderer Sternfreunde nehme ich gern entgegen. Aufnahmeort meiner ,,SOL"-Gartensternwarte ist Wiehl-Marienhagen im Oberbergischen Kreis, 280 m hoch gelegen. Für die Aufnahmen verwende ich einen Refraktor EDFS Starfire von Astrophysics mit 5 Zoll Öffnung und 838 mm Fokalbrennweite. Dazu setze ich eine SBIG ST-2000XM (Bj. 2002) ein, IR-Sperrfilter inbegriffen, und kühle sie auf -20,4 Grad C. Die Aufnahmen mache ich grundsätzlich im ,,Selfguide-Modus", mit geringer Aggressivität hinsichtlich der Korrekturen.
Sicherlich kann ich mit anderen Autoren kaum mithalten, aber vielleicht interessiert es den Leser, welche Aufnahmen trotz eines Lichtermeers an Außenlampen in meiner unmittelbaren Umgebung mit einem verhältnismäßig kleinen Gerät möglich sind.
Anmerkung des Fachgruppen-Redakteurs: Es gehört Mut dazu, seine ersten Erfahrungen so direkt in einen Bericht umzusetzen. Der Anfang ist bestens gelungen, weiterhin viel Erfolg! Peter Riepe
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Astrofotografie
5 Sturmvogelnebel NGC 6960, 30.05.2009, 4 x 2 m ab
0:13 Uhr UT
6 Hantelnebel M 27, 30.05.2009, Belichtung 2 m +
1 m ab 0:20 Uhr UT
Ein kleines Teleskop - was kann es?
von Frank Slotosch
Astrofotografische Teleskope für den mobilen Betrieb müssen nicht groß sein. Auch kleine Optiken haben auf Grund ihrer kleinen Abmessungen ganz entschiedene Vorteile: - Die Anschaffung ist günstig. - Das Gewicht ist gering. - Es gibt keine Probleme beim Nach-
führen. - Das Seeing spielt keine so große Rolle. - Man kann es gut transportieren. - Es ist überhaupt nicht windanfällig. - Bei kurzer Brennweite sind recht
große Aufnahmewinkel erfassbar.
Diese Punkte waren für mich sehr wichtig, weil ich im Ruhrgebiet wohne und
1 VdB 152 im Sternbild Cepheus
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Astrofotografie
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zur Astrofotografie bei klarem Himmel immer hinausfahren muss. Deshalb habe ich mich für einen Refraktor von Takahashi (Fluorit 60 mm / 355 mm) entschieden (Tab. 2). Mit diesem Teleskop sind meine Aufnahmen entstanden. Alles wird von einer Takahashi EM 200 Montierung getragen. Meine Kamera ist eine Starlight SXV-H9 (Tab. 1). Als ich meine ersten Aufnahmen mit diesem Teleskop machte, war ich von der Sternenabbildung begeistert. So, dachte ich, das war nun die erste Testaufnahme, welchen Schwerpunkt willst du dir vornehmen? Ich sagte mir: VdB-Nebel und Dunkelnebel, die haben dich doch immer schon fasziniert.
Wo und wie findet man nun interessante Objekte? - auf astronomie.de, z. B. beim ,,Astro-
foto der Woche" (AdW), da stehen auch die Koordinaten zwecks Auffindung eines Objektes. - auch beim APOD, dem ,,astronomical picture of the day" - in Guide. Das ist ein Astroprogramm, wo man sich Bilder aus dem Internet herunterladen kann. - oder man geht auf eine Hompage bekannter Astrofotografen und sucht sich schöne Motive aus, z. B.: - http://hubble.heim.at/ - http://kerschhuber.astronomie.at//
start/start.html/ - http://www.spiegelteam.de/ - http://www.astro-koop.de/intro.htm
Wenn man nun ein schönes Motiv gefunden hat, will man das auch fotografieren. Weil die Dunkelnebel sehr lichtschwach sind, muss man schon eine sehr lange Belichtungszeit investieren. Alle meine Aufnahmen habe ich sieben Stunden belichtet. Wie oben beschrieben fahre ich immer zu dunklen Standorten.
2 VdB 139 mit Sternhaufen NGC 7023
Technische Daten der CCD-Kamera Starlight SXV-H9
CCD-Chip Typ Pixelzahl Abstand 2-ZollAnschluss bis Fokus
Sony ICX285AL Schwarzweiß 1.392 x 1.040 104 mm
3 VdB 149 und 150 im Cepheus
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Astrofotografie
Die gezeigten Bilder sind auf dem Teleskoptreffen Vogelsberg auf dem Gelände der Sternenwelt Vogelsberg bei Fulda in Hessen gemacht worden. Hier gefällt es mir sehr gut. Wir haben dort einen sehr dunklen Himmel.
Technische Daten des Refraktors Takahashi Fluorit 60 mm / 355 mm
Freie Öffnung Brennweite Öffnungsverhältnis Durchmesser des Tubus Länge des Tubus Gewicht des Tubus theoretische Auflösung Visuelle Grenzgröße maximales Gesichtsfeld
Abstand 2-Zoll-Anschluss bis Fokus
60 mm 355 mm 1:5,9 80 mm 334 mm 1,0 kg 1,92 Bogensekunden 11,9 mag bei 1,25 Zoll: 4,5 Grad bei 2 Zoll: 7,4 Grad 104 mm
4 Mein kleines Teleskop
Erste Erfahrungen mit der Canon EOS 500D
von Michael Hauss
Als ich mir vor 6 Jahren mit der Canon EOS 350D die erste digitale Spiegelreflexkamera kaufte, öffnete sich für mich schlagartig ein ganz neues Betätigungsfeld! Plötzlich hatte ich astrofotografische Möglichkeiten, von denen ich vorher nicht zu träumen gewagt hatte! Später legte ich mir noch eine Sony A700 zu, die in vielen Bereichen der Astrofo-
tografie noch besser einzusetzen war, die aber bei warmen Umgebungstemperaturen ab ISO 3200 ein leider recht deutlich wahrnehmbares Rauschen aufwies. Der Kameramarkt entwickelt sich aber glücklicherweise noch immer rasant weiter, so dass ich mir dank der besonderen Produkteigenschaften jetzt die Canon EOS 500D zulegte. Ganz besonders ange-
sprochen haben mich dabei die folgenden Eigenschaften: - LiveModus mit Scharfeinstellung bei
10-facher Vergrößerung - ISO 100 bis 3200, erweiterbar auf ISO
6400 oder ISO 12800 - Selbstauslöser mit 2 Sekunden Verzö-
gerung - PC-Schnittstelle
1 a) ISO 100, 1/20 Sekunde, b) ISO 200, 1/40 Sekunde, c) ISO 400, 1/80 Sekunde, d) ISO 800, 1/160 Sekunde, e) ISO
1600, 1/320 Sekunde, f) ISO 3200, 1/640 Sekunde, g) ISO 6400, 1/1250 Sekunde, h) ISO 12800, 1/2500 Sekunde
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Astrofotografie
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- Großer LCD-Monitor (3 Zoll) Die ersten Testaufnahmen mit dieser Kamera zeigten sofort die hervorragende Eignung der EOS 500D für die Astrofotografie, denn zum einen ist das Rauschverhalten wesentlich besser geworden und zum anderen lassen LiveModus und die recht umfangreiche Steuerung vom PC aus eine Menge Begeisterung aufkommen. Nach dem Anschluss der Kamera am Teleskop mittels eines handelsüblichen Adapters ist die wichtigste Aufgabe zunächst das saubere Fokussieren des Teleskops, was insbesondere bei stärkeren Temperaturveränderungen ggf. im Laufe einer Nacht mehrfach wiederholt werden muss. Unter Verwenden des LiveModus der Canon EOS 500D lassen sich helle Sterne auf dem Display auch sehr gut sichtbar in 10-facher Vergrößerung darstellen, so dass das Scharfstellen an meinem 8 Zoll Schmidt-CassegrainTeleskop Meade LX 90 sehr schnell und sehr zuverlässig von statten geht. Probeaufnahmen und ein mehrfaches Nachjustieren wie bisher entfallen fast völlig! Ist das Teleskop im Garten ausgerichtet und die Kamera montiert und fokussiert, lässt sich die Kamera per USB-Kabel bequem vom PC aus steuern, wobei ich selbst mit einem 13 Meter langen USBKabel bislang keine Probleme hatte. Der Rest des abendlichen Beobachtungsprogramms lässt sich dann vom (warmen) Wohnzimmer aus angehen, denn auch die Teleskopsteuerung des Meade-Teleskops lässt sich mittels eines NetzwerkKabels ebenfalls problemlos ins Wohnzimmer verlängern! Die Kamerasteuerung der Canon EOS 500D ist für astronomische Zwecke gut geeignet. Obwohl die Kamera selbst leider nur feste Belichtungszeiten von bis zu 30 Sekunden zulässt, kann man vom PC aus beliebig lange Belichtungszeiten einstellen und auch beliebig viele Aufnahmen hintereinander als Serienaufnahmen machen. Bei guten Beobachtungsverhältnissen mache ich voreingestellt meist 10 bis 20 Aufnahmen von bis zu 90 Sekunden Länge nacheinander und brauche mich während dieser Zeit nicht mehr weiter um das eigentliche Fotografieren zu kümmern. Die einzelnen Aufnahmen werden unmittelbar nach Fertigstellen auf den PC übertragen. Eine kamerainterne Speicherkarte ist somit nicht mehr erforderlich. Die - meist wegen Nachführfehlern - misslungenen Aufnahmen
2 Die Grafik gibt für die Farbkanäle Rot, Grün und Blau die statistische Stan-
dardabweichung vom Mittelwert der Pixelwerte in Abhängigkeit von der eingestellten ISO-Zahl an. Die Werte wurden unter Verwendung von Fitswork bei Dunkelfotos ermittelt.
kann ich am PC gleich sicher identifizieren und löschen, so dass nur die 4 oder 8 besten Fotos für die weitere Bearbeitung archiviert werden. Sobald diese Anzahl an Aufnahmen in zufrieden stellender Qualität vorhanden ist, lässt sich die Serienaufnahme unterbrechen, so dass das nächste astronomische Objekt anvisiert werden kann. Es bleibt stets genügend Zeit, um eine ad-hoc-Überprüfung der Aufnahmen durchzuführen, um festzustellen, ob das gewünschte Zielobjekt, wie etwa ein lichtschwacher Komet, überhaupt sichtbar ist und ob es auch gut zentriert ist. Nach dem Ende einer Aufnahmesequenz kann ich mir also sicher sein, dass das Fotomaterial für eine weitere Bearbeitung optimal geeignet ist - Ausschussmaterial und Datenmüll gehören der Vergangenheit an. Da die Kamera praktisch ununterbrochen Fotos aufnimmt, ist die kostbare abendliche
Beobachtungszeit zudem optimal ausgenutzt! Einzig die Batterie der Canon EOS 500D hält den starken Beanspruchungen bei der Astrofotografie nur maximal 2 bis3 Stunden stand - empfehlenswert ist also entweder eine Ersatzbatterie oder besser noch die Nutzung eines Stromadapters! Leider hat sich Canon hier eine andere Batteriegröße ausgedacht, so dass die Batterien der Canon EOS 350D nicht mehr verwendet werden können. Die Empfindlichkeit der Kamera kann bis auf sagenhafte ISO 12800 eingestellt werden. Bei dieser Empfindlichkeit erwartete ich ein hohes Rauschen, so dass ich das Rauschverhalten der Kamera zunächst systematisch in Abhängigkeit der ISO-Einstellungen überprüfte. Die Fotos vom Mond (Abb. 1 a-h) zeigen klar, dass im Bereich von ISO 100 bis ISO 1600 keine Wünsche offen bleiben und dass
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Astrofotografie
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erst ab ISO 3200 ein leichtes und ab ISO 6400 ein störendes Rauschen auftritt, das für gute Planeten- und Mondbilder nicht mehr ausreicht. Meiner Meinung nach empfiehlt sich in diesen Fällen die Einstellung auf ISO 1600, damit die Belichtungszeiten klein genug gehalten werden können um - vor allem vom Mond - scharfe Abbildungen zu erhalten. Eine systematische Untersuchung der statistischen Abweichung von Pixelwerten von Dunkelfotos mit unterschiedlichen ISO-Einstellungen zeigt ein Rauschverhalten (Abb. 2), das den bereits beschriebenen Eindruck von den Mondfotos auch quantitativ bestätigt. Da mich selbst eher die Fotografie von Kometen und von Deep-Sky-Objekten interessiert, wagte ich versuchsweise den Einsatz von ISO 12800 an M 27 und mittelte die recht verrauschten Einzelbilder mit dem Programm Fitswork. Das Endergebnis überraschte mich sehr. Da das Rauschverhalten der Kamera offensichtlich ein statistisch sehr gleichmäßiges Verhalten hat, mittelt sich das Rauschen bei der Überlagerung von mindestens 8 bis 16 gleichen Fotos recht gut weg. Alles in allem empfinde ich die Ergebnisse meiner ersten Astrofotos mit der Canon EOS 500D als sensationell. So kann es mit der Entwicklung der digitalen Spiegelreflexkameras auch in Zukunft weiter gehen!
3 Die Strudelgalaxie M 51 als
Überlagerung von 8 Aufnahmen am 29.05.2009 zu je 60 Sekunden bei ISO 3200 und 8 Aufnahmen am 13.06.2009 a 80 Sekunden bei ISO 12800 mit der Canon EOS 500D an einem 8 Zoll SCT (Meade LX 90)
4 Der Hantelnebel M 27 als Über-
lagerung von 8 Aufnahmen zu je 60 Sekunden bei ISO 12800 mit der Canon EOS 500D an einem 8 Zoll SCT (Meade LX 90)
5 Der Kugelsternhaufen M 5 am
22.05.2009 als Überlagerung von 8 Aufnahmen zu je 60 Sekunden bei ISO 3200 mit der Canon EOS 500D an einem 8 Zoll SCT (Meade LX 90)
Atmosphärische Erscheinungen
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6 Der Schwanennebel M 17 am
30.05.2009 als Überlagerung von 4 Aufnahmen zu je 60 Sekunden bei ISO 3200 mit der Canon EOS 500D an einem 8 Zoll SCT (Meade LX 90)
Hinweis
Erratum
Das Bild von M23 im VdS Journal Nr. 30, S. 108 stammt nicht von Dieter Willasch, sondern von Klaus Hohmann!
18.03.2009 - Ein Phänomen in haloarmer Zeit
von Claudia Hinz
Wie die inzwischen 23-jährige Statistik kontinuierlicher Halobeobachtung zeigt, unterliegt die Haloaktivität periodischen Schwankungen. Nach sehr haloreichen Jahren Ende der 90er Jahre durchschreiten wir seit 2003 ein langes haloarmes Tal, dessen Talsohle noch nicht durchquert zu sein scheint. So war auch der letzte Winter wieder sehr haloarm und die Beobachter hofften deshalb auf ein ergiebiges Frühjahrsmaximum. Aber
auch dieses wäre in diesem Jahr ausgefallen, wenn nicht der 18. März für die Monate lange Flaute entschädigt hätte. Es begann gegen 07:00 Uhr in Nordbayern. Christian Fenn sah in Hammelburg ein wundervolles Halophänomen mit 22 Grad -Ring, Nebensonne mit Horizontal-
kreis, oberen Berührungsbogen, Zirkumzenitalbogen und Supralateralbogen (Abb. 1). Um 09:00 Uhr erreichten die Zirren auch Südbayern, aber außer 22 Grad -Ring, Nebensonnen und umschriebenem Halo war anfangs nichts Außergewöhnliches zu
1 Halophänomen in Hammelburg (Bild rechts mit Unschärfemaske),
Fotos: Christian Fenn
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Atmosphärische Erscheinungen
2 Horizontalkreis und Wegeners Gegensonnenbogen in Brannenburg (Bild rechts mit Unschärfemaske), Fotos: C. Hinz
sehen. Doch dann, um 11:45 Uhr bildete sich ein Horizontalkreis, auf dem sich 35 min später ein weißer Fleck im Gegensonnenbereich bildete. Im Adrenalinrausch schnappte ich mir Mann und Kamera und rannte den Berg hinter unserem Haus hoch und dem Wegeners Gegensonnenkreuz regelrecht entgegen (Abb. 2). Oben angekommen hatte ich ausnahmsweise keinen Blick für das schöne Inntal übrig, sondern starrte vielmehr wie gebannt in den Himmel, an dem inzwi-
schen ein schwacher Supralateralbogen und ein rechter Infralateralbogen aus dem Schoße des inzwischen vollständigen und sehr hellen Horizontalkreises zu sehen waren. Auch der seltene Wegeners Gegensonnenbogen zeigte sich inzwischen vollständig (Abb. 3 und 4). Später offenbarte das Internet das gesamte Schauspiel. Entlang einer Kaltfront, die im Verlauf des Vormittags von der Mitte Deutschlands in den Süden zog und sich um die Mittagstunden über die Alpen legte, wurden von verschiedenen
Beobachtern neben den normalen Erscheinungen ein sich nach Süden immer vollständigerer Horizontalkreis (9x), Parrybogen (2x) sowie Supra- (6x) und Infralateralbogen (5x) gesehen. Auch unsere Beobachtung des Wegeners Gegensonnenbogen blieb nicht lange allein. Er wurde zudem im österreichischen Kitzbühel, im schweizerischen Hallwil im Kanton Aargau, im französischen Straßburg (Fotos von Herfried Eisler, Abb. 5) und in Trier gesichtet, also auf einer Strecke von ca. 500 km!!!
3 Gesamthim-
melaufnahme des Halophänomens mit Supralateralbogen, linkem Infralateralbogen und Wegeners Gegensonnenbogen (mit Unschärfemaske), Foto: Claudia Hinz
Atmosphärische Erscheinungen
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4 Halophänomen
mit linkem Infralateralbogen, Foto: Claudia Hinz
5 Halophänomen mit Horizontalkreis und Wegeners Gegensonnenbogen
in Straßburg, Fotos: Herfried Eisler
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Computerastronomie
Neuer Service der FG Computer-Astronomie:
das Zirkular
Für alle Sternfreunde, die sich für das Programmieren interessieren, vielleicht sogar früher selbst programmiert haben oder sich einfach nur ganz allgemein über Algorithmen der Astronomie informieren möchten, bietet unsere Fachgruppe einen besonderen Service an. In einem E-Mail-Zirkular werden in loser Folge vielfältige Themen aus allen Bereichen der rechnenden Astronomie vorgestellt. Das Zirkular erscheint ca. alle vier bis sechs Wochen und bietet ein allgemeinverständlich aufbereitetes Thema aus den Bereichen Programmierung, Himmelsmechanik, Astrooptik, Rechenverfahren, Numerik und Astrosoftware. Wir hoffen,
dass für jeden Geschmack und Anspruch etwas dabei ist. Beispielthemen der bisherigen Ausgaben: - Kimmtiefe - höhenabhängige Hori-
zontabsenkung und Sichtweiten - Scilab - ein Mathematikpaket für den
Einsatz in der rechnenden Astronomie - Das Halley-Verfahren zur numeri-
schen Bestimmung von Nullstellen - Die Dispersion des Glases - wellen-
längenabhängiger Brechungsindex - Geostationäre Satelliten, Tool zur
Berechnung und ihre Beobachtung - Paralleles Programmieren & Algorith-
men im Wettbewerb - und vieles mehr.
Das E-Mail-Zirkular ist völlig unverbindlich und steht allen interessierten Amateurastronomen offen. Für den Bezug des Zirkulars können Sie gern eine Nachricht an Helmut.Jahns@gmx.de schicken oder auf unserer Homepage die Seite zur Registrierung unter http://lists.computer-astronomie.de/ mailman/listinfo/comast-zirkular besuchen.
Helmut Jahns
1 Screenshot des Zirkulars, hier
Fouriertransformation
VdS-Journal Nr. 32
Deep Sky 77
Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt
Im neuen Jahr beschäftigen wir uns mit dem Rosettennebel (NGC 2237 bis NGC 2239 und NGC 2246) und dem mit ihm assoziierten Sternhaufen NGC 2244. Bei dem Nebel handelt es sich um ein recht selten beobachtetes Objekt - Zeichnungen sind noch rarer.
Im Zentrum des Nebels befindet sich der offene Sternhaufen. Dieser ist die Strahlungsquelle, die den umliegenden Nebel zum Leuchten anregt, indem die Strahlung der Sterne die Gasatome des Nebels ionisiert. Der starke Sternwind des mit ca. 500.000 Jahren noch jugendlichen Haufens hat den zentralen Bereich von nahezu jeglicher Nebelmasse frei geblasen. Bei einer Entfernung der beiden Objekte von etwa 5.000 Lichtjahren und einem Durchmesser von etwa 80 Bogenminuten des Nebels beträgt seine wahre Abmes-
sung etwa 120 Lichtjahre im Durchmesser. Der Sternhaufen dagegen misst etwa 25 Bogenminuten, was 35 Lichtjahren entspricht. Ein großes Gesichtsfeld hilft, die enormen Ausmaße des Nebels wahrnehmen zu können, aber das korrespondiert ohnehin mehr oder weniger mit der vom Objekt verlangten großen Austrittspupille. Für eine erfolgreiche Sichtung der HII-Region ist die Öffnung des verwendeten Teleskops von untergeordneter Priorität, viel wichtiger ist es, mit einer lichtstarken Optik und unter dunkelstem Himmel zu beobachten.
Nebel und Haufen sind recht einfach zu finden, zumal der Haufen schon im Sucher als ein kleiner diffuser Fleck auszumachen ist. Man orientiert sich am besten zunächst an und l Ori und verdoppelt deren Verbindungslinie Richtung
Osten und landet bei e Mon. Hat man
diesen einmal zentriert, hat man meist auch schon den Nebel im Gesichtsfeld des Suchers. Lassen Sie uns wieder von Ihren Beobachtungen in Form von Beschreibungen und/oder Zeichnungen wissen!
Viel Spaß beim Beobachten wünschen Daniel Spitzer und Johannes Schilling
1 Aufsuchkarte für den offenen
Sternhaufen NGC 2244 und den Rosettennebel. Die Karte entspricht dem Anblick des Abendhimmels im Winter Richtung Süden. (Grafik erstellt mit Hilfe von Guide 8.0.)
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Aus der Fachgruppenarbeit
Liebe Sternfreunde und Deep-Sky-Beobachter,
am 13./14.6.2009 war ich bei meinem ersten FG-Leitertreffen in Heppenheim. Es wurde viel und produktiv diskutiert. Beim Tagesordnungspunkt ,,Schwerpunktthemen für die nächsten Hefte" wurde mit Peter Riepe von der FG Astrofotografie ausgemacht, dass das ,,Journal für Astronomie" Nr. 35 das Thema ,,Kugelsternhaufen" als Schwerpunktthema beinhalten wird. Es handelt sich dabei um ein fachgruppenübergreifendes Beobachtungsprojekt, wie es schon vom letzten gemeinsamen Projekt ,,10 PNs" bekannt ist. Auch unter neuer Leitung der FG ,,visuelle Deep-Sky-Beobachtung" wird die enge Zusammenarbeit mit den Astrofotografen natürlich fortgesetzt! Wir bitten um zahlreiche Zuschriften von visuellen Beobachtungsergebnissen in Form von Texten und/oder Zeichnungen bis spätestens Mai 2010. Außerdem wird weiter DRINGENDST nach einem Webmaster für die Fachgruppenhomepage gesucht. Interessenten bitte ich sich bei mir per E-Mail zu melden.
Ihr/Euer Daniel Spitzer
Die Hyaden im Fernglas
von Johannes Schilling
Der offene Sternhaufen Melotte 25 ist mit 150 Lichtjahren Entfernung der zweitnächste Sternhaufen, wird aber dennoch von Sternfreunden meist wenig beachtet, was vermutlich daran liegt, dass die benachbarten Plejaden ihm die Schau stehlen. Haben die Hyaden - so der populäre Name - das verdient?
Die Plejaden stehen enger und bilden ein auffälliges Wägelchen, aber wer einmal die V-Form - das Stiergesicht - und das rötliche Auge (Aldebaran) des Stiers entdeckt hat, der lenkt sein Auge gerne auch auf diese markante Sternengemeinschaft. Die Hyaden zeigen dem Beobachter mehrere auffällige enge Sternpaare, wovon ein oder zwei schon mit bloßem Auge auszumachen sind. Während ich mit unbewaffnetem Auge bereits etwa 25 Sterne entdecken konnte, wächst ihre Zahl im kleinen Fernglas leicht auf etwa 80 Sterne an. Zu den Sternpärchen bekommen wir im Fernglas und Teleskop noch einen zweiten Reiz geliefert. Da ist einmal Aldebaran: Wir können seine Färbung als roter Riese mit hellen Hyadensternen vergleichen. Und wir können auf mögliche Farbkontraste bei den Sternenpärchen achten. Gibt es visuell wahrnehmbare Farbunterschiede?
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1 Die Hyaden in einem 7x50 Fernglas. Zeichnung von Gertraud Eifert vom
17.02.2009. Die Zeichnung wurde für den Abdruck invertiert. ist Aldebaran. Bemerkung von Frau Eifert: ,,Ein wunderschönes Objekt für den Feldstecher".
Schließlich können wir testen, ab welcher Vergrößerung bzw. ab welcher Größe des Gesichtsfeldes der Eindruck eines offenen Sternhaufens verloren geht. Und: Gibt es viele schwächere Sterne oder Sternpärchen, die sich erst mit größerer Öffnung zeigen?
Deep Sky 79
2 Die Hyaden in einem 10x50
Fernglas. Zeichnung von Johannes Schilling vom 15.11.2006. Bemerkung: ,,Aufgrund hoher Luftfeuchtigkeit waren leider bald die Objektivgläser beschlagen".
Leserbrief
Hallo VdS-Team,
vor kurzem habe ich das gewohnt gute Journal Nr. 29 erhalten. Ich bin überzeugt, dass für jeden Sternfreund etwas im Journal zu finden ist, was ich in letzter Zeit bei ... zwei großen Astrozeitschriften immer weniger fand. Deswegen kommt es mir sehr entgegen, dass das Journal jetzt viermal im Jahr erscheint. Bei schlechtem Wochenendwetter hatte ich die Muße, im aktuellen Journal etwas ins Detail zu gehen. Mit Freude habe ich festgestellt, dass Johannes Schilling sich aktiv in die Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung einbringt. Herrn Schilling habe ich noch in sehr guter Erinnerung. Als ein Mitorganisator der Regionaltagung in Backnang konnte ich nicht jeden Vortrag besuchen und war dann sehr froh, den sehr guten Vortrag von Herrn Schilling ausgesucht zu haben. Wie wir später auch erfahren haben, war auch Herr Otto Farago sehr begeistert von der gesamten Veranstaltung. Herrn Schilling konnten wir als Referenten gewinnen, auf Empfehlung seines Freundes Rainer Töpler: Beide in meinen Augen begnadete Zeichner, deren Skizzensammlungen jedes Deep-Sky-Herz höher schlagen lässt. Nun zu dem Artikel von Herrn Schilling ,,Perspektiven für die Visuelle Deep Sky Beobachtung", der den Nagel schon auf dem Kopf trifft: Aufsuchkarten finde ich einen sehr guten Ansatz, oft geht man aus Zeitmangel oder Faulheit doch alt bekannte Objektpfade. Eine Aufteilung der Zeichnungen in Geübte/Profi und Anfänger würde ich nicht machen, wenn ich schon von mir ausgehe, würde Zeichnung Nr. 4815 immer noch unter Anfänger laufen, es liegt mir einfach nicht.
Da bin ich schon bei meinem Hauptanliegen, nach über zehnjährigen Betreiben unseres schönen Hobbys hat man auch schon einen kleinen Gerätepark. Vor Jahren hatte ich schon einen Fotoversuch mit Diafilm, auf das Teleskop geschnallt. Strichspuraufnahmen und verschiedene Sachen probiert, natürlich mit verschiedenen Belichtungszeiten und alles schriftlich festgehalten. Kurz vor Sonnenaufgang habe ich dann festgestellt, nicht einmal bewusst durchs Okular gesehen zu haben. Nun habe ich vor ein paar Tagen mit einer Webcam Mond und Saturn aufgenommen. Giotto läuft nebenher, ich bin auch einfach kein Computerfreak, und wahrscheinlich wird es auch bei den letzten Aufnahmen bleiben. Am liebsten stehe ich halt doch mit meinem Dob auf dem Acker! Aber was wohl doch abgedroschen klingt, stimmt schon: Das nicht Dokumentierte ist irgendwann weg. Für mich persönlich wäre, aus den vorher genannten Gründen, ein Beobachtungsbuch wohl die letzte Möglichkeit eine gewisse Dokumentation zu erhalten. Da könnte auch die eine oder andere einfache Skizze mit einfließen. Aber in der Formulierung, Beschreibung, Details oder Himmelshintergrund wäre ein einheitlicher Faden, vielleicht sogar allgemein, des Vergleichens wegen, gerade in dieser Fachgruppe eine große Hilfestellung. Richtigerweise wurde das Thema Internet und die diversen Foren schon erwähnt, aus leider auch schlechter Erfahrung, auch anderer Sterngucker, würde ich die Foren nicht überbewerten.
Klare Nächte Mike Tomitsch, VdS-Mitglied Nr. 7832, Freie Initiative Backnanger Sterngucker
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Geschichte
Neues aus der Fachgruppe
,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Mittlerweile hat unsere 6. Fachtagung stattgefunden. Fans der Astronomiegeschichte trafen sich vom 30. Oktober bis 1. November in Bonn. Gastgeber war das Argelander Institut für Astronomie (siehe Abbildung). Einen Bericht dazu gibt es im nächsten Heft. Über weitere Veranstaltungen informiert unser Webseite http://geschichte.fg-vds.de.
Im Folgenden finden Sie einen interessanten historischen Beitrag. Er stammt von Volker Witt. Hier geht es um die Rückkehr von Fraunhofers Werkstatt nach Benediktbeuren. Viel Spaß beim Lesen - und versorgen Sie mich weiter mit interessanten Beiträgen!
1 Das Argelander-Institut für Astronomie
Neues aus der Fraunhofer-Glashütte
- Fraunhofers Werkstatt ist nach Benediktbeuern zurückgekehrt
von Volker Witt
Die historische Fraunhofer-Glashütte im oberbayrischen Kloster Benediktbeuern bietet in einem neu gestalteten Ausstellungsraum Einblick in Fraunhofers Werkstatt und den optischen Instrumentenbau der damaligen Zeit. Die Erfolgsgeschichte des genialen Optikers, Instrumentenbauers und Wissenschaftlers Joseph von Fraunhofer (1787 - 1826) begann ziemlich genau vor 200 Jahren. Nachdem er 1806 in das Mathematisch-mechanische Institut von Reichenbach, Utzschneider und Liebherr in München eingetreten war, durchlief er in
VdS-Journal Nr. 32
1 Aus der Glashütte in Benedikt-
beuern bezogen Fraunhofer und seine Nachfolger am Optischen Institut in München die hochwertigen Gläser, mit denen sie ihre weltweit anerkannten Instrumente ausstatteten. Eine neu konzipierte Ausstellung gibt Einblick in Fraunhofers Werkstatt.
Geschichte
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nur drei Jahren eine beispiellose Karriere. Im Jahr 1809 konnte er bereits die Alleinverantwortung für die Glasverarbeitung in dem ehemaligen Kloster Benediktbeuern übernehmen.
Fernrohre aus Benediktbeuern Dort hatte der Unternehmer Joseph von Utzschneider in den Jahren 1805/06 zusammen mit seinen Partnern Reichenbach und Liebherr das ,,Optische Institut" als Zweigstelle des Münchner Instituts gegründet, wo er den Bau von hochwertigen optischen Instrumenten beabsichtigte. Dazu zählten vor allem Fernrohre, aber auch Vermessungsinstrumente für die aktuell werdende Landvermessung und Mikroskope. Fraunhofer bewohnte ab dem Jahr 1809 das Obergeschoss des heute so genannten ,,Fürstentrakts" im ehemaligen Kloster. Eine dort im Jahr 1841 unter König Ludwig I. von Bayern angebrachte Gedenktafel erinnert daran mit den Worten: ,,Hier arbeitete Joseph von Fraunhofer - Erfinder des wellenfreien Flintglases - in den Jahren 1809 bis 1819". Das ,,wellenfreie" Glas war Voraussetzung für die hohe optische Qualität der in Benediktbeuern gefertigten Instrumente. Heute würde man von ,,schlierenfreiem" Glas sprechen, dessen Homogenität durch ein spezielles, von dem
Schweizer Pierre Louis Guinand (1748 - 1824) entwickeltes Schmelzverfahren erreicht wurde. Die entscheidende technische Neuerung bestand darin, durch ein in die Glasschmelze eintauchendes Rührwerk diese beständig umzurühren und zu durchmischen. Fraunhofer verbesserte das Schmelzverfahren und übernahm ab dem Jahr 1811 auch die Leitung der Glashütte [1]. Diese war in der damals so bezeichneten ,,Hafen Werkstatt" untergebracht, die heute dem Besucher in der Südost-Ecke des Klosterareals als ,,Historische Fraunhofer-Glashütte" offen steht (Abb. 1). Für die Gewinnung von Kron- bzw. Flintglas standen in dem rustikal anmutenden Zweckbau zwei große Schmelzöfen zur Verfügung, wo in einem Arbeitsgang jeweils etwa 200 Kilogramm Rohmaterial verarbeitet werden konnten (Abb. 2). Als Utzschneider im Jahr 1818 die Klosteranlage an den bayrischen König verkaufte und das Optische Institut nach München verlegte, blieb die Glashütte weiterhin in Benediktbeuern bestehen und lieferte die Gläser für die großen astronomischen Fernrohre, mit denen Fraunhofer Weltruhm erlangte. Auch nach Fraunhofers allzu frühem Tod im Jahr 1826 bezogen seine Nachfolger Georg Merz (1793 - 1867), Joseph Mahler (1795 - 1845) und Sigmund Merz (1824 - 1908) das Glas für die Objektive ihrer
2 In der Glashütte wurden zwei
große Schmelzöfen betrieben, je einer für Kron- bzw. Flintglas. Die gute Homogenität des Glases wurde durch beständiges Rühren der Schmelze mittels eines mechanischen Rührwerks erreicht.
international anerkannten und geschätzten Refraktoren aus Benediktbeuern. Erst 1889 wurde der Betrieb in der Glashütte offiziell eingestellt [2]. Es ist auch dem Einsatz der Fraunhofer-Gesellschaft in München zu verdanken, dass die historische Glashütte schon bisher für das allgemeine Publikum geöffnet war.
Von der Glasschmelze zum fertigen Instrument Vor Kurzem nun hat die Glashütte in musealer Hinsicht eine Erweiterung erfahren, die es erlaubt, in dem historisch gewachsenen Ambiente eine Ausstellung über Fraunhofers Arbeitsumfeld mit den entsprechenden Werkzeugen, Instrumenten und Hilfsgeräten präsentieren zu können [3]. Fraunhofer standen ja im ehemaligen Kloster verschiedene Räume zur Verfügung, in denen er optische Versuche
3 Die neue Ausstellung zeigt auch
einen Querschnitt durch die Vielfalt der in Benediktbeuern gebauten Instrumente wie Fernrohre, Theodolite und Mikroskope.
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Geschichte
4 Auf der Schleifbank wurden die Rohlinsen geschliffen und anschließend
mittels der Polierschälchen poliert. Die abgebildete Glasschleifmaschine stammt original aus Fraunhofers Werkstatt.
zu Studienzwecken durchführte oder die ihm als Werkstatträume für die Herstellung von optischen oder mechanischen Komponenten dienten. Beispielsweise befand sich ehemals die Glasschleiferei in dem an die Glashütte unmittelbar an-
schließenden alten ,,Waschhaus" - heute Gästehaus des Salesianer-Klosters -, zu dem man jetzt einen Mauerdurchbruch geöffnet hat, der direkt zum neuen Ausstellungsraum führt. Dank der Initiative der Fraunhofer-Ge-
sellschaft, dem Entgegenkommen der Klosterführung und der Spendenbereitschaft einiger Sponsoren entstand damit eine Ausstellung, die praktisch alle thematischen Bereiche des damaligen Instrumentenbaus umfasst. Die Exponate stammen aus den Archiven des Deutschen Museums und des Münchner Stadtmuseums, das noch bis vor einigen Jahren im Rahmen seines Foto- und Filmmuseums die Werkstatt Fraunhofers selbst ausgestellt hatte. Von den mächtigen Schmelzöfen der Glashütte her kommend betritt der Besucher jetzt eine nach drei Seiten hin verglaste Kanzel mit Blick in den Museumsraum. Die Ausstellungsobjekte umfassen Maschinen und Geräte zur Glas- und Metallbearbeitung, optische und mechanische Bauteile, aber auch Rohglasproben und optische Instrumente (Abb. 3). Die Glasbearbeitung erfolgte auf einer Schleif- und Poliermaschine, wo auch noch verschiedene Polierschälchen zu sehen sind (Abb. 4). Dazu werden diverse Hilfsgeräte wie Messfühler, Sphärometer, Fühlhebel oder Messmikroskop gezeigt. Der Arbeitsvorgang lässt sich über die ausgestellten Linsenrohlinge und Schliffproben bis hin zu den fertigen Linsen und Prismen nachvollziehen. Optische Qualitätsinstrumente müssen in der Regel auch hohe Anforderungen in puncto mechanischer Ausstattung erfüllen, was jeder Amateurastronom im Hinblick auf die Stabilität und Präzision seiner eigenen Fernrohrmontierung bestätigen wird. Deshalb hatte in Fraunhofers Werkstatt auch die Metallbearbeitung einen hohen Stellenwert. Beispielhaft steht dafür eine originale Fräsmaschine, auf der Zahnräder hergestellt wurden (Abb. 5). Die neue Ausstellung kann als eine gelungene Erweiterung des bisherigen Glashüttenmuseums verstanden werden, sind doch nun die historischen Exponate aus den beiden Gebermuseen an den
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5 Optische Präzisionsinstrumente
erfordern auch eine hohe mechanische Präzision. Daher war die Metallbearbeitung - hier repräsentiert durch eine originale Zahnradfräsmaschine - ein wichtiges Teilgebiet des Instrumentenbaus. Im Vordergrund sind zwei Theodolite aus der Fraunhoferschen Fertigung zu sehen.
Jugendarbeit
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Ort ihrer Verwendung oder Entstehung zurückgekehrt. Damit erschließt sich dem Betrachter ein durchgängiger Kontext des damaligen Instrumentenbaus, der vom Rohglasbrocken bis zum fertigen Fernrohr reicht.
Adresse: Historische Fraunhofer-Glashütte, Fraunhoferstr.1, 83671 Benediktbeuern.
Öffnungszeit: täglich 9:00 bis 16:00 Uhr, freier Eintritt.
Literaturhinweise: [1] V. Witt, 2001: ,,Die historische
Fraunhofer-Glashütte in Benediktbeuern", Sterne und Weltraum 9/2001, 794
[2] K. Ventzke, 2004: ,,Fraunhofers Nachfolger im Optischen Institut zu München", in: Beiträge zur Astronomiegeschichte 7, 170, Verlag Harri Deutsch, Frankfurt am Main
[3] Fraunhofer-Gesellschaft (Hrsg.), 2008: ,,Fraunhofer in Benediktbeuern, Glashütte und Werkstatt", München
VEGA: Ein Rückblick auf 10 Jahre
von Susanne M. Hoffmann
8.8. im Astronomiejahr 2009, Bischhofsheim in der Rhön, persönliches Logbuch von Susanne M. Hoffmann: 10 ASLs, einige Berliner SpaceCamps, ein bisschen Schulpolitik, sieben ITVs und BoHeTas, SoFi-Reisen in die Türkei & nach Sibirien... für Jugendliche, d. h. für Teens & Twens. Das 10. ASL geht zu Ende - zehn Jahre Jugendarbeit, zehn Camps, jedes Jahr ca. zehn junge Leute, die Arbeitsgruppen und Workshops leiteten. Irgendwann einmal gab es eine Philosophie-AG, die auf
historischen Spuren wandelte und dabei eine ASL-interne Zeitrechnung erfand. Z. B. werden seither für Insider die Jahre nicht mehr vom 1. Januar bis 31. Dezember gezählt, sondern von einem ASL bis zum nächsten. Auf manchen Webseiten sah ich sogar einen ,,Count Down" zum nächsten SU-Wechsel (SU = SonnenUmlauf, wie diese besagte Zeitspanne von einem ASL zum nächsten genannt wurde). Dermaßen viel Begeisterung - und zwar noch Jahre später - hätten wir wohl kaum erwartet, als wir im Sommer 1999
ein neues Camp andachten. Klar, kannten wir das IAYC, aber die Sprache in diesem Internationalen Astro-Camp ist Englisch und es gibt viele Leute, die sich zwar für Mathe, Physik und Astro interessieren, die jedoch mit Fremdsprachen eher auf Kriegsfuß stehen. Für solche Menschen wollten wir eine Alternative schaffen. Wer sich in Englisch fit fühlt, kann ja dann immer noch im nächsten Schritt zum IAYC gehen - haben auch viele gemacht, denn es wird bei uns oft angesprochen.
1 Der Geist von Violau... das SoFi-Camp 1999
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Jugendarbeit
2 10 Jahre nach Violau: das 10. ASL... und es geht weiter! :)
Über die VdS kriegt man ein anderes Publikum als nur das, was im IAYC ist: Natürlich hat auch das ASL solche Freaks, die unbedingt Physik studieren wollen, gut Englisch sprechen und andere Fremdsprachen lernen oder gute Chancen haben mal Astronauten zu werden. Es gibt Hochbegabte, die kurz davor stehen die GUT zu lösen - aber es gibt auch Leute, die eine gewöhnliche Lehre machen, die ,,nur" spechteln wollen und die fantastischsten Astrofotografien oder -zeichnungen abliefern. Gerade diese Mischung von ,,harter Wissenschaft" und deren künstlerischer Realisierung ist es, von beruhigendem nächtlichen Sternegucken und aufgekratztem Filmdreh am Tag... Vielleicht ist es gerade das, was dem ASL seine besondere ,,magische" Wirkung verleiht, die dazu führt, dass man 17 Stunden am Tag wachen Geistes arbeiten kann. Ich glaubte oft, dass es so gut wie keine Uhrzeit gibt, wo in unseren Herbergen Ruhe herrscht. Erst dieses Jahr fand ich heraus, dass man zwischen 7 und 8 Uhr morgens mal wirklich alles schlafend erlebt: Das ist die Stunde, wo die Nachtaktiven gerade zu Bett gegangen sind, sogar, wenn sie nach einer Astrofoto-Session noch gleich die Bild-
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bearbeitung gemacht haben. Die tagaktiven Astronomiefreaks sind aber gerade noch nicht aufgestanden, sondern tun das erst zwischen 9 und 10 Uhr. Dann putscht man sich gegenseitig auf und bereichert einander. Es sind wirklich zwei unglaublich produktive Wochen, die uns das Astronomische Sommerlager seit 10 Jahren beschert. Und ich persönlich finde es großartig, dass dieser ,,Geist von Violau" noch immer weiterlebt. Dass es immer noch jedes Jahr ein großes, lebendiges und ausgesprochen inhaltsreiches Sommerlager auf hohem intellektuellen Niveau gibt.
3 Anzahl der
ASL-Teilnehmenden von 2000 bis 2009 - jeweils plus ca. 10 Leiter; mit einem Frauenanteil von ca. 30 %.
Tätigkeitsbericht: Was haben wir gemacht in den letzten 10 Jahren? September 1999: Die SoFi war gerade vorbei; ein unglaublich tolles Camp von Uwe Reimann, bei dem wir (= ca. 120 Personen aus Europa und Marokko) bei Landau in der Pfalz eine totale Sonnenfinsternis sahen. Ja, wir haben sie wirklich gesehen, denn Uwe und sein Team waren echt super! Wir beschlossen Folgebegegnungen: Oliver Jahreis besuchte mehrere Herbergen in Zentraldeutschland und suchte ein Haus, in dem wir im Sommer 2000 ein neues, kleineres Camp machen wollten.
Jugendarbeit
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Beim Nachtreffen zum Camp im November 1999 in der Berliner Archenhold-Sternwarte haben wir die SoFi mit Bildern und Berichten nochmals Revue passieren lassen. Das musste sich wiederholen! Diese Stimmung des Camps, diese Begeisterung, die Arbeitsgruppen, das ganze nächtliche Spechteln... einfach super. Vielleicht würde sich das sogar im Jahrestakt realisieren lassen, auch ohne Sonnenfinsternis?
Gedacht (1999), probiert (2000), getan (2001 ff): Seit 2001 hat das Camp den Namen Astronomisches Sommerlager (ASL). Die ASL `01 und `02 in Hobbach waren Schönwetterkatastrophen, d. h. zwei Wochen lang blank polierter Himmel, Tag und Nacht. Dann musste Oli Jahreis die organisatorische Leitung abgeben. 2003 fand nochmals in Hobbach statt, 2004 probierten wir ein Haus im Südharz (Gorenzen) aus. Dort hoben wir auch unser neues Label aus der Taufe: VEGA e. V. ist ein geschickter Trick, um im Rahmen der VdS zu bleiben und trotzdem unter Leuten, die Jugendarbeit machen (Feuerwehren, THW, Kirchengemeinde, manche Schulen...), den gleichen Status zu haben wie diese. Anschließend waren wir zweimal auf dem Aschberg im Vogtland (Klingental) und dreimal auf dem Bauersberg in der Rhön (Bischofsheim). Hier standen dann am heutigen 8.8. vier Camp-Organisa-
4 2008, totale SoFi in Sibirien - Wir waren da, zusammen mit
ca. 300 Teilnehmern aus Russland und Deutschland.
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Jugendarbeit
5 Ein Stern im Zeichen der
Jugendarbeit: die Vega
toren vor ca. 50 Personen an den Mittagstischen und riefen gemeinsam das gewohnte laute ,,Haaaallooooo", um die klappernde und schnatternde Meute zwecks Ansage weiterer Programmpunkte zur Ruhe zu bringen.
Was es anzusagen gab? Erstens einen filmisch untermalten Vortrag über riesige & faszinierende Fernrohre, eine astronomische K-Fee-Pause mit süßen Modellen des Sonnensystems und mehrere Rückschauen auf ,,unsere Geburt" mit der Uwe-SoFi von `99, abschließend einen Fachvortrag über Sternentstehung von unserem ehemaligen Teilnehmer Florian B. aus Konstanz. Was dabei auch erwähnt wurde: Wir haben inzwischen ja nicht nur das ASL! Nein, es gibt auch - nur durch unsere Anregung & Initiative - im Raumfahrtzentrum der Berliner Jugendfreizeiteinrichtung FEZ-orbitall regelmäßige SpaceCamps! Aktuell sind gerade welche im Gange. Über unser eigenes, deutschrussisches SpaceCamp zu Ostern 2009 (,,Juri Gagarin und sein Nachfolger") wurde in diesem Journal ausführlich berichtet. Was es außer dem ASL noch gab ist in der Tabelle 1 zu lesen.
Das Konzept Die meisten Fachgruppen der VdS sind lose Zusammenschlüsse von Sternfreun-
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den mit Spezialausrichtung des persönlichen Interesses: sei es Geschichte oder Spektroskopie, sei es Deep-Sky-Beobachtung oder Sonne. Wie auch im professionellen Bereich die Sonnenphysik, Stellarphysik und Geowissenschaften/ Planetologie jeweils eigene Gruppen bilden, so tun es auch die Amateure. Die Jugendarbeit ist allerdings konzeptionell anders: Wir haben das erklärte Ziel, die Astronomie an junge Leute (ab 14 Erdenjahren) heranzutragen - manche verwenden es als Berufsperspektive, manche als Einstieg in ein wunderschönes Hobby. Im Grunde ist es wirklich so ähnlich wie mit der Jugendarbeit der christlichen Kirche, der Feuerwehr oder des Technischen Hilfswerks (THW). Es muss also unsere Aufgabe sein, Veranstaltungen durchzuführen und vor allem die Jugend zu motivieren, dass Astronomie etwas Wunderschönes ist als kulturelles Erbe erhaltenswert und als moderne Wissenschaft voranzutreiben. Egal, ob man in den Geisteswissenschaften wie Mathematik, Geschichte u. a. zuhause ist oder in den Naturwissenschaften wie Physik, Chemie, Bio- oder Geowissenschaften: Astronomie ist derart vielfacettig, dass bestimmt für jeden etwas dabei ist. Wir wollen junge Leute motivieren, auch die großen Astro-Veranstaltungen wie BoHeTa, ITV, AME, ATT ... zu besuchen. Die WissenschaftlerInnen unter uns kön-
nen auch Tipps geben, wo man Kurse und Praktika besuchen sollte und die Studierenden tauschen sich aus, wo es am schönsten ist, zu studieren ...
Kurz gesagt: Wir wollen auch im Internet-Zeitalter Menschen persönlich zusammenbringen, die Jugendlichen untereinander und sie mit den Profis. Unsere größte Veranstaltung jährlich ist und bleibt vorerst das ASL und wir sind besonders stolz, dass die Camp-Leitung von 2009 (Tobias Opialla) sogar das AIP als offiziellen Partner gewinnen konnte! ... und dass es noch zahlreiche weitere Jugendtreffen, Reisen und SpaceCamps gab und gibt - Jugendarbeit, die anregt und weiterlebt! Natürlich werden wir weiterhin versuchen, immer größer zu werden: Wir suchen stets Leute mit eigenen Projekten, die diese unter dem Label des siebenzackigen VEGA-Sterns durchführen möchten. Insbesondere wollen wir dabei auch jungen Erwachsenen Chancen geben, sich persönlich auszuprobieren und weiterzuentwickeln.
Zusammenfassend Ich bin sehr glücklich, wenn ich mir jährlich das ASL anschaue und dessen Artikel fürs VdS-Journal für Astronomie lese - und wenn ich zurückdenke an viele erfolgreiche weitere Projekte. 10 Jahre schon! Großartig!
Was sonst noch passierte:
1999 1999 2002
2007 2006 u. 2008
seit 2006
2009
Riesen-Camp von Uwe Reimann mit SoFi Nachtreffen zum SoFi-Camp
ITV-Treffen für Jugendliche (Orga: Oli Jahreis), die ITV-Treffen im eigenen Gruppenzelt fanden 2002 bis 2007 statt seither SpaceCamps im Raumfahrtzentrum Orbitall Sonnenfinsternisreisen in die Türkei und nach Sibirien bzw. Nowosibirsk (Orga: Willem van Kerkhof, Nina Mut und ich) Politik: in der überregionalen Initiative ,,proAstro10" von Lutz Clausnitzer engagierten wir uns politisch für Astronomie in der Schule, teilweise kamen die Initiativen & Unterschriften dazu sogar von den Schülern selbst Dt.-Russ. SpaceCamp im Raumfahrtzentrum
Violau bei Augsburg ArchenholdSternwarte Berlin Vogelsberg
FEZ Berlin Antalja
FEZ Berlin
AG Astrofotografie 2009
von Aliona Solomonova und Julia Wolff
Wir haben uns im Rahmen der AG Astrofotografie mit verschiedenen Aufnahme- und Bearbeitungstechniken für das Festhalten astronomischer Objekte beschäftigt. Am Anfang haben wir uns mit den technischen Voraussetzungen, die für die Aufnahmen nötig sind, auseinandergesetzt. Zu diesen gehören unter anderem die unterschiedlichen Kameratypen. Zu nennen wären hier die semiprofessionellen, gekühlten CCD-Kameras und die digitalen Spiegelreflexkameras. Wir haben den Aufnahmeprozess eines Digitalbildes besprochen, wie z. B. ein Farbbild entsteht (Bayer-Filter) und die verschiedenen Chiparten (CCD und CMOS) funktionieren. An Beispielbildern haben wir uns erarbeitet welche Faktoren Einfluss auf die Qualität der Bilder haben. Wenn die Witterungsbedingungen es zugelassen haben, haben wir unsere zuvor erworbenen theoretischen Kenntnisse pragmatisch und erfolgreich in die Praxis umgesetzt. Tagsüber haben wir einige Sonnenaufnahmen im H-Alpha-Licht mit Hilfe einer Webcam gemacht. Die dadurch gewonnenen Aufnahmen wurden später in der AG selbstständig unter fachkundiger Anleitung weiter bearbeitet, mit Zuhilfenahme unterschiedlicher digitaler Bildbearbeitungsprogramme. Das Video der Sonne wurde in Einzelbilder zerlegt und die besten Bilder wurden zu einem Gesamtbild zusammengefügt. Nachts stand uns die Ausrüstung ebenfalls zur Verfügung und es wurden dann auch mehrere Fotos von verschiedenen Deep-Sky-Objekten gemacht. Des Weiteren wurden einige Strichspuraufnahmen mittels einer feststehenden digitalen Spiegelreflexkamera gemacht. Hierfür wurden viele relativ kurz belichtete Aufnahmen gemacht, die mit der Software ,,Startrails" zusammengesetzt wurden. Wir haben auch erfahren wie man verschiedene Bildfehler auf einem Endbild vermindert oder umgehen kann. Um das Rauschen der einzelnen Bilder zu verringern, macht man neben der normalen ,,Lightframes" auch noch die ,,Darkframes" und die Software ermit-
telt daraus das Endbild. Außerdem wurden mit einer Webcam mehrere Filme vom Jupiter und einigen seiner Monde gemacht, die wie bereits erwähnt weiterverarbeitet wurden. Um am Ende qualitativ hochwertige Bilder zu erhalten mussten verschiedene technische Hürden gemeistert werden. Die über den Artikel verteilten Bilder sind Ergebnisse unserer fünftägigen Arbeitsphase in der AG Astrofotografie.
1 M 13 im
Herkules, sehr verrauscht aufgrund fehlender Darkframes
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2 Strichspuraufnahme des Himmelsnordpols 3 Cirrusnebel
im Schwan
4 Kleine Protuberanz
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36.000 km über uns
von Fabian Heimann und Nicholas Lewis
In der AG Raumfahrt, geleitet von Tobias Schmidt, des ASL 2009 haben wir uns mit Raketen, Satelliten, Bahnmechanik u.ä. beschäftigt. Wir werden beispielhaft den Flug einer Sonde in den geostationären Orbit beschreiben und dabei die unterschiedlichen oben genannten Themenbereiche anschneiden.
Die Trägerrakete Damit die Sonde in ihren Orbit gelangen kann, braucht es eine Rakete. Eine Rakete arbeitet nach dem Rückstoßprinzip. Dabei wird Gas von der Rakete abgegeben. Dieses hat einen gewissen Impuls. Aus der Impulserhaltung folgt, dass die Rakete nach vorne bewegt wird, entgegengesetzt zum Gas. Es gilt aufgrund der Produktregel:
möglichst wenig überflüssiges Gewicht tragen müssen. Außerdem lassen sich die einzelnen Triebwerke auf die atmosphärischen Gegebenheiten spezifizieren.
Flug in den Erdorbit Um in die Umlaufbahn zu gelangen, wäre es ungünstig senkrecht von der Erde weg zu fliegen. Daher wird der Satellit auf bestimmte Kegelschnitte (in unserem Fall Ellipsen) als stabile Bahnen gebracht (vgl. auch Abb. 2). Um die Geschwindigkeit auf einer Kreisbahn zu bestimmen, betrachten wir Zentripetal- und Gravitationskräfte:
(6)
Daraus folgt durch Umformung
(( Formel 1 ))
(1)
(7)
Wir nehmen an, dass das Gas mit konstanter Geschwindigkeit ausströmt, also
= 0
(2)
womit wir letzteren Summanden vernachlässigen können. Da es zu jeder Kraft eine Gegenkraft gibt (Impulserhaltung), kennen wir die Kraft, die auf die Rakete wirkt. Es folgt wieder aus der Impulserhaltung, dass
F = m.a
(3)
Für Ellipsen gilt
(8)
Mit diesen Gleichungen können wir den benötigten Geschwindigkeitsunterschied an den Übergängen der Ellipsen bestimmen.
Somit kennen wir die Beschleunigung:
(4)
Wir integrieren und erhalten unter der Annahme, dass die Masse konstant abnimmt:
(5)
Daraus folgt direkt, dass eine Rakete, die das Gas schnell zum Ausströmen bringt, direkt proportional schneller wird. Außerdem muss natürlich mo möglichst klein, aber trotzdem genug Treibstoff vorhanden sein. Um das zu erreichen, werden Raketen aus mehreren Stufen gebaut, damit sie
1 Raketengleichung (Formel 7)
Dafür sollen wir folgende Abstände kennen: LEO r = rE + 300 km GTO a = 0,5 ( GEO + LEO ) GEO r = rE + 36.000 km Diese Entfernungen setzen wir in die Gleichungen (7), (8) ein und erhalten folgende Geschwindigkeiten vLEO = 7,73 km/s vGTO-Perigäum = 10,16 km/s vGTO-Apogäum = 1,6 km/s vGEO = 3,07 km/s Daraus ergeben sich recht leicht die notwendigen Geschwindigkeitsveränderungen als v1 = 2,43 km/s v2 = 1,47 km/s Damit ist unser Satellit angekommen. Aufbau des Satelliten Kommunikation: Satelliten können als geostationäre Satelliten über Parabolantennen Signale erhalten, die sie dann verstärken und wei-
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Jugendarbeit
terleiten. Kommunikationssatelliten, die dichter an der Erde sind, bilden ein Netz und arbeiten mit Stabantennen, sodass immer einer der Satelliten erreichbar ist.
Spionage: Meistens über Radartechnik wird aus dem Weltraum ein Foto von der Erde gemacht. U. a. damit der Satellit verschiedene Gebiete überwachen kann, fliegt er nicht im entfernten geostationären Orbit.
Wetterbeoachtung: Die Wetterbeobachtungssatelliten befinden sich im geostationären Orbit, um von einer aus Sicht der Erde festen Position beobachten zu können.
wissenschaftliche Experimente: Diese werden je nach Experimenttyp aus unterschiedlichen Gründen in einen gewissen Orbit gebracht.
GPS/Verkehr: Die bekannten GPS-Systeme bestehen aus nicht geostationären Satelliten auf so zueinander geneigten Bahnen, dass immer genug zur eindeutigen Positionsbestimmung vorhanden sind: Aus jeder der gemessenen Lichtlaufzeiten folgt eine Kugel aus möglichen Position; insgesamt lässt sich eine Position bestimmen.
2 Die Rakete befördert den Satelliten auf einen erdnahen Orbit (LEO, rot).
Er wird von dort aus beschleunigt; seine Geschwindigkeit steigt und er schlägt eine elliptische Bahn ein. Im Apogäum wird er zusätzlich beschleunigt und auf den gewünschten geostationären Orbit gebracht.
IMPRESSUM
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liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 34 ist der 01.02.2010, für die Ausgabe Nr. 35 der 01.05.2010.
Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll
FG-Treffen Juni 2009, Heppenheim): VdS-J 34 Planeten, Nr. 35 Kugelsternhaufen.
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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Kleine Planeten
Neues aus der VdS-Fachgruppe ,,Kleine Planeten"
- Kleinplanetenbeobachtungen und noch mehr
von Gerhard Lehmann
Für nicht wenige Amateurastronomen besteht der Reiz einer nächtlichen Beobachtung in der Astrometrie und Photometrie der oft nur mit großem Aufwand gefundenen astronomischen Objekte. Wenn dann noch Profiastronomen reges Interesse an diesen Messungen zeigen, erhöht das den Lohn für ihre Mühe. Die Kleinplaneten, oft auch Asteroiden oder Planetoiden genannt, sind solche Objekte, für die sich diese Mühe lohnt. Auch in der Zeit der so genannten ,,Staubsauger", also der automatisch arbeitenden und den ganzen Himmel abscannenden Teleskope, hat diese Art der Beobachtung nicht ihren Reiz verloren. Deshalb haben sich viele Amateure in der VdS-FG ,,Kleine Planeten" organisiert. In der FG Kleine Planeten sind mittlerweile 90 Sternfreunde aus Deutschland, Österreich (6), Schweiz (6), Niederlande (6), Belgien (1) und Irland (1) organisiert. Obwohl es durch geänderte Lebensumstände auch Austritte gab, hat sich die Mitgliederzahl seit 1997 fast verdreifacht. Davon sind 58 (64 %) Mitglied in der VdS. Das älteste Mitglied ist 1927 und das jüngste 1983 geboren. Sie beobachten an 60 Sternwarten [1], denn genau so viele haben einen Stationscode der IAU erhalten. Die Zahl der Sternwarten in der FG hat sich damit seit 1997 vervierfacht (Abb. 1). Seit 1998 wird eine kleine Statistik über die in der FG Kleine Planeten erhaltenen Positionen geführt. Es kann von ca. 180.000 Positionen, welche etwa 28.200 verschiedene Kleinplaneten betreffen, berichtet werden. Die Abbildung der ,,Positionen pro Beobachtungsjahr in der FG" gibt einen Überblick über die letzten 10 Jahre (Abb. 2). Sternfreunde, die über die notwendige Technik und einen reichen Erfahrungsschatz verfügen, beobachten heute Kleinplaneten mit einer scheinbaren Helligkeit, von der man noch vor wenigen Jahren nur träumen konnte. Für die Jahre 1979
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1 Entwicklung der Mitgliederzahl in der FG Kleine Planeten der VdS
bis April 2009 liegen von ca. 166.000 Positionen auch die scheinbaren Helligkeiten vor. Davon sind 56,2 % aller Positionen schwächer als 18,0 mag und ca. 15.100 Positionen, das sind 9,1 %, überschreiten die 20. Größenklasse. Erwähnenswert ist auch, dass noch vor ca. 10 Jahren keine Beobachtung diese scheinbare Helligkeit übertraf (Abb. 3). Interessant ist eine Untersuchung der insgesamt erhaltenen Positionen auf den Typ des Kleinplaneten. Von 27.350 Objekten konnte der Typ des Kleinplaneten bestimmt werden. Naturgemäß haben die Hauptgürtelplanetoiden mit 23.683 (86,6 %) beobachteten Objekten den größten Anteil. Untersucht man die restlichen 3.667, so sind 2.626 (71,6 %) davon Near Earth Object's (NEO), bestehend aus den Aten-, Apollo- und Amor-Kleinplaneten. Die Tabelle 1 zeigt die Verteilung der Kleinplaneten, ohne Berücksichtigung der Hauptgürtelplanetoiden, auf ihren Typ. Ein besonderes Bonbon bei der regelmäßigen Beobachtung stellt das Entdecken neuer Kleinplaneten dar. Im Zeitraum von 1979 bis Mai 2009 gelangen an 27 Sternwarten, welche in der FG Kleine
Planeten vertreten sind, 1.577 Entdeckungen [2]. Davon sind von 20 Stationen mittlerweile 385 Objekte (Stand: August 2009) nummeriert [3]. Wenn dies der Fall ist, kann der Entdecker dem MPC [4] einen Namen [5] vorschlagen. Bevor dies aber soweit ist, muss oft über viele Oppositionen beobachtet werden. Manchmal wird man in digitalen Bildarchiven [6] fündig und findet frühere,
Verteilung der Kleinplaneten
ohne Berücksichtigung der Hauptgürtelplanetoiden auf ihren Typ.
Typ Aten Apollo Amor Mars crosser Hilda Jupiter Trojan Centaur Plutino Cubewano Scattered disk
Anzahl 228
1279 1119 722 110 167
15 8
12 7
Anteil 6,2 % 34,9 % 30,5 % 19,7 % 3,0 % 4,6 % 0,4 % 0,2 % 0,3 % 0,2 %
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noch unbekannte Aufnahmen seines Kleinplaneten. Hauptsächlich wird dies bei den Hauptgürtelplanetoiden funktionieren. Von den 1.142 Neuentdeckungen, die über Bahnelemente verfügen, gehören immerhin 96,2 % dazu. Aber unter den Neuentdeckungen sind die restlichen 43 Kleinplaneten die Interessantesten. Die Tabelle 2 zeigt die Verteilung der Neuentdeckungen, ohne Berücksichtigung der Hauptgürtelplanetoiden, auf ihren Typ. Eine Sonderstellung nehmen aber auch bei den Neuentdeckungen die NEOs ein. In der Tabelle 3 werden die an jeweils verschiedenen Sternwarten neu entdeckten Apollo- und Amor-Objekte gezeigt. Kleinplaneten vom Aten-Typ bewegen sich noch innerhalb der Erdbahn und sind deshalb schwieriger zu entdecken. Nicht jeder Kleinplanetenbeobachter hat das Glück, einer größeren Beobachtergruppe auf einer nah gelegenen Sternwarte anzugehören. Viele sind Einzelkämpfer und haben sich über die vielen Jahre ein beeindruckendes Instrumentarium angeschafft. Auch wenn das Internet alle verbindet und auch die Informationsbeschaffung erheblich leichter als früher ist, so ist doch eine persönliche Bekanntschaft durch nichts zu ersetzen. Die Mitglieder in der FG ,,Kleine Planeten" treffen sich regelmäßig einmal im Jahr, um an zwei Tagen Vorträgen zu lauschen und miteinander zu fachsimpeln. Stets nehmen auch andere an der Beobachtung der Kleinplaneten interessierte Sternfreunde teil und werden oft danach Mitglied der FG. Die erste Kleinplanetentagung fand 1998 im Planetarium der Sternwarte Drebach statt. Gerade einmal 24 Sternfreunde trafen sich, um über die Theorie und die Praxis der Kleinplanetenbeobachtung zu diskutieren. Aus dem Lager der Profibe-
Verteilung der Neuent-
deckungen
ohne Berücksichtigung der Hauptgürtelplanetoiden auf ihren Typ.
Typ Apollo Amor Mars crosser Hilda Jupiter Trojan
Anzahl 4 2
17 6
14
Anteil 9,3 % 4,7 % 39,5 % 13,9 % 32,6 %
2 Positionen pro Beobachtungsjahr in der FG für den Zeitraum 1999 bis 2008
3 Positionen pro Größenklasse in der FG für den Zeitraum 1979 bis April 2009
obachter konnten wir Herrn Dr. Freimut Börngen von der Thüringer Landessternwarte Tautenburg begrüßen, der seitdem keine dieser Tagungen verpasst hat. Inzwischen nehmen auch andere Profiastronomen, aber auch Raumfahrtingenieure wie Herr Dr. Detlef Koschny von der ESA teil. Zur 12. Kleinplanetentagung trafen sich 2009 in Frankfurt/Main 64 Sternfreunde in den Räumlichkeiten des dortigen Physikalischen Vereins. Seit 1997 wurden 54 Rundbriefe mit meist 8 Seiten versandt. Es wird in ihnen über Fachgruppeninterna berichtet, Vorschläge zur Beobachtung werden unterbreitet, aber auch Berichte zu Themen aus der Welt der Kleinplaneten kommen
nicht zu kurz. Aber auch die Möglichkeiten des Internets werden in der FG genutzt. Vorschläge zur Beobachtung, eine Statistik über die Neuentdeckungen und ausgewählte Beiträge zur Kleinplanetenbeobachtung finden sich auf einer Webseite [7]. Auf einer Mailingliste [8] werden Informationen aktuell miteinander ausgetauscht. Ohne die Möglichkeiten, welche das Internet bietet, wäre eine sinnvolle Beobachtung dieser kleinen Himmelskörper nicht mehr möglich. Vielleicht haben Sie nun Lust bekommen, ebenfalls die Kleinplaneten zu beobachten. Hinweise und Beobachtungsanregungen finden Sie im Internet. Persönliche Kontakte und Gespräche sind aber
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durch nichts zu ersetzen. Als Mitglied in der ,,FG Kleine Planeten" der VdS profitieren Sie von den Erfahrungen aller. Wenn Sie sich also über kurz oder lang den Kleinplaneten im Sonnensystem zuwenden, sind Sie in unserer FG herzlich willkommen.
Literaturhinweise [1] Kleinplanetenstationen: http://www.
minorplanets.de/kpstationen/index. html [2] Amateurentdeckungen: http://www. kleinplanetenseite.de/Entdeckg/ amateure.htm [3] Nummerierte Kleinplaneten: http:// www.kleinplanetenseite.de/ Entdeckg/archivnumkp.htm [4] Minor Planet Center: http://cfawww.harvard.edu
In der FG Kleine Planeten der VdS neu entdeckte NEOs
Kleinplanet 2002 EL6 2006 RZ 2009 CV 2009 DM45
2008 FN6 2009 KL2
Typ Apollo Apollo Apollo Apollo
Amor Amor
Oberserver Code 113 Sternwarte Drebach 240 Herrenberg Sternwarte 198 Wildberg B01 Taunus Observatory, Frankfurt A44 Altschwendt 185 Obs. Astron. Jurassien-Vicques
Bahnbogen 3 Oppositionen, 2002-2009 2006 Sept. 1 - 2007 Feb. 23 2009 Feb. 2 - 20 2009 Feb. 25- März 13
2008 März 30 - Mai 31 2 Oppositionen, 1996-2009
[5] Benannte Kleinplaneten: http:// www.kleinplanetenseite.de/ Entdeckg/listebenkp.htm
[6] SkyMorph GSFC Home Page: http:// skys.gsfc.nasa.gov/skymorph/ skymorph.html
[7] Kleinplanetenseite: http://www. kleinplanetenseite.de
[8] Mailingliste: http://groups.yahoo. com/group/kleinplaneten/
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries
1 Der offene Sternhaufen M 21 mit dem Kleinplaneten (1947) Iso-Heikkila am
14. Juni 2009. (Bildautor: Klaus Hohmann) VdS-Journal Nr. 32
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. Am 14. Juni 2009 durchstreifte ein kleiner Asteroid das helle und sternreiche Gebiet um den offenen Sternhaufen Messier 21 [1] im Sternbild des Schützen. Es ist der Asteroid [1947] Iso-Heikkila, ein nur ca. 29 km großer Brocken, der mit 15,7 mag nicht sofort ins Auge fällt. An dieser geringen Helligkeit ist auch seine dunkle Oberfläche schuld, die nur 9,76 % des Sonnenlichts reflektiert. Dieser Asteroid befand sich zum Aufnahmezeitpunkt in einer günstigen Perihelopposition und wurde von der Erde in einem Abstand von nur 2,0716 AE oder 310 Mio. km ,,innen überholt". Iso-Heikkila umkreist die Sonne auf einer fast kreisrunden Bahn in einem mittleren Abstand von 3,1554 AE einmal in 5,6 Jahren. Der Beginn
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Eine kleine Beispielliste zukünftiger kosmischer Begegnungen.
Datum/Uhrzeit 07.01.2010/24:00 25.01.2010/20:00 15.02.2010/02:00 16.02.2010/02:00 16.03.2010/24:00 21.03.2010/24:00
Kleinplanet
mag
Objekt
Art
(832) Karin
15,2
IC 443
GN
(2443) Tomeileen
14,5
NGC 2392
PN
(497) Iva
15,0
M 95
Gx
(502) Sigune
12,8
NGC 3344
Gx
(560) Delila
14,3
NGC 3607/8 Gx
(731) Sorga
14,4
NGC 4178
Gx
mag 12 9,9 10,6 10,5 109/11,7 12
Abkürzungen: PN = Planetarischer Nebel, Gx = Galaxie, GN = Galaktischer Nebel
Abstand 1' 3' 9' 8' 1' 2'
seiner nicht wirklich auffälligen Punktspur ist auf der Aufnahme grün markiert. Mit einer Entfernung von knapp 4.000 Lichtjahren ist Messier 21 deutlich weiter von uns entfernt. Er befindet sich am uns zugewandten Rand des SagittariusSpiralarms unserer Milchstraße und ist mit einem Alter von nur ca. 8 Millionen Jahren noch ein sehr junges Exemplar. 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 Be-
gegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Co-Autor Klaus Hohmann [2] unter http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie Helligkeit des Deep-SkyObjektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selber auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden. Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die maximal 200 KB
großen Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an diriesw@ aon.at. Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Literaturhinweise [1] Homepage: http://astrofotografie.
hohmann-edv.de/aufnahmen/M21. php [2] Homepage: http://astrofotografie. hohmann-edv.de/grundlagen/
Die ägyptische Göttin Isis grüßte die Kleinplanetler
- die 12. Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Kleinplaneten"
von Markus Griesser
Zur 12. Kleinplanetentagung trafen sich dieses Jahr in Frankfurt 64 Sternfreunde und -freundinnen bei sehr kühlen Temperaturen in den Räumlichkeiten des Physikalischen Vereins. Ausnahmsweise begann der Anlass schon am Freitagabend mit einem öffentlichen Vortrag von Prof. Dr. Frank Brenker von der Uni Frankfurt zum Thema ,,Die Jagd nach
1 Teilnehmer an der 12. Klein-
planetentagung, zu Gast beim Physikalischen Verein Frankfurt
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Kleine Planeten
Sternenstaub". Der gut gefüllte große Hörsaal deutete klar darauf hin, dass der Physikalische Verein eine treue Stammhörerschaft hat. Doch der mit wunderschönen Animationen angereicherte Vortrag begeisterte auch die schon an diesem Freitagabend ziemlich zahlreich angereisten Kleinplanetler.
Im ersten Minor Planet Center Erwin Schwab eröffnete am Samstagmorgen den bunten Vortragsreigen mit einem kurzen Rückblick in die Geschichte des Physikalischen Vereins. Dieser ist schon 1824 auf Anregung von Johann Wolfgang von Goethe gegründet worden und belegt seit 1908 eigene Räumlichkeiten auf dem Gelände der Uni Frankfurt. Eine wichtige Phase war dann der Zeitabschnitt von 1913 bis 1939, war doch in diesen 26 Jahren mit dem Planeteninstitut sozusagen das damalige Minor Planet Center hier untergebracht.
In der institutseigenen Sternwarte, die später im Rahmen der Tagung auch besichtigt werden konnte, ist ein 210 mm f/14,7 Refraktor von Wolfgang Pauli untergebracht, der heute noch für regelmäßige Publikumsführungen im Einsatz steht. Doch das tragende Instrument der Frankfurter Sternfreunde ist heute ein wunderschöner 60 cm Cassegrain mit einer großformatigen CCD-Kamera, der in einem eingezäunten Unigelände auf dem Kleinen Feldberg im Taunus an einem hervorragenden Standort untergebracht ist. Und mit diesem Instrument wurde dann auch der 2007 RH133 als allererster Asteroid des Physikalischen Vereins entdeckt, über dessen spannende ,,Lebensgeschichte Erwin Schwab ausführlich berichtete.
Die Geschichte des Kleinplaneten (204852) ,,Frankfurt" Die Erstsichtung gelang dem Frankfurter Team am 15. September 2007. Aus
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2 Briefmarke der Schweizerischen
Post, herausgegeben zu Ehren des in Winterthur entdeckten Kleinplaneten (113390) Helvetia. Eben dieser Kleinplanet wurde mit nachleuchtendem Lack in seinem Sonnenumlauf dargestellt.
dem 31 Tage langen Bogen fand Erwin Schwab im NEAT-Archiv drei passende Spuren vom 29. März 2001. Doch diese ,,One Night Stands" akzeptierte das MPC erst, nachdem Erwin aufgrund seiner eigenen Bahnberechnungen mit dem Programm FindOrb auf weitere Spuren vom 20. März 2001 gestoßen war. Mit dem stattlichen Bogen gelang es dann, weitere Pre-Coveries bis zurück ins Jahr 1997 im Archiv zu finden. Und so kam es dann nach nur einigen wenigen weiteren Beobachtungen im Dezember 2008 bereits im Januar 2009 zur Nummerierung und zum Namensvorschlag: (204852) Frankfurt, der am 9. April publiziert wurde.
Stark gewachsene Fachgruppe Ein sichtlich stolzer Gerhard Lehmann präsentierte in seinem Referat die erneut sehr erfolgreiche Arbeit der Fachgruppe Kleine Planeten. So verzeichnete die FG seit 1997 einen Zuwachs um 190 % und zählt heute 85 Mitglieder im Alter von 26 bis 82 Jahren. Mit 54 Sternwarten hat sich diese Zahl seit 1998 glatt vervierfacht. Doch auch die beobachterische Ausbeute ist eine kugelrunde Erfolgsgeschichte: Mitglieder der FG haben bis heute insgesamt 1.572 neue Kleinplaneten entdeckt, 380 davon sind nummeriert und 140 tragen einen Namen.
Helvetia im Himmel und auf Erden Im dritten Kurzvortrag war es dann dem Schreibenden vergönnt, auf eine eben erschienene himmlische Briefmarke aufmerksam zu machen. Die Schweizerische Post gab nämlich zu Ehren der himmlischen Helvetia, d. h. des in Winterthur entdeckten Asteroiden (113390) Helvetia eine Europa-Marke heraus, die eben diesen Kleinplaneten in seinem Sonnenumlauf dargestellt. Als Besonderheit wurden die Bahnen und Beschriftungen der Planeten in dieser ungewöhnlich großformatigen Briefmarke mit einem nachleuchtenden Lack gedruckt.
Weltraumschrott Dr. Holger Krag von ESOC ging in seinem spannenden Referat der heute aktuellen Situation rund um die Abfälle der modernen Weltraumfahrt auf den Grund. Was im Jahre 1957 mit einer kleinen piepsenden Kugel auf einem Erdorbit begonnen hat, ist bis heute zu einem großen Ärgernis geworden. Bis heute sind etwa 33.000 Objekte Weltraumschrott katalogisiert; 13.000 davon sind noch heute im Orbit. Vier mal ist es in den Jahren von 1996 bis heute zu einem Zusammenstoß gekommen. Erst kürzlich boten Iridium 33 und Cosmos 2251 einen spektakulären Crash, der nun dazu führt, dass sich regelmäßig deren beiden Trümmerwolken begegnen. Der Referent bot dazu eine eindrückliche Simulation, die auch aufzeigte, dass sich die Trümmerwolken durch das Abdriften von Teilchen ständig vergrößern.
Afrikanische Astro-Nächte Joachim Lorenz weilte letztes Jahr mit Gerhard Lehmann für acht dunkle, klare Beobachtungsnächte auf der Farm Tivoli in Namibia. Sie hatten dort einen 16 Zoll Hypergraphen auf einer stabilen K100 Montierung sowie eine ST9 XE Kamera zur Verfügung. Beste Voraussetzungen also, um bei einer Grenzgrösse von 20,5 mag auch ausgiebig Kleinplaneten-Positionen zu vermessen. Stattliche 138 wurden es insgesamt.
Die Sonde und der Stein Rainer Kresken vom ESOC brachte Informationen mit über die KometenForschungssonde Rosetta und ihre Begegnung mit dem diamantförmigen Asteroiden (2867). Steins-Kresken zeigt mit eindrücklichen Simulationen, wie die am 2. März 2004 gestartete ,,Rosetta" bei mehreren Swing-by-Manövern an der Erde und beim Mars den nötigen dosierten Schwung für den nächsten Missionsverlauf holte. Im Herbst 2008 kam es dann zur Begegnung mit dem Asteroiden (2867) Steins. Es wurden einige sehr schöne Bilder zur Erde übermittelt, aber leider fiel kurz zuvor die Tele-Kamera in einen Sleep-Modus, so dass keine hoch aufgelösten Aufnahmen möglich waren. Dies soll nun bei der auf den 10. Juli 2010 geplanten Begegnung mit dem Asteroiden (21) Lutetia besser gelingen. Das eigentliche Ziel, den Kometen (67P) Tschurjumo-Gerrasimenko soll die Sonde dann im Jahr 2014 erreichen.
Kleine Planeten
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Woher die Meteorite kommen Mit den heutigen wissenschaftlichen Methoden, vor allem mit Hilfe der Spektralanalyse lassen sich heute zahlreiche Meteoriten bestimmten Asteroiden zuordnen. Darüber berichtete Volker Heinrich in seinem Referat ,,Meteorite und ihre Ursprungskörper". Überraschend für manchen Zuhörer war sicher die Tatsache, dass die mit Abstand häufigsten gefallenen Meteorite Chondrite sind (87 %), während Achondrite mit 8 %, SteinEisen-Meteoriten mit 1,3 % und Eisenmeteorite mit gerade mal 4 % sehr viel seltener sind. Dass aber im Fachhandel weitaus am meisten Eisenmeteoriten angeboten werden, hat ganz einfach damit zu tun, dass diese am stabilsten sind im Hinblick auf die Umwelteinflüsse nach dem Fall.
Populäre Astronomie Ranga Yogeshwar befasst sich als TVModerator von Wissenschaftssendungen ja auch immer wieder mit der Popularisierung von Astronomie. Oft sind es die einfachen Fragen, die knifflige Antworten erfordern. Unser Freund erläuterte dies anhand der simplen Fragen, wie groß ein Spiegel sein müsse, um sich ganz darin sehen zu können. Antwort: Die Hälfte der Körpergrösse, und der Abstand zum Spiegel spielt dabei keine Rolle! Und auch in der Astronomie gibt es so ganz einfache Fragen, wie zum Beispiel, warum funkeln die Sterne und warum leuchten die Planeten im Vergleich dazu viel ruhiger. Solche und weitere Fragen lösten dann eine rege Diskussion darüber aus, wie Astronomie in den Schulen schmackhaft gemacht werden könnte.
Heppenheimer Sternstunden In seinem gelungenen Rückblick servierte Matthias Busch auch einige hübsche Reminiszenzen aus der Frühzeit der Starkenburg-Sternwarte. So wurden offenbar bereits 1981 erste Versuche unternommen, noch mit klassischen Methoden auf einem Koordinaten-Messtisch Astrometrie in der Praxis zu betreiben. Doch der Durchbruch gelang dann 1995 mit der Beschaffung einer ersten CCDKamera, wobei am 7. Dezember 1995 der Obs-Code 611 erworben werden konnte. Vorerst stand das Verfolgen von KSOARI-Objekten im Vordergrund. Bald gelang auch die erste Neusichtung. Später folgte auf Initiative von Reiner Stoss das
Verfolgen von NEOCP-Objekten. Seit einigen Monaten hat Matthias Busch, der ja auch Autor des genialen Programms EasySky ist, neuen Schwung in die Heppenheimer Asteroidensuche gebracht. Er hat eine neue Software für den Starkenburg Observatory Heppenheim Asteroid Survey entwickelt. Mit weitgehend automatisierten Prozessen gehe es darum, aus dem komplett in kleine Suchfelder eingeteilten Himmel neue Objekte zu finden. Allerdings lässt sich heute mit Einzelaufnahmen nicht die nötige tiefe Grenzgröße erreichen. Deshalb arbeitet Matthias Busch heute mit gestackten Bildern, die eine Grenzgröße von gegen 21 mag ermöglichen. Als Beispiel zeigte er dann ein Bildpaket vom 14. Februar 2009, das acht bekannte und nicht weniger als drei neue Asteroiden mit Helligkeiten von 19,9 bis 20,4 mag enthielt. Bis heute konnten mit dieser verbesserten Suchtechnik 13 neue Heppenheimer gefunden werden.
Ehrgeizige Pläne mit GAIA Mit seinem Referat ,,Die dreidimensionale Vermessung der Milchstraße mit GAIA" bot Dr. Stefan Jordan vom Astronomischen Recheninstitut Heidelberg Einblick in ein ehrgeiziges AstrometrieProjekt der Superlative. Gegenüber Hipparcos wird eine massive Verbesserung der Messgenauigkeit erwartet. Der etwa 1,4 Tonnen schwere Satellit ist mit zwei sehr langbrennweitigen Teleskopen und einer aus 106 Einzelmodulen zusammengesetzten Super-CCD-Kamera ausgerüstet. Er wird im L2-Punkt in 1,5 Mio. km Distanz auf der sonnenabgewandten Sei-
te platziert und kann von dort aus bis zu 45 Grad an die Sonne heran beobachten. Die erwünschte hohe Genauigkeit, aber auch die enormen Datenmengen bilden für das Team große Herausforderungen. Entsprechend hoch sind aber auch die Erwartungen. Der Zeitplan sieht die ersten Messungen ab März 2012 vor, die bis 2017 dauern sollen. Mit der Veröffentlichung der Ergebnisse wird ab etwa 2020 gerechnet.
Kompakte Computertechnik Mit einem sehr technischen Referat startete Sven Güdel in den Sonntagmorgen. Unter dem Titel ,,Der Astrocluster" zeigte der Referent anhand von zahlreichen praktischen Erfahrungen, wie sich Computer mit sehr unterschiedlichen astronomischen Aufgaben kompakt in einem einzigen Gehäuse unterbringen lassen.
Optischer Riese in Österreich Der österreichische Sternfreund Richard Gierlinger pflegt im Abstand von wenigen Jahren mit immer noch größeren, noch besseren und noch leistungsfähigeren Instrumenten auf seiner Station B21 aufzuwarten. Auf den Tag genau drei Jahre nach dem Einbau eines 600 mm Teleskops leistete er sich jetzt ein neu erbautes 700 mm Teleskop mit aufgesetztem 150 mm f/15 Refraktor. Der Tubus ist volle vier Meter lang und der etwa 170 kg schwere Spiegel in einer raffinierten Zelle mit 27 axialen und 21 radialen Punkten gelagert. Erwähnenswert sind außerdem die neuen Winkelgeber von Heidenhein, die mit Interpolation in den Genauigkeitsbereich von gerade mal
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noch zwei Hundertstel Bogensekunden vorstoßen. Aber Gierlinger wies bei allem Stolz über sein neues Instrument doch auch darauf hin, dass mit zunehmender Instrumentengröße auch die Probleme unverhältnismäßig wachsen.
Zwar nur klein, aber wenigstens mein ... Einen hübschen Kontrast zur österreichischen Superanlage bot dann Jürgen Linder mit seinem sehr einfach, aber zweckmässig gebauten Corner Observatory B50 in Durmersheim. Streng genommen
ist es ein Doppelobservatorium, in dem die eine Observatoriumshälfte mit einem Instrument im Dachgeschoss und in einer Ecke des Gartens untergebracht ist.
Herschel und Planck unterwegs zum Einsatz Den bunten Vortragsreigen schloss dann Rainer Kresken ab mit einem spontan eingeschobenen Vortrag über die Forschungssonden Herschel und Planck. Herschel ist ein IR-Teleskop, welches das relativ kühle Universum beobachten soll, während Planck als Nachfolger
von COBE die kosmische MikrowellenHintergrundstrahlung untersucht. Beide Geräte arbeiten mit flüssigem Helium, deren Vorrat für gut zwei Jahre ausreicht. Tragstruktur ,,Sylda".
Und auf ein Neues ... Die nächste, die 13. Kleinplanetentagung findet vom 4. bis 6. Juni 2010 wieder in der Volkssternwarte und Zeiss-Planetarium Drebach statt. Alle Interessenten sind schon jetzt herzlich eingeladen.
Helle Kometen des Jahres 2010
von Maik Meyer
1 Ernst Wilhelm Leberecht Tempel
(1821-1889) im Jahre 1868 an der Marseiller Sternwarte
Das Jahr 2010 bietet endlich wieder einmal einen periodischen Kometen, der aufgrund seiner Erdnähe durchaus knapp
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mit bloßem Auge gesehen werden kann. Zusätzlich könnten vier weitere Schweifsterne lohnenswerte Objekte für den Feldstecher oder kleine bis mittlere Teleskope werden. Die folgende Planungsvorschau behandelt die zum Zeitpunkt der Verfassung (Mitte 2009) bekannten kurz- und langperiodischen Kometen, welche im Jahr 2010 mindestens heller als etwa 10 mag werden dürften und von Mitteleuropa aus beobachtbar sind. Diese Kometen sind in Tabelle 1 aufgeführt. Die zu Grunde gelegten Helligkeiten stellen nur Schätzwerte dar und können häufig um ein bis zwei Größenklassen nach oben oder unten abweichen. Besonders kurzperiodische Kometen zeigen nicht selten Helligkeitsausbrüche, so dass auch nominell schwächere Objekte Überraschungen bieten können. Dynamisch neue Kometen neigen oft zu Helligkeitseinbrüchen, was dazu führt, dass die vorhergesagten Helligkeitswerte verfehlt werden. Bei den Bahnelementen ist zu beachten, dass diese einer stetigen Änderung unterworfen sind, was besonders für die Beobachtung schwacher Objekte wichtig ist. Die aktuellsten Informationen über die Kometen sind über die Homepage der Fachgruppe Kometen im World Wide Web unter http://kometen. fg-vds.de abrufbar. Beobachter noch schwächerer Kometen können Positionen und Bahnelemente einer Vielzahl weiterer Objekte beim CBAT unter http://cfa-www.harvard.edu/ iau/Ephemerides/Comets/index.html ab-
rufen. Diese Kometen sollten auf keinen Fall vernachlässigt werden; insbesondere die Photometrie und Astrometrie stehen hierbei im Vordergrund und nicht selten sind unter diesen Kometen Objekte, welche interessante Eigenheiten aufweisen (Ausbrüche, anomale Lichtkurven, usw.). Über helle, nach Redaktionsschluss entdeckte Kometen kann man sich ebenfalls auf der Homepage der FG Kometen informieren.
Die Kometen in der Einzeldarstellung Der Komet C/2007 Q3 (Siding Spring) wurde durch Donna M. Burton als 17,5 mag helles und sternförmiges Objekt am 25.8.2007 im Rahmen des Siding Spring Survey (Australien) entdeckt und als Asteroid gemeldet. Folgebeobachtungen wiesen dann jedoch eine Koma nach und die Bahnbestimmung zeigte, dass es sich um einen langperiodischen Kometen handelt, der erst im Oktober 2009 durch das Perihel laufen würde. Die Vorhersage der Helligkeit zum Zeitpunkt der größten Erdnähe gestaltet sich derzeit sehr schwierig. Visuelle Beobachtungen im Frühjahr 2009 wiesen Helligkeiten zwischen 9 und 11 Größenklassen aus, was aufgrund der bisherigen Entwicklung darauf schließen lässt, dass der Komet eine Maximalhelligkeit von 8 bis 10 Größenklassen erreichen wird. Das Helligkeitsmaximum wird im Dezember 2009 / Januar 2010 erreicht. Im Januar steht C/2007 Q3 als Morgenhimmelobjekt in 65 Grad Höhe und wird bis Ende Februar
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2 Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Kometen des Jahres 2010. Höhe und Azimut sind in 3-Tages-Abständen für einen Ort
auf 50 Grad N bei einer Sonnendepression von 15 Grad angegeben.
Zenithöhe erreichen. Im Laufe der ersten Jahreshälfte verliert der Komet nur langsam an Höhe und wandert langsam in den mitternächtlichen Himmel. Wie lange der Komet in kleinen Teleskopen sichtbar sein wird, ist unsicher; im Extremfall durchaus bis Ende Mai.
Der kurzperiodische Komet 81P/Wild wurde am 6.1.1978 durch Paul Wild mit der 40/60 cm Schmidtkamera auf der Zimmerwald Station des Astronomischen Instituts der Universtät Bern als 13,5 mag helles Objekt entdeckt. Der Komet befand sich davor auf einer Bahn mit 40 Jahren Umlaufszeit und einer Periheldistanz von etwa 5 AE. Bei dieser Sichtbarkeit erreichte er eine Maximalhelligkeit von etwa 10,5 mag, und bei der von 1997 sogar 10 mag. Die Erscheinung von 2010 ist durchaus als optimal zu bezeichnen. Mit Beginn des Jahres 2010 dürfte der Komet bereits heller als 10 mag sein und sich in etwa 40 Grad Höhe am Morgenhimmel befinden. Bis in den März steigt die Helligkeit weiter an, wobei das Maximum im März mit etwa 8,5 mag erreicht werden dürfte. Anfang April durchläuft er seine Erdnähe mit 0,67 AE, was einen ausgedehnt
erscheinenden und diffusen Kometen erwarten lässt, welcher erst bei dunklem Himmel seine wahre Größe zeigt. In den folgenden Wochen bewegt 81P sich kontinuierlich gen Süden. Ab Juni sollte die Helligkeit wieder unter 10 mag gefallen sein, wobei der Komet dann am Abendhimmel in Höhen von etwa 30 Grad zu finden ist. Ein weiterer unsicherer Kandidat - jedenfalls zum Zeitpunkt der Verfassung dieser Vorschau - ist der
Komet C/2009 K5 (McNaught) Entdeckt durch Robert H. McNaught am 27.05.2009 im Rahmen des Siding Spring Survey, wurde schnell klar, dass der Komet sein Perihel erst Ende April 2010 in einer Entfernung von 1,42 AE durchlaufen wird. Da derzeit noch keine visuellen Beobachtungen vorliegen, kann die Maximalhelligkeit nur grob abgeschätzt werden. Plausibel erscheinen Werte zwischen 8 bis 10 Größenklassen. In der optimistischen Variante könnte der Komet bereits im März die 10 mag Schwelle überschreiten, wobei er dabei am Morgenhimmel in Höhen um 30 Grad aufzufinden sein wird. Mitte April - mittlerweile zirkumpolar - wird dann das Helligkeits-
maximum erreicht, zu diesem Zeitpunkt wird der Komet auch seine maximale Höhe von 60 Grad am Morgenhimmel aufweisen. Im Juni sollte er dann wieder schwächer als 10 mag geworden sein. Es empfiehlt sich in jedem Fall ein Blick auf die Homepage der FG Kometen, um sich über das aktuelle Verhalten des Kometen zu informieren.
Der Komet 10P/Tempel erlebt seine 23. beobachtete Wiederkehr. Ernst Wilhelm Leberecht Tempel entdeckte den Kometen am 4.7.1873 am Brera Observatorium (Mailand, Italien) als ein ca. 9 mag helles Objekt. Der Komet weist eine charakteristische Lichtkurve auf, welche durch einen schnellen Anstieg vor dem Perihel und einen langsameren Abstieg nach dem Perihel gekennzeichnet ist. 2010 wird der Komet im Zeitraum der größten Sonnennähe nur tief über dem Horizont zu finden sein. Erst nach dem Perihel gewinnt der Komet immer mehr an Höhe und wird ab Mitte Juli mit ca. 9 mag am Morgenhimmel beobachtbar. Bereits ab August wird 10P/ Tempel wieder schwächer und wird im September wieder unter 10 mag fallen.
VdS-Journal Nr. 32
100 Kometen
3 103P/Hartley, Entdeckungsaufnahme vom 15.03.1986 durch M. Hartley mit
dem UK Schmidt Teleskop auf Siding Spring (Australien). Durch die lange Belichtungszeit von 75 Minuten erscheint der Komet als Strichspur. copyright 1993-5 by the Anglo-Australian Observatory Board.
Während dieses Zeitraumes ist der Komet optimal nie höher als ca. 25 Grad platziert. In der zweiten Augusthälfte erreicht er seine Erdnähe mit etwa 0,65 AE, was auch hier dunklen Himmel erfordert, um die wahrscheinlich diffuse und ausgedehnte Koma voll zu erkennen.
Die Wiederkehr des Kometen 103P/ Hartley ist der bis jetzt unbestrittene kometarische Höhepunkt des Jahres. Entdeckt wurde er am 15.3.1986 durch Malcolm Hartley mit dem UK Schmidt-Teleskop auf Siding Spring. Es zeigte sich, dass der Komet vier Jahre zuvor durch Jupiter auf die neue Bahn umgelenkt wurde. Die Wiederentdeckung in Jahre 1991 geschah visuell durch Timur V. Kryachko, der den Kometen bei einer Helligkeit von 10 bis 11 Größenklassen auffinden konnte. Die diesjährige Wiederkehr ist optimal. So
wird der Komet fast genau zum Zeitpunkt des Perihels der Erde bis auf 0,12 AE nahe kommen. Bereits im August sollte der Komet 10 mag oder heller sein und sich dabei in ca. 70 Grad Höhe am mitternächtlichen Himmel befinden. Ende September ist er mitternächtens im Zenit auffindbar, dann bereits 6 bis 7 Größenklassen hell. Ende Oktober, zur Zeit der Erdnähe und der größten Helligkeit mit vielleicht 4,5 mag ist er am Morgenhimmel in Höhen von 70 Grad bis 80 Grad zu finden. Es ist zu erwarten, dass der Komet sehr ausgedehnt erscheint und auch hier sollte ein dunkler Himmel einen großartigen Eindruck des Kometen unterstützen. Sich südwärts bewegend wird der Komet im November und Dezember schnell schwächer und sollte zum Jahresende 20 Grad über dem Morgenhimmelhorizont ca. 9 mag aufweisen. In Tabelle 2 ist zur Beobachtungsplanung eine Ephemeride angege-
ben. Die Deep-Impact-Sonde der NASA wurde nach der erfolgreichen Mission zum Kometen 9P/Tempel umgeleitet und wird 103P/Hartley unter dem Missionsnamen EPOXI am 04.11.2010 auf etwa 750 km nahe kommen.
Fazit 2010 ist aus jetziger Sicht bereits ein sehr spannendes Jahr. Neuentdeckungen sollten für weitere lohnenswerte Ziele für den Liebhaber hellerer Kometen sorgen. Helligkeitsausbrüche bekannter und nominell schwächerer Kometen sind ebenfalls möglich, wie 17P/Holmes zuletzt eindrucksvoll bewiesen hat. Visuelle und CCD-Photometrie der Kometen bleibt weiterhin ein wichtiges und aufgrund der Menge an Objekten lohnendes Betätigungsfeld für Amateure, die auch wissenschaftlich sinnvolle Arbeit leisten wollen. Auch negative Beobachtungen sind nützlich. Die Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen und wertet diese aus. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der Fachgruppe erhält der interessierte Beobachter gegen 1,44 E in Briefmarken unter der Adresse: VdS-Fachgruppe Kometen, c/o Uwe Pilz, Pöppigstr. 35, D-04349 Leipzig, sowie auf der oben genannten Homepage der Fachgruppe Kometen.
Literaturhinweise [1] J.D. Shanklin: ,,BAA Comet
Section Homepage", http://ast.cam. ac.uk/~jds [2] G.W. Kronk: ,,Cometography 1-4", Cambridge Univ. Press. [3] G.W. Kronk, M. Meyer, 2009: ,,Cometography 5-6", Manuskript [4] M. Meyer: ,,Catalogue of Comet Discoveries", über den Autor [5] D.W.E. Green, S. Nakano: "ICQ Comet Handbook" [6] S. Yoshida: http://aerith.net
Angaben zu den helleren Kometen des Jahres 2010.
Bezeichnung C/2007 Q3 (Siding Spring) 81P/Wild C/2009 K5 (McNaught) 10P/Tempel 103P/Hartley
Periheldatum 2009-10-07,27 2010-02-22,72 2010-04-30,07 2010-07-04,91 2010-10-28,24
q
U
2,25
-
mmax 8-10
1,60
6,42
8,5
1,42
-
8-10
1,42
5,37
9
1,06
6,47
4,5
Monatmax Januar März April Juli Oktober
S Jan-Mär Jan-Mai Mär-Mai Jul-Sep Aug-Dez
q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit 2010 in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit 2010, S = Sichtbarkeitszeitraum 2010 bei 10 mag oder heller.
VdS-Journal Nr. 32
Kometen 101
Ephemeride des Kometen 103P/Hartley.
Datum
r
d
h min
Grad `
AE
AE
2010 08 01
22 25,7
+23 30
1,57
0,70
2010 08 05
22 28,3
+25 09
1,53
0,66
2010 08 10
22 31,5
+27 18
1,49
0,60
2010 08 15
22 34,7
+29 31
1,45
0,55
2010 08 20
22 38,1
+31 49
1,41
0,50
2010 08 25
22 41,9
+34 11
1,37
0,45
2010 08 30
22 46,4
+36 38
1,33
0,41
2010 09 05
22 53,5
+39 43
1,28
0,36
2010 09 10
23 01,5
+42 25
1,25
0,32
2010 09 15
23 12,8
+45 16
1,21
0,29
2010 09 20
23 29,1
+48 15
1,18
0,25
2010 09 25
23 53,3
+51 20
1,15
0,22
2010 09 30
00 30,3
+54 17
1,13
0,19
2010 10 05
01 26,2
+56 20
1,11
0,16
2010 10 10
02 43,4
+55 52
1,09
0,14
2010 10 15
04 08,5
+50 49
1,07
0,13
2010 10 20
05 19,5
+40 55
1,06
0,12
2010 10 25
06 09,0
+28 42
1,06
0,12
2010 10 30
06 41,7
+17 08
1,06
0,14
2010 11 05
07 06,5
+06 02
1,06
0,16
2010 11 10
07 19,7
-00 51
1,07
0,18
2010 11 15
07 28,3
-06 02
1,09
0,20
2010 11 20
07 33,6
-09 57
1,10
0,23
2010 11 25
07 36,3
-12 52
1,13
0,26
2010 11 30
07 36,9
-15 01
1,15
0,28
2010 12 05
07 35,9
-16 32
1,18
0,31
2010 12 10
07 33,7
-17 31
1,21
0,33
2010 12 15
07 30,4
-18 00
1,24
0,36
2010 12 20
07 26,4
-18 05
1,28
0,39
2010 12 25
07 22,2
-17 47
1,32
0,42
2010 12 30
07 17,8
-17 09
1,35
0,45
m mag
topt
h
hh:mm
Grad
11,3
01:48
63
10,9
01:35
65
10,5
01:18
67
10,1
01:02
69
9,7
00:45
71
9,3
00:29
74
8,9
00:14
76
8,3
23:58
79
7,9
23:46
82
7,4
23:37
85
6,9
23:34
88
6,5
23:38
88
6,0
23:56
85
5,5
00:32
83
5,1
01:29
84
4,8
02:35
89
4,6
03:26
80
4,6
03:56
68
4,8
04:09
57
5,2
04:10
46
5,5
04:04
39
5,9
03:52
33
6,2
03:38
30
6,6
03:21
27
7,0
03:02
24
7,4
02:41
23
7,7
02:19
22
8,1
01:56
21
8,5
01:33
21
8,8
01:09
22
9,2
00:44
22
/ = Rektaszension / Deklination (2000.0), r = Sonnendistanz, d = Erddistanz, m = visuelle Helligkeit, topt = optimale Beobachtungszeit (MEZ), h = Höhe bei topt
Nachtrag: Komet 144P/Kushida und Kleinplanet (3629) Lebedinskij
von Michael Hauss
Im Journal für Astronomie III/2009 berichtet Carsten Moos [1] in sehr ansprechender Weise über die Beobachtung der nahen Begegnung zwischen dem Kometen 144P/Kushida und dem Kleinplaneten (3629) Lebedinskij. Da ich als Mitglied der Fachgruppe Kometen der VdS recht häufig Kometen fotografiere, durchsuchte ich daraufhin gespannt mein Bilderarchiv und fand eine Aufnah-
me des Kometen 144P/Kushida, die ich am 25.12.2008 fast zeitgleich mit Carsten Moos aufgenommen hatte.
Reichte meine erreichte Grenzgröße aus, um den Kleinplaneten (3629) Lebedinskij selbst abgelichtet zu haben? Die Antwort war ,,ja"! Ich war begeistert, denn von der engen Begegnung dieser beiden Himmelskörper wusste ich vorher nichts.
Doch als ich die Position des Kleinplaneten mit Cartes du Ciel [2] berechnete, war dessen Position ca. 3,0 Bogenminuten von der von Carsten Moos angegebenen Position entfernt!
Das empfand ich als zu viel und ich vergewisserte mich - wie ich es mir bei der Identifikation von Himmelskörpern grundsätzlich angewöhnt habe - im
VdS-Journal Nr. 32
102 Kometen
1 Die Aufnahme ent-
stand mit einem Meade 8 Zoll LX90 mit Fokalreduktor f/6,3 und einer Sony A700 als Überlagerung von 4 Einzelbildern mit jeweils 30 Sekunden Belichtungszeit bei ISO 3200 am 25.12.2008 22:41 UT in Liederbach am Taunus.
Digitized Sky Survey (DSS) [3] oder [4] und erkannte schnell, dass der Kleinplanet (3629) Lebedinskij bei der in Cartes du Ciel angegebenen Position sowohl auf der Fotografie von Carsten Moos als auch auf meiner eigenen Aufnahme zu finden war. Diese Position stimmt aber nicht mit der markierten Position in [1] überein, an dessen Stelle sich tatsächlich der Stern ,,E_USNOA U1050_00908080" (Rektasz. 03h 23m 30,48s, Dekl. +16 Grad 09' 14,6'') befindet.
Eine Helligkeitsbestimmung des Kleinplaneten mit dem sehr hilfreichen Programm IRIS [5] ergab eine gemessene Helligkeit von 15,95 mag, was auch der Angabe in Cartes du Ciel mit 15,9 mag entsprach. Diese spannende Entdeckungsreise machte mir aus mehrfacher Hinsicht viel Spaß:
1. Ich hatte Dank des einmal mehr sehr (!) praxisorientierten Artikels im VdS-Journal unerwartet eine schöne Begegnung zweier Himmelskörper fotografiert!
2. Ich konnte das Programm IRIS, welches ich seit einiger Zeit für die Helligkeitsschätzung von schwachen und nahezu punktförmigen Kometen mit gutem Erfolg nutze, nochmals erfolgreich testen.
3. Und schließlich handelt es sich hier um ein exzellentes Beispiel dafür, dass
VdS-Journal Nr. 32
bei der Identifikation von schwachen Objekten sehr sorgfältig vorgegangen werden muss!
Die Sensibilisierung für den letzten Punkt liegt mir sehr am Herzen, da dies zum täglichen Handwerkszeug für unser aller Hobby gehört! Auch ich stürze mich stets mit Begeisterung auf meine neuen Fotos von lichtschwachen Kometen. Erst versuche ich, die spannenden Himmelskörper schon ohne Cartes du Ciel zu identifizieren. Mit Cartes du Ciel vergleiche ich dann im zweiten Schritt meine Aufnahme, wenn erforderlich auch unter Einbindung der USNO-Sterne als OnlineFunktion des hervorragenden (!) Sternprogramms. Nach dem stets sehr sorgfältig durchgeführten Vergleich meiner Aufnahme mit der Sternkarte kann ich das Objekt meiner Begierde meist schon ,,fast sicher" identifizieren. Doch dann kommt immer der abschließende ,,Qualitätscheck", indem ich mir die Himmelsgegend aus dem ,,ESO Online Digitized Sky Survey" [3] oder aus ,,The STScI Digitized Sky Survey" [4] herunterlade und sorgfältig mit meiner Aufnahme vergleiche. Erst wenn diese Schritte von eindeutigem Erfolg gekrönt sind, gehe ich an die Auswertung der Aufnahmen. Bei sehr schwachen Objekten füge ich zur Identifikation auch schon mal einen Ausschnitt des DSS in mein Foto ein, damit anderen Lesern die Identifikation
leichter fällt (wie etwa im beigefügten Foto...). Gelegentlich steht ein schwacher Komet auch einmal so nah an einem schwachen Stern, dass die Aufnahme für weitere Auswertungen oder gar für eine eindeutige Identifizierung unbrauchbar ist - dann heißt es eben: Pech gehabt. Übrigens sind auf der Homepage der Fachgruppe Kometen der VdS insgesamt zwei Aufnahmen des Kometen 144P/ Kushida [6] zu finden, die am Abend des 25.12.2008 aufgenommen wurden - zusammen mit dem Kleinplaneten (3629) Lebedinskij.
Literaturhinweise: [1] C. Moos, 2009: ,,Komet 144 P/
Kushida trifft Kleinplanet (3629) Lebedinskij neben PGC 12717", VdS Journal für Astronomie 30, 81 [2] Cartes du Ciel: http://www.stargazing.net/astropc/ [3] ESO Online Digitized Sky Survey: http://archive.eso.org/dss/dss [4] The STScI Digitized Sky Survey: http://archive.stsci.edu/cgi-bin/ dss_form [5] IRIS: http://www.astrosurf.com/ buil/us/iris/iris.htm [6] Fachgruppe Kometen der VdS, 2009: ,,Komet 144P/Kushida", http://kometen.fgvds.de/pix/144P. htm
Kometen 103
DeepSkyStacker - ein Programm für Kometenfotografen
von Stefan Beck
Die normale Astrofotografie ist für sich bereits ein anspruchsvolles Arbeitsgebiet in der Astronomie. Doch eines ist immer klar: Das Objekt ist immer mal wieder am Himmel zu beobachten und bewegt sich nicht relativ zu den Sternen. Anders ist dies bei den Kometen. Nicht nur, dass Kometen oftmals plötzlich am Himmel auftauchen, respektive entdeckt werden und nur einige Zeit beobachtbar sind, Kometen bewegen sich auch relativ zu den Sternen, was die Fotografen vor eine zusätzliche Herausforderung stellt. Wird der Komet oder werden die Sterne scharf abgebildet? In Zeiten von CCD und digitalen Spiegelreflexkameras ist die Kometenfotografie aber trotzdem noch ein schwieriges Unterfangen. Es können zwar nahezu beliebig viele kurz belichtete Aufnahmen gemacht werden und später am Computer per Software überlagert werden, bedingt
durch die Bewegung des Kometen ergibt dies dann ein Bild mit dem Kometen und mehr oder weniger langen Sternstrichspuren. Dies sind die realen Bilder, da sich der Komet während der Aufnahme bewegt hat. Beim Vergleich der selbst gemachten Kometenbilder mit Bildern anderer Kometenfotografen bemerkt man dann, dass da was nicht stimmen kann. Die eigenen Bilder zeigen die Sternstrichspuren, während andere Bilder den Kometen mit punktförmigen Sternen zeigen. Besonders bei hellen Kometen kann man dies feststellen, wenn viele Amateure den gleichen Kometen aufnehmen. Irgendwas stimmt doch da nicht, besonders wenn die angegebenen Belichtungszeiten zum Teil mehr als 30 Minuten betragen. Da muss sich der Komet doch bewegt haben! Wie kann es denn dann sein, dass es Bilder gibt, wo der Komet und die Sterne
punktförmig abgebildet sind? Nun, die digitale Bildverarbeitung macht es möglich. Bislang war dies allerdings ein langwieriger Prozess, der nicht immer zu guten Ergebnissen geführt hat. Inzwischen gibt es aber ein Programm, das die Bildverarbeitung für diesen Zweck sehr vereinfacht. Das Programm DeepSkyStacker ist eigentlich für das Aufaddieren (Stacken) von Deep-Sky-Bildern gedacht. Es hat aber einen speziellen Kometen-Stacking-Modus, der es erlaubt, die gemachten Bilder auf den Kometen zu addieren und trotzdem punktförmige Sterne zeigt. Erfreulicherweise ist dazu dank DeepSkyStacker nicht viel zu tun. Die kalibrierten Rohbilder (Dunkelbildund Flatfieldkorrektur vorausgesetzt) werden in DeepSkyStacker geladen, der Kometenmodus für das Stacken ausgewählt und in jedem Bild der Komet markiert, da das Programm den Kometen
1 Komet C/2007 N3 (LULIN) am 28.02.2009, 22:50 - 23:01 UT, Objektiv 1:4 / 135 mm Zeiss Sonnar und Kamera Canon
300D, 5 x 2 Minuten bei ISO 1.600, links herkömmliche Bildüberlagerung, rechts mit DeepSkyStacker, Aufnahme Stefan Beck.
VdS-Journal Nr. 32
104
Spektroskopie
2 Komet C/2006 VZ13 (LINEAR) am 14.07.2007, 21:45 - 21:50 UT, Teleskop 200 mm / 800 mm Newton und Kamera Canon
300D, 5 x 1 Minute bei ISO 800, links herkömmliche Bildüberlagerung, rechts mit DeepSkyStacker, Aufnahme Stefan Beck.
nicht selbständig erkennt. Sobald dies gemacht ist, wird der Stackingvorgang gestartet und das fertig gestackte und überlagerte Bild kommt heraus. Der Komet und die Sterne zeigen sich punktförmig, was aufgrund der Eigenbewegung
des Kometen eigentlich nicht sein kann. Also aufgepasst bei den schönen Kometenbildern. Nicht immer sind diese wissenschaftlich korrekt abgebildet, aber trotzdem schön anzusehen.
Literaturhinweise [1] Quelle: http://deepskystacker.free.fr/
german/index.html
Was für ein Typ ist denn das?
- Stellare Ermittlungen mit dem Staranalyzer
von Roland Bähr
Während meines bisherigen Wirkens als Amateurastronom - ich hatte mich bislang mehr oder weniger erfolgreich mit der Ablichtung verschiedenster Himmelsobjekte versucht - stand immer auch die Absicht im Hintergrund, die Methoden der professionellen Astronomen im Kleinen nachzuvollziehen. Eine Schlüsselrolle dabei dürfte wohl der Spektroskopie zukommen, übermitteln uns doch die Sterne sämtliche Botschaften ausschließlich über ihre Strahlung. Welch faszinierende Vorstellung, aus einem fast infinitesi-
VdS-Journal Nr. 32
malen Lichtpunkt am Himmel nahezu die gesamte Information über das physikalische Sein und Werden eines Sterns herauszulesen, ähnlich dem Biochemiker, der aus einer mikroskopischen DNS den gesamten Aufbau eines Organismus abzuleiten versucht. Dies praktisch nachzuvollziehen wäre eine lohnende Herausforderung. Aber mit welchem Aufwand? - Kostspielige Ausrüstungen, penibles Einstellen und Kalibrieren, aufwendige Auswertungen der aufgenommenen Spektren mit kom-
plizierten Methoden usw. Wenn man sich auf die Spektroskopie einlassen will - dann geht das wohl nur unter vollem Einsatz.
Der erste Schritt Zumindest so etwas Ähnliches dachte ich zunächst - zumindest bis zum Artikel von Robin Leadbeater im VdS-Journal [1]. Einfach ein Transmissionsgitter vor den Chip einer CCD-Kamera geschraubt, das Ganze in den Okularauszug gesteckt und die Sternspektren sind da. Man soll
Spektroskopie 105
sogar Spektrallinien der Sterne erkennen können! Der gesamte SpektroskopieAlptraum würde sich durch ein 30 mm durchmessendes Glasplättchen in Nichts auflösen! Natürlich ist das nur ein kleiner Schritt gemessen an den Möglichkeiten und Fragestellungen der mittel und hoch auflösenden Spektroskopie. Aber es geht ja erst einmal darum, eigene Erfahrungen zu sammeln, um eine konkretere Vorstellung von der ganzen Geschichte zu erhalten.
Das musste natürlich gleich ausprobiert werden! Nach einigen Wochen Warten auf das bestellte Gitter und nach einigen günstigen Nächten (man kann ja dafür sogar Vollmondnächte nutzen) hatte ich bereits eine Anzahl Spektren aufgenommen und die folgenden ersten Auswertungen durchgeführt.
Die Aufnahmetechnik Die verwendete Optik ist ein 8 Zoll f/5 Newton auf einer parallaktischen Montierung mit Nachführung (H-EQ5). Als Kamera dient eine DSI-Pro mit einem 6 x 5 mm2 großen SW-CCD-Chip (640 Pixel x 480 Pixel). Das Transmissionsgitter (,,Staranalyzer" mit 100 Linen pro mm) wird direkt in das Filtergewinde der Kamera geschraubt und in den Okularauszug gesteckt. Die Linien bei diesem Gitter weisen eine spezielle Form auf, wodurch die Hauptintensität des gebeugten Lichts auf ein Spektrum der ersten Ordnung gelenkt wird (Blaze-Gitter). Mit dieser Anordnung hat auf dem Kamera-Chip sowohl das Originalbild des Sterns (0. Ordnung) als auch ein streifenförmiges Spektrum (1. Ordnung) Platz. Dies erleichtert sowohl die Zuordnung des Spektrums zum jeweiligen Stern (wichtig z. B. bei der Aufnahme von
1 Sternfeld in M 36 mit Spektren
Sternfeldern - vgl. Abb. 1) als auch die spätere Wellenlängenkalibrierung. Um eine später erforderliche Bilddrehung mit einem Bildbearbeitungsprogramm zu vermeiden (dabei können Artefakte entstehen) sollten das Gitter und der CCDChip so ausgerichtet sein, dass das Spektrum parallel zu den Zeilen des Chips fällt. Das Rauschen auf den Einzelbildern kann durch die Aufnahme mehrerer Bilder (20-100 Aufnahmen) und anschließender Addition mit einem geeigneten Computerprogramm (z. B. Giotto, Fitswork, IRIS) minimiert werden. Mit dieser Ausrüstung und Methode lassen sich Spektren von Sternen bis größer
als 10 mag aufnehmen und auswerten. Die Belichtungszeiten der Einzelaufnahmen liegen dabei je nach Helligkeit der Sterne zwischen 0,001s und 10s.
Die Bildauswertung Die Abbildung 1 zeigt beispielhaft ein Sternfeld (M 36), aufgenommen mit dem Staranalyzer im Strahlengang. Die streifenförmigen Spektren in der rechten Bildhälfte gehören jeweils zu den Sternen der linken Bildhälfte. Auswertbare Spektren in diesem Bild liefern Sterne mit Helligkeiten von ca. 9 bis 11 mag. Die hellen, heißen Sterne vom Spektraltyp B weisen ausgeprägte Wasserstoff-Absorp-
2 Spektrum von Sirius 3 Gespreiztes Spektrum von Sirius
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106
Spektroskopie
VdS-Journal Nr. 32
Spektroskopie 107
tionslinien in ihren Spektren auf. Diese zeichnen sich bereits in der Abbildung 1 ab und können durch das im Folgenden beschriebene Verfahren deutlicher herausgearbeitet werden.
Zur Extraktion eines Spektrums wird ein Stern zusammen mit seinem Streifenspektrum aus dem Bild ausgeschnitten (vgl. die Abbildung 2 am Beispiel Sirius) und auf eine Bildhöhe von 1 Pixel komprimiert. Dies entspricht einer Mittelung über die Pixel senkrecht zum Spektralfaden.
Dadurch erhält man ein einzeiliges Spektrum, in dem sämtliche spektrale Informationen enthalten ist und welches weiter ausgewertet werden kann. Für das bloße Auge ist außer einer dünnen Linie jedoch kaum etwas erkennbar.
Die weitere Bearbeitung ist abhängig von der Fragestellung, für die man das Spektrum verwenden will. Meine Absicht war es, streifenförmige Sternspektren zu erzeugen, wie man sie beispielsweise aus Astronomie-Büchern kennt. Dabei ging es mir in erster Linie darum, die Hauptspektrallinien deutlich genug darzustellen, so dass das Spektrum einem Spektraltyp zugeordnet werden kann. Deshalb wird das Spektrum wieder auf eine geeignete Breite auseinander gezogen (Abb. 3). In dieser Darstellung sind nun die Spektrallinien deutlich sichtbar. Der helle Strich am linken Rand in der Abbildung 3 repräsentiert das ungebeugte Bild des Sterns (0. Ordnung). Um die Erkennbarkeit der Spektrallinien zu verbessern, habe ich die Spektren in einigen Fällen leicht geschärft und Helligkeit und Kontrast der verschiedenen Spektren soweit möglich angepasst.
Damit sollte es auch ungeübten Spektronovizen möglich sein, leicht die Gemeinsamkeiten und Unterschiede der Spektraltypen zu erkennen und unbekannte Spektren entsprechend zuzuordnen. Allerdings muss bei dieser Art der Bildbearbeitung beachtet werden, dass durch die Schärfung die Form und die Intensität der Linien verfälscht werden sowie möglicherweise neue Linien als Artefakte auftauchen können. Deshalb sind derart
4 Sternspektren im Vergleich
5 Beispiele für Nebelspektren
behandelte Spektren für weitergehende quantitative Auswertungen ungeeignet.
Die Ergebnisse I: Sternspektren Nach so viel Pixelgymnastik stellt sich die Frage, ob und wie gut man mit den erzeugten Spektren tatsächlich die verschiedenen Spektraltypen unterscheiden kann. Für diesen Vergleich habe ich eine Anzahl heller Sterne aufgenommen, um die Spektraltyppalette möglichst breit abzubilden. Die Spektren sind in der Abbildung 4 entsprechend ihren Spektraltypen B bis M von oben nach unten sortiert.
Da es in diesem Bericht um die ersten Erfahrungen und das Ausloten von Einsatzmöglichkeiten eines TransmissionsBlaze-Gitters geht, werde ich mich im Folgenden auf allgemeine Anmerkungen zu den Spektren beschränken und keine spezifischen Linien in den Sternspektren diskutieren.
Neben den ,,echten" Absorptionslinien der Sterne, die durch die physikalischen Vorgänge im Bereich ihrer sichtbaren Oberflächen verursacht werden, sind in den Spektren weitere dunkle Strukturen
erkennbar. Diese entstehen zum einen durch die unterschiedliche spektrale Empfindlichkeit des CCD-Chips (z. B. grüne Pfeile am oberen Rand in der Abbildung 4) und zum anderen durch Absorption von Wasserdampf und Sauerstoff beim Durchgang durch die irdische Atmosphäre (blaue Pfeile - insbesondere bei 760 nm). Solche Linien oder Banden treten in allen Spektren auf, sofern sie nicht durch ,,echte" Spektrallinien überdeckt oder bei der Bearbeitung korrigiert werden.
Trotz dieser Einschränkungen zeigen die Spektraltypen in der Abbildung 4 ihre charakteristischen Linienstrukturen. Damit dürfte eine erste Zuordnung eines unbekannten Sternspektrums zu einer Spektralklassen B bis M in den meisten Fällen möglich sein. Darüber hinaus bestehen überraschend gute Übereinstimmungen der Linien in Spektren gleicher oder benachbarter Spektraltypen. Ein Indiz dafür, dass zufällige Linienartefakte die wesentlichen Merkmale der Spektren nur gering verfälschen. Bei den kühlen Sternen der Klasse M liegt das Intensitätsmaximum der Strahlung oberhalb von 700 nm und damit außer-
VdS-Journal Nr. 32
108
Sternbedeckungen
halb des visuellen Bereiches. Aufgrund der Empfindlichkeit des Kamerachips im nahen Infrarot (bis ca. 1.000 nm) können die Sternspektren jedoch auch in diesem Bereich abgebildet werden (vgl. R CNC, R Leo und GSC 1992 447 in der Abbildung 4).
Die Ergebnisse II: Planetarische Nebel Neben der Erstellung von Sternspektren ist die Spektroskopie von planetarischen Nebeln eine weitere interessante Anwendung eines Transmissions-Blaze-Gitters. Da es sich hierbei meist um kleinflächige aber helle Emissionsnebel handelt, die nur in bestimmten Spektralbereichen Licht aussenden, werden im Spektrum nebeneinander einzelne Bilder des Nebels entsprechend den Emissionslinien abgebildet. Die Abbildung 5 zeigt dies am Beispiel von NGC 7662 ,,Blue Snowball" und NGC 2392 ,,Eskimonebel".
Bei beiden planetarischen Nebeln erscheinen deutliche Nebelbilder im hellblauen und im roten Licht. Diese Bilder dürften die Emissionen von Sauerstoff [O III] und Wasserstoff H oder Stickstoff [N II] repräsentieren. Darüber hinaus sind
im blauen Bereich des Spektrums von NGC 7662 zusätzliche Nebelbilder erkennbar, die auf weitere Emissionslinien hinweisen.
Die Ausschnittsvergrößerungen zeigen insbesondere beim NGC 7662 deutlich strukturelle Unterschiede zwischen dem blauen, dem roten und dem ,,normalen" Nebelbild (0. Ordnung). Darin spiegelt sich die unterschiedliche Verteilung der emittierenden Gase im Nebel wider.
Das Fazit Der erste Einsatz eines TransmissionsBlaze-Gitters zur einfachen Spektroskopie hat meine Erwartungen deutlich übertroffen. Aufgrund der unkomplizierten Aufnahmetechnik und der resultierenden deutlich strukturierten Sternspektren ist eine grobe Klassifizierung nach Spektraltypen schnell und selbst für Ungeübte leicht möglich. Bei planetarischen Nebeln können mit dieser einfachen Methode bereits deren Emissionscharakter gezeigt und spektrale Vergleiche verschiedener Nebel durchgeführt werden. Die hier dargestellten ersten Ergebnisse geben Einblicke in das spektroskopische Potenzial eines derartigen Gitters. Durch
Optimierung der Aufnahmetechnik und der Auswertmethodik dürften weitere Verbesserungen möglich sein. Die aufgenommenen Streifenspektren können auch als Grundlage für weitergehende quantitative Auswertungen und Interpretationen der Spektrallinien dienen. Daraus können Anreize für eine tiefer gehende Beschäftigung mit den zugrunde liegenden physikalischen Prozessen resultieren.
Ein solches Gitter bietet somit einen unkomplizierten und preiswerten Einstieg in die Astrospektroskopie, beispielsweise um erste Erfahrungen zu sammeln oder um das Interesse an sternphysikalischen Vorgängen zu wecken. Es erscheint damit ideal für Anfängerprojekte oder für den Einsatz im Unterricht, insbesondere zum Themenbereich der Astrophysik, Optik oder Atomphysik.
Literaturhinweise [1] R. Leadbeater, 2008: ,,Spektrosko-
pische Abenteuer", VdS-Journal für Astronomie 27, 108
Sternbedeckungen durch Kleinplaneten 2010
von Dr. Eberhard H. R. Bredner
Am 9. August 2009 machte Herr Dr. Eberhard H. R. Bredner die Redaktion auf folgende herausragende Himmelsereignisse im Jahr 2010 aufmerksam:
03. Februar 2010: 08. Juli 2010:
1248 Jugurtha bedeckt einen Stern der Helligkeit 6,1 mag! (vgl. Abb. rechts) 472 Roma bedeckt einen Stern der Helligkeit 2,7 mag!!!
Die Grundlagen sind veröffentlicht von dem belgischen Sternfreund Jean Schwaenen. Die eine Berechnung füge ich dieser E-Mail hinzu, die andere steht unter www.astrosurf.com/eaon/.
So long, Eberhard
Anm. d. Red.: Eberhard hat Recht! Diese Information wollen wir unseren Mitgliedern nicht vorenthalten!
VdS-Journal Nr. 32
Sternbedeckungen
109
VdS-Journal Nr. 32
110
VdS-Nachrichten
Wir begrüßen neue Mitglieder
9613 Jürgen Linder c/o
76448 Durmersheim
Sternfreunde Durmersheim und Umgebung e.V.
9620 Bacher
Robert
A 9564 Patergassen
9624 Sternfreunde Münster e.V.
48161 Münster
Verein für Astronomie
9626 Haider
Bernd
A 5020 Salzburg
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9628 Mühlhöfer Anton
94315 Straubing
9630 Bolz
Siegfried
82194 Gröbenzell
9631 Janßen
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79292 Pfaffenweiler
9637 Friedrich
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9638 Dr. Janatni-Koring Rabia MA 20060 Anfa Casablanca
9639 Krautschick Frank
47829 Krefeld
9640 Roshanian Michael
52499 Baesweiler
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88069 Tettnang
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Jürgen
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50374 Erftstadt-
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82179 Puchheim
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26127 Oldenburg
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9673 Dr. Germann
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9674 Röbel
Michael
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9679 9680
Brandt Pakakis
Gregor Alexander
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Weber Bellof Mack Mark Schönthaler Schwender Egdorf Dr. med. von Finck
Andreas Wolfgang Peter Andreas Mike Wolfgang Björn Wolfgang
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Erik
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Georg
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Bodo
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Axel
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Kurt
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Sandro
9706 9707 9708 9709 9710 9711 9712 9713
Dublanka
Mario
Leonhardt Andreas
Egger
Remo
Feledi
Thomas
v. Fragstein Sybille
Gail
Bernhard
Gumpoltsberger Dieter
Haja
Heiko
9715 9716 9717 9718 9719 9721 9722 9723 9724 9725 9726 9727 9728 9729 9730 9731 9732 9734 9735 9736 9739 9740
Käfer Klier Knoblauch Kribbel Lebbe Dr. Löhle Lottermoser Dr. Müller Pudlo Rauscher Schaut Schmid Dr. Schober Stief Strüvy Vollmer Walter Wilhelm Bloemer Matz Gilbert Hambamer
Wolfgang Dominik Jobst Johannes Kurt Werner Dieter Rainer Robert Martin Johannes Stefan Daniel Erhard Kurt Reinhard Christoph Ralph Bernhard Alexander Hartmut Friedrich
52249 70806
67459 35396 89079 58636 73257 66265 50858 97941
52078 44869 95490 71336 42327 46149 24111 82205 86695 CH 4400 81827 21217 25436 85652 85049 08209
51375 90559 CH 8620 71254 78315 78183 88045 99894
89173 84160 78234 81735 86532 76532 58708 78166 89075 73760 82131 82335 79100 75038 71254 76532 73084 68782 71336 31137 07743 41379
Eschweiler KornwestheimPattonville Böhl-Iggelheim Gießen Ulm Iserlohn Köngen Heusweiler Köln Tauberbischofsheim Aachen Bochum Mistelgau Waiblingen Wuppertal Oberhausen Kiel Gilching Nordendorf Feldbrunnen München Seevetal-Fleestedt Tornesch Pliening Ingolstadt Auerbach OT Beerheide Leverkusen Burgthann Wetzikon Ditzingen Radolfzell Hüfingen Friedrichshafen Leinatal OT Catterfeld Lonsee Frontenhausen Engen München Baden-Baden Baden-Baden Menden Donaueschingen Ulm Ostfildern Gauting Berg Freiburg Obererdingen Ditzingen Baden-Baden Salach Brühl Waiblingen Hildesheim Jena Brüggen
Verstorbene Mitglieder
9019 Dr. Norbert Böker-Heil 74889 Sinsheim
2019 Dr. Martin Bressler 4862 Seewalchen a.A.
2335
Erich Bürger 32689 Kalletal-
Hohenhausen
8763
Heinrich Gey
76297 Stutensee
9 Dr. med. G. Elmar Hecker 03750 Pegreduer
5215
Erwin Huber
86381 Krumbach
577 Dr. med. Franz Kimberger 90768 Fürth
9399
Reinhard Meyer 61440 Oberursel
VdS-Journal Nr. 32
3214
Manfred Pieper
4186 Dipl.-Ing. Heinz Puder
8421
Werner Reimann
994 Dr. Karl Schaifers
867 Dr. med. Roman Schmid
8415
Georgi Sporny
8800
Werner Stein
6319
Peter Tiemann
45894 95496 19057 69118 76530 02694 56642 25499
Gelsenkirchen Glashütten Schwerin Heidelberg Baden-Baden Guttau/Sa. Kruft Tangstedt
VdS-Nachrichten
111
50 Jahre
676 683 Dr. 691 693 703 Dr. 712 714 715 720
Joachim Mario Rüdiger Werner Karl-August Eckhard Michel Manfred Erwin
Moellendorf Fernandes Brück Weiser Keil Alt Lienau Belter Leitmeier
Jubiläen
58642 12109 83071 12307 86159 67117 25336 53340 81369
Iserlohn Berlin Stephanskirchen Berlin Augsburg Limburgerhof Elmshorn Meckenheim München
733 730 739 747 748 759 Dr. 764
Heinrich
Kapp
Planetarium Nürnberg
Siegfried
Grunau
Walter-Horn-Gesellschaft e.V.
Westf. Volkssternwarte/Planet.
Eckmar
Lohsen
Horst-Günter Mallmann
46539 90429 28219 42705 45657 70567 24960
Dinslaken Nürnberg Bremen Solingen Recklinghausen Stuttgart Glücksburg/Ostsee
40 Jahre
1704 1712 1757 1758 1768 1772
1780 1821
Dr. Prof. Dr.
Dr.
Paul
Koczet
58452
Joachim
Tennigkeit
65719
Joachim
Klugmann
32130
Heinrich
Weltermann
22851
Peter
Tüttenberg
53879
Hans-Ulrich Keller,
70173
Direktor des Planetarium Stuttgart
Detlev
Wittmer
75433
Günther
Ihl
86316
Witten Hofheim/Ts. Enger Norderstedt Euskirchen Stuttgart
Maulbronn Friedberg
1838 1849 1857 1866 1873 1884 1910
Dietmar
Sypitzki
Hartmut
Tessin
Dipl.-Ing. Rainer
Trillmich
Bayer. Volkssternw. München eV
Dr.
Thomas
Kleine
Dr.
Andreas
Hänel
Dipl.-Hdl. Heinz
Darr
26316 24558 58540 81671 21521 49124 49328
Varel Henstedt-Ulzburg Meinerzhagen München Aumühle Georgsmarienhütte Melle
30 Jahre
3019 3021 3025 3029 3033 3037 3040 3046 3047 3058 3061 3062 3065 3068 3069
Ferdinand Schäfer
Pfarrer Jochen
Plagge
Prof. Dr. Claus
Kiefer
Volker
Mette
Marcel
Müller
Gerd
Köllner
Gerhard
Weiland
Werner
Kuhlmann
Claus
Zille
OStR. Wolfgang Busch
Egon
Wolin
Dirk
Lucius
Gerd Friedr. Herzogenrath
Jochen
Eislöffel
Dipl.-Ing. Martin
Loch
53129 76137 50937 58339 67655 64546 50827 26725 92697 22926 41517 26789 50374 07778 45136
Bonn Karlsruhe Köln Breckerfeld Kaiserslautern Mörfelden-Walldorf Köln Emden Georgenberg Ahrensburg Grevenbroich Leer Erftstadt-Lechenich Tautenburg Essen
20 Jahre
4541 4548 4554 4555 4558 4560 4561 4563 4564 4566 4568 4569 4572 4573 4576 4581 4592 4594 4596 4598 4601 4602 4604 4611 4614 4615 4616
Dr. Dr. Ing. Dr. Dr.
Dr.
Dr.
Dipl.-Ing. Dr.
Bernd Yves Harald Frank Hans Wolfg. Helmut Harald Günter Rudolf Konrad Jens Stephan Friedrich Michael Gunter Jörg Reinhard Norbert Joh. M. Bernd Bernhard Dieter Peter Udo Thomas Rainer Klaus
Gährken Opizzo Maxdorf Döpper Grueninger Zabel Tomsik Wrage Heinz Bihrer Naujoks Lau Wahlmann Hauss Monz Gerdes Graw Kusch Ohlert van der Smissen Drechsler Rupprecht Jonscher Schäfer Wolf Hampel Traving
33378 72401 56626 58300 65830 45527 45665 25524 71272 64354 47665 58675 31718 65835 66640 26506 53359 26388 65428 55129 97845 27211 92265 50670 82343 35114 23701
Rheda-Wiedenbrück Haigerloch Andernach Wetter Kriftel Hattingen Recklinghausen Itzehoe Renningen Reinheim Sonsbeck Hemer-Deilinghofen Pollhagen Liederbach am Taunus Namborn Norden Rheinbach Wilhelmshaven Rüsselsheim Mainz Neustadt a. Main Bassum Edelsfeld Köln Pöcking Haina Eutin
3075 3078 3080 3090 3091 3098 3120 3244 3108 3124 3125
Dr.
Rainer
Haas
Thomas
Gerchel
Ewald
Schauer
Dr.
Thomas
Buhl
Günter
Dass
OStR. Peter
Hoffmann
Konrad
Krieg
Klaus-Dieter Schridde
Dr.
Rudolf
Schmidt
Torsten
Godau
Dipl.-Kfm. Hans-Rudolf Kern
35037 Marburg 38154 Königslutter am Elm 61381 Friedrichsdorf F 68990 Heimsbrunn 30159 Hannover 31174 Schellerten 73529 Schwäb. Gmünd -Bargau 38667 Bad Harzburg 80469 München 58455 Witten-Heven 14109 Berlin
4617 4619 4621 4624 4631 4633 4634 4635 4637 4645 4649 4650 4651 4652 4653 4654 4655 4659 4664 4666 4667 4669 4671 4676 4678 4689 4691
Dipl.-Inf. Wolfgang Grimm
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Jörg
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Helmut
Lübbecke
Rudolf
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Pappmann
Walter
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Piendl
Heinz
Langhans
Holger
Filling
Erich
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Andre
Nikolai
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Metz
Roland
Bücke
Christian
Harder
Ulrich
Brämer
Frank
Herm
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Georg
Bilgeri
Franz-Georg Schmidt
Dipl.-Biol. Wolfgang Martin Wettlaufer
Ralf
Spiecker
Andreas
Langenhorst
Eberhard
Banholzer
Christoph Wege
Bernd
Wallner
64285 49477 77971 37520 12105 45529 53894 80637 54578 58566 86946 73614 82061 45131 21035 27389 42107 76437 72622 88145 41515 72076 24837 46286 14532 81479 84489
Darmstadt Ibbenbüren Kippenheim Osterode Berlin Hattingen Mechernich München Berndorf Kierspe Vilgertshofen Schorndorf Neuried Essen Hamburg Fintel Wuppertal Rastatt Nürtingen Hergatz Grevenbroich Tübingen Schleswig Dorsten Kleinmachnow München Burghausen
VdS-Journal Nr. 32
112
VdS-Nachrichten
4698 4700 4702 4703 4705 4708 4709 4712 4713 4714 4718 4719 4720 4721 4722 4723 4725 4726 4727 4729 4733 4736 4737 4739 4741 4748 4755 4758 4761 4979 4734 4747 4735 4753 4764 4766 4767 4769 4772 4774 4778 4780 4787 4788 4790 4791 4794 4796 4798 4822 4784 4800 4802 4819 4824 4828 4829 4830
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Fred
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Marcus
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Harald
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Engel
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Renner
Wolfgang Quere
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Gregorz
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Rolf
Klemme
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Meyer
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Carsten
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Detlev
Lau
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Michael
Henseler
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Werner
Volmer
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Dipl.-Ing. Hermann
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Viola
Ost
Martin
Völkening
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Meier
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Schmitt
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Schleusner
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Pils
Gerold
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Volker
Wussow
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Dirk
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Otto
Wilhelmi
Eduard
Roch
Reinhold GünterFrey
Renate von Vahl
Wolfgang Wickinger
Dipl.-Ing. Werner
Prietzel
Christoph Frank
Hans-Peter Eppler
Martin
Banser
31717 Nordsehl 51399 Burscheid 97422 Schweinfurt 37434 Bodensee CH4500Solothurn 48346 Ostbevern 80469 München 76593 Gernsbach 72401 Haigerloch 91056 Erlangen 92318 Neumarkt 44892 Bochum 23562 Lübeck 56075 Koblenz 70599 Stuttgart 82110 Germering 58300 Wetter 14513 Teltow 48527 Nordhorn 74743 Seckach 51588 Nümbrecht 30989 Gehrden 59269 Beckum 23554 Lübeck 49090 Osnabrück 53797 Lohmar 41517 Grevenbroich 44149 Dortmund 21726 Heinbockel 35638 Leun 55411 Bingen 82110 Germering 21147 Hamburg 82064 Straßlach-Dingharting 26188 Edewecht/Portsloge 50859 Köln 42799 Leichlingen 85622 Feldkirchen 81929 München 84579 Unterneukirchen 53125 Bonn 97616 Bad Neustadt 71088 Holzgerlingen 50765 Köln 22359 Hamburg 85049 Ingolstadt 31188 Holle 95466 Weidenberg 50937 Köln 34516 Vöhl (Asel Süd) 79117 Freiburg 55543 Bad Kreuznach 30982 Pattensen 61352 Bad Homburg 38116 Braunschweig 78628 Rottweil 89150 Laichingen 31715 Meerbeck
4831 4832 4833 4834 4836 4837 4838 4839 4849 4851 4852 4857 4858
4860 4861
4863 4867 4868 4870 4872 4873 4875 4876 4879 4880 4882 4884 4885 4890 4892 4898 4899 4902 4908 4878 4895 4896 4903 4906 4907 4909 4911 4913 4918 4923 4924 4939 4940 4941 4943 4945 4957 4958 4960 4963 4986
Hermann
von Eiff
63543 Neuberg 1
Gisela
Maintz
53121 Bonn
Günter
Nehring
55545 Bad Kreuznach
Horst
Ortner
12309 Berlin
Dipl.-Ing. Dieter
Ewald
16230 Melchow
Werner
Horn
12437 Berlin
Konrad
Guhl
16727 Marwitz
Uwe
Laux
99425 Weimar
Dietmar
Böhme
06682 Nessa
Maik
Meyer
65549 Limburg
Dipl.-Ing. Maximilian Weishaupt
80801 München
Sonja
Itting-Enke Namibia SWA Windhoek/Namibia 9000
OStR. Gerald
Lörch
77815 Bühl
c/o FB PhysikWindeck-Gymnasium
Dr.
Peter
Enskonatus
12589 Berlin
Dr.
Juergen
Hamel
12435 Berlin
c/o Archenhold-Sternwarte
Bernd
Leitenberger
73760 Ostfildern - Ruit
Andreas
Zunker
71732 Tamm
Robert
Malecha
06449 Aschersleben
Peter
Monjang
51588 Nümbrecht
Erhard
Marx
08371 Glauchau
Dietmar
Fürst
12687 Berlin
Dipl.-Phys. Helmut
Knobloch
53229 Bonn
Jörg
Reinhold
23554 Lübeck
Detlef
Zeidler
12099 Berlin
Ludwig
Baum
41366 Schwalmtal
Wolfgang Hinz
83098 Brannenburg
Volkssternwarte ,,B.Scultetus" 02827 Görlitz
Martin
Dentel
16321 Bernau
Bruno
Atzler
86956 Schongau
Dr.
Eberhard
Paul
17291 Prenzlau
Astronom. Arbgem. Mainz e.V. 55116 Mainz
Frank
Rümmler
06667 Weißenfels
Manfred
Gfrerer
91054 Erlangen
Torsten
Menz
19069 Klein Trebbow
Wilfried
Kluge
95213 Münchber
Alfons
Evers
89364 Rettenbach
Harald
Bardenhagen
50937 Köln
Rudolf
Lerch
72336 Balingen-Heselwangen
Dr.
Frank
Hase
76344 Eggenstein-Leopoldshafen
Stefan
Lüdicke
55444 Schweppenhausen
Wolfgang Straube
65193 Wiesbaden
Dr.
Manfred
Bayerl
91567 Herrieden
Manfred
Holl
22049 Hambur
Kasper David Fischer
44892 Bochu
Günter
Stoller
66706 Perl-Sehndorf
Fred
Gutsche
46562 Voerde
Manfred
Thyen
50968 Köln
Theo
Kannenberg
47802 Krefeld
Uwe
Dietz
41065 Mönchengladbach
Olaf
Tittel
99510 Niederroßla
Gerhard
Gaysert
73728 Esslingen
Jochen
Vollbach
63263 Neu-Isenburg
Ingo
Dependahl
49324 Melle/Westerhausen
Stephen
Krzyk
78465 Konstan
Astrid
Gallus
67150 Niederkirchen
Andreas
Wittmer
73037 Göppingen
Erstes Treffen der Astro-Veranstalter im Rahmen des ITV am Gederner See
von Siegfried Bergthal
In diesem Jahr haben sich zum ersten Mal die Veranstalter von Teleskop-Treffen, Astro-Messen und Astro-Tagungen im Rahmen des ITV (23. Mai 2009) am Gederner See unter Beteiligung der VdS e. V. getroffen. Eingeleitet wurde das Treffen durch einen kurzen Vortrag. In diesem wurden die verschiedenen astronomischen Veranstaltungen räumlich
VdS-Journal Nr. 32
und zeitlich erfasst und in eine Landkarte eingetragen. Erfreulich ist, dass es inzwischen jedem Sternfreund möglich ist, eine Astro-Veranstaltung in seiner Nähe zu besuchen. Die Abbildungen 1 bis 4 geben hier einen Überblick. Die Abbildung 1 fasst die wichtigsten Termine im Überblick zusammen. Die Abbildung 2 zeigt, wann und wo in Deutschland
eine Astronomie-Messe stattfindet. Die Abbildung 3 gibt einen Überblick über die Tagungen und die Abbildung 4 zeigt die Teleskoptreffen. Betrachtet man die Termine (Abb. 5), so erkennt man zwei Schwerpunkte, an denen hauptsächlich Astro-Veranstaltungen stattfinden: Im Mai und September. Die Gründe, warum gerade in dieser Zeit die meisten Veran-
VdS-Nachrichten
113
staltungen stattfinden, sind vielschichtig und können im Rahmen dieses kurzen Beitrags nicht ausführlich dargelegt werden. Interessierte können an der unten angegebenen E-Mail-Adresse gerne das Protokoll des Treffens anfordern. Um die große Zahl der Veranstaltungen insgesamt zentral zu erfassen, hat sich die VdS e. V., vertreten durch ihren Vorsitzenden Herrn Otto Guthier, bereit erklärt, einen so genannten Master-Kalender zu führen. Damit werden erstmalig alle Astro-Veranstaltungen zentral erfasst. Dies bietet für Zeitschriften und Webseitenbetreiber den Vorteil, dass sie direkt alle Termine abgreifen können und nicht selbst recherchieren müssen. Für die Veranstalter ist es von Vorteil, dass die Termine nur noch an eine E-Mail-Adresse weitergegeben werden müssen. Die E-Mail-Adresse, an der zukünftig alle Veranstaltungen gemeldet werden sollen lautet: kalender@vds-astro.de . Die Termine erscheinen dann unter folgender Internetadresse: http://www.vds-astro. de/fuer-mitglieder/termine.html In den letzten Jahren haben die AstroVeranstaltungen ganz erheblich zugenommen. Mit der zentralen Erfassung der Veranstaltungstermine wollen wir dieser Situation Rechnung tragen. Damit können Terminüberschneidungen rechtzeitig erkannt werden. Natürlich wird man dadurch nicht verhindern können, dass Veranstaltungen zum gleichen Termin statt finden. Ich hoffe und wünsche mir, dass der Vorschlag von allen Seiten gut angenommen wird. Denn die Sache funktioniert nur dann, wenn alle Beteiligten mitmachen.
Siegfried Bergthal siegfried.berghtal@t-online.de www.astro-siggi.de
1 Die wichtigsten Termine im
Überblick
3 Astronomische Tagungen in
Deutschland
2 Astronomie-Messen in Deutschland 4 Teleskoptreffen in Deutschland
5 Die Termin-
schwerpunkte bei astronomischen Veranstaltungen liegen im Mai und September.
VdS-Journal Nr. 32
114
VdS-Nachrichten
Drei Tage, acht Kuppeln
Die 29. VdS-Tagung in Jena
von Sven Melchert und Dietmar Bannuscher
Die Einkaufspassage ,,Goethe-Galerie" in Jena war feierlich geschmückt und lud in der Nacht vom 2. auf 3. Oktober zur ,,Ladies Night" mit Modenschau und Mitternachtsshopping. Wie viele der Nachtschwärmer beim Bummeln in der oberen Etage Notiz von einem blauen Kunstwerk nahmen, ist nicht bekannt. Den zur gleichen Zeit in Jena weilenden VdS-Mitgliedern hat das Konstrukt aus dunkelblau lackiertem Stahl aber sicher das Herz höher schlagen lassen: Am Rande der Einkaufspassage steht ein Zeiss-Planetariumsprojektor Modell VI; leider ohne Funktion, aber durchaus nett anzuschauen. Das kleine astronomische Highlight im Konsumtempel kann als Beleg für die Verbundenheit Jenas mit seiner langen Tradition optischer Geräte gewertet werden. Wer sich von dem Projektor losreißen kann und den nahen Seitenausgang nimmt, wird vom Vorplatz aus auf dem Dach über der Passage mit einem weiteren hübschen Anblick belohnt: Über dem Betrachter thront die Teleskopkuppel der Optischen Werke Jena. Wenige Schritte weiter trifft man sogleich auf ein Gebäude der Universität. Außer einigen sporadisch auftretenden Studenten hatten alle Besucher des großzügigen Foyers am 3. Oktober ein Ziel: die 29. VdS-Tagung.
Der Tag vor der Tagung Für viele Tagungsteilnehmer begann der Aufenthalt in Jena bereits am 2. Oktober. An diesem Freitag konnten die Mitglie-
1 Nächster
Halt - VdS-Tagung: Die 29. VdSTagung fand in der Universität Jena statt. Links oben die Werkskuppel von Zeiss.
der des lokalen Gastgebers Volkssternwarte Urania e.V. kurzfristig noch eine Führung durch die Zeiss-Werke organisieren. Über 60 VdS-Mitglieder nahmen sich daher einen Tag mehr Zeit und nutzten diese einmalige Gelegenheit. Das offizielle Tagungsprogramm begann am Abend im Optischen Museum. Um 18:30 Uhr startete die Astronomische Stadtführung unter Leitung von Dr. Reinhard Schielicke. Doch damit nicht genug: Nach der erfrischenden und sehr interessanten zweiten Führung des Tages sprach Dr. Schielicke ab 19:45 Uhr im Optischen Museum über ,,Jenas Astronomiegeschichte über 450 Jahre". Wer danach von der Astronomie gesättigt war und sich nun auf die Gastronomie freute, wurde auch hier nicht enttäuscht:
Jena hat ein breites Angebot an Restaurants, historischen Wirtshäusern und studentisch orientierten Lokalen auf engem Raum zu bieten. Alternativ bestand an diesem Abend auch die Möglichkeit, sich eine Vorstellung im Jenaer Planetarium anzuschauen, die Volkssternwarte Urania zu besuchen oder deren Außenstelle, die Forst-Sternwarte zu erkunden.
Die VdS-Tagung Die Tagung selbst fand samstags im Universitätsgebäude am Ernst-Abbe-Platz statt, im dortigen Großen Hörsaal. Davor befand sich das Tagungsbüro mit dem VdS-Stand, ebenso der Stand der Urania Jena. Das Tagungsprogramm begann mit der Eröffnung durch Peter Rucks (Urania Jena) und Otto Guthier (VdS), gefolgt
2 Anmelden und umschauen: Besucher der VdS-Tagung wurden durch die Jenaer Sternfreunde, Poster der Fachruppen und
den VdS-Stand (im Hintergrund verborgen) empfangen.
VdS-Journal Nr. 32
VdS-Nachrichten
115
von geschichtlichen Rückblicken zu vorangegangenen VdS-Tagungen in Jena (1959) durch Peter Rucks und später zu den ,,100 Jahren Geschichte der Volkssternwarte Urania Jena" durch W. Weise. Gerd-Uwe Flechsig berichtete über die vergangenen Veränderlichenbeobachtungswochen in Kirchheim und warb für den Besuch derselben auch in 2010. Nach der ,,Interpretation astronomischer Zeichnungen" durch J. Schilling gab es als ersten Höhepunkt den Fachvortrag ,,Exo-Planetenforschung in Jena", gehalten von Dipl. Phys. Stefanie Rätz. Gekonnt und vor allem für den Laien anschaulich und verständlich sprach sie über die verschiedenen Möglichkeiten, den Exo-Planeten naher Sterne auf die Spur zu kommen. Während der Mittagspause, für die die VdS einen kleinen Imbiss mit Suppe und belegten Brötchen spendierte, konnten die Urania-Sternwarte und das Astrophysikalische Institut der Jenaer Universität besichtigt werden. Die Vortragsreihe wurde fortgesetzt von Eyck Rudolph, der als ,,Jenaer Amateurbeobachter bei den Profis auf der Sternwarte Sonneberg" von seinen Erlebnissen dort und von der Arbeit in Sonneberg berichtete. Danach gab es ,,Neues vom Stern Epsilon Aurigae" mit aktueller BAV-Lichtkurve durch Dietmar Bannuscher. Eberhard Bredner erklärte in seiner unnachahmlichen Art, warum die Beobachter der Sternbedeckungen trotz moderner Satelliten immer noch gebraucht werden. Den Abschluss bildete der öffentliche Multimedia-Vortrag über das TWANProjekt ,,Die Welt bei Nacht" von Gernot Meiser, der mit seiner Unimog-Sternwarte überall in Deutschland und in der Welt unterwegs ist.
Die Tagung nahmen ungefähr 120 Besucher wahr, der öffentliche Vortrag wurde von etwa 200 Interessenten besucht. Der Abend klang mit einem gemeinsamen Abendessen in dem historischen Gasthaus ,,Roter Hirsch" aus. Wie für Astronomen üblich, war erst weit nach Mitternacht Schluss.
Die Mitgliederversammlung Ab 17:30 Uhr fand im Hörsaal des Optischen Museums in Jena die VdS-Mitgliederversammlung (MV) statt. Auch die MV war sehr gut besucht, fast alle Plätze des 100 Personen fassenden Hörsaals waren belegt. Auf ihren knarrenden Holz-Klappsitzen wurden die angereisten Mitglieder kurz nach 17:30 Uhr vom Vorstandsvorsitzenden Otto Guthier herzlich begrüßt (TOP 1). Im zweiten Punkt der Tagesordnung berichtete Otto Guthier über die Vereinstätigkeiten in den vergangenen zwei Jahren: Es wurden 12 Vorstandssitzungen abgehalten, sieben Ausgaben des ,,VdS-Journal für Astronomie" sind in diesem Zeitraum erschienen, zwei Treffen mit den Fachgruppenredakteuren sowie ein ,,Brainstorming" zur Zukunft der VdS fanden statt. Auf der VdS-Homepage (www.vds-astro.de) sind
3 Nicht ganz pünktlich: Aufgrund
des großen Besucherandrangs eröffnete Otto Guthier 15 Minuten später als geplant die Tagung. Links vom ihm Peter Rucks von der Urania Jena.
seit ihrem Neuauftritt Ende 2007 zahlreiche aktuelle Beiträge erschienen und die ,,VdS-Mediathek" wurde dort veröffentlicht. Die Astronomietage 2008 und 2009 wurden wieder von der VdS organisiert und waren beide ein voller Erfolg. 2008 hatten sich 175 Veranstalter registriert, 2009 waren es dank des IYA mit 182 Veranstaltern noch einige mehr. Zum Jahr der Astronomie wurde ein 24-seitiges Heft mit Beobachtungshinweisen aufgelegt. VdS-Mitglieder nahmen an den Eröffnungsveranstaltungen zum IYA in Paris und Berlin teil. Die Anzahl der VdS-Mitglieder ist mit knapp unter 4000 Mitgliedern seit einigen Jahren nahezu konstant; in 2009 kann ein leichter Zuwachs registriert werden. Schließlich wurde in den letzten zwei Jahren für fast jede Fachgruppe ein sechsseitiger Flyer produziert, der die Angebote und Aktivitäten der jeweiligen Fachgruppe ausführlich beschreibt. Im dritten Tagesordnungspunkt legte VdS-Schatzmeister Thomas Kessler die Kostenübersicht 2009 und den Wirtschaftsplan 2010 vor. Der Wirtschaftsplan 2010 wurde inkl. vier Ausgaben des ,,VdS-Journal für Astronomie" von der MV ohne Änderungen verabschiedet. Der Bericht der Kassenprüfer unter TOP 4 fiel kurz und bündig aus: Die Kassenprüfer hatten ihre Aufgabe wahrgenommen und nichts zu beanstanden. Der amtierende Vorstand wurde unter TOP 6 entlastet und anschließend, unter TOP 7, nahezu unverändert wieder-
4 VdS unterwegs: Eines der Ausflugziele am Sonntag war die Thüringer Landessternwarte.
VdS-Journal Nr. 32
116
VdS-Nostalgie
5 Wenn ich mal groß bin - Eine
typische Amateur-Sternwartenkuppel geht neben der Kuppel des 2-m-Spiegelteleskops fast unter. In der kleinen Kuppel befindet sich übrigens ein Teleskop zur Suche nach Exoplaneten.
gewählt. Vorstandsmitglieder sind: Otto Guthier (Vorsitzender), Thomas Kessler (Schatzmeister), Sven Melchert (Schriftführer) sowie als Beisitzer Jost Jahn, Dietmar Bannuscher, Hans-Jürgen Wulfrath und Alexander Weis. Als Kassenprüfer wurden unter TOP 8 Christian Sturm und Hannelore Kuhn gewählt. Die Beitragssatzung wurde unter TOP 9 behandelt. Die MV stimmte dem Vorschlag von Otto Guthier zu, die Höhe des Beitrags unverändert zu lassen. Der Vorstand hat aber weiterhin die Option, den Mitgliedsbeitrag um 5 Euro zu erhöhen, wenn die wirtschaftliche Entwicklung dies erfordern würde. Unter TOP 10 wurde die VdS-Medaille an Peter Völker verliehen. Lesen Sie dazu den Bericht auf Seite 4. Zum Tagesordnungspunkt 11, ,,Verschiedenes", standen fünf Themen an. Zuerst stellte Dr. Werner E. Celnik die Ergebnisse es Brainstormings 2009 in Heppenheim vor (siehe dazu den Artikel ,,Das 3. VdS-Brainstorming" im VdS-Journal für Astronomie 31 auf Seite 119). Von Dr. Eberhard Bredner wurden drei Anträge eingereicht. Sein erster Antrag thematisierte die Bezeichnung ,,VdS-Medaille". Er schlug vor, diese Ehrung in ,,Deutschen Astronomiepreis" umzubenennen. Die MV stimmte seinem Vorschlag zu. Im zweiten Antrag schlug Dr. Bredner vor, langjährige Mitglieder mit einer Ehrennadel auszuzeichnen. Auch diesem Vorschlag stimmte die MV zu. Im dritten Antrag brachte Eberhard Bredner die Sternwarte auf dem Hohen List ins
VdS-Journal Nr. 32
Gespräch und schlug vor, die VdS möge diese Sternwarte als weitere ,,VdS-Sternwarte" in Betracht ziehen. Diesem Antrag stimmte die MV ebenfalls zu. Der letzte Diskussionspunkt wurde von Jürgen Schulz vorgetragen und bezog sich auf die (VdS-)Sternwarte in Kirchheim. Jürgen Schulz schilderte die langjährige erfolgreiche Zusammenarbeit mit der VdS. Die Sternwarte Kirchheim hat ein neues 60-cm-Teleskop erworben, das den Besucher allerdings nicht zur Verfügung stehen wird. Der VdS wird daher angeboten, das bestehende 50-cm-Teleskop zu nutzen. Ein Gebäude wird dafür derzeit von den Mitgliedern der Sternwarte Kirchheim in Eigenarbeit errichtet. Die VdS könnte dieses Gebäude nutzen, müsste aber für das 50-cm-Teleskop eine neue Montierung anschaffen. Von Jürgen Schulz favorisiert wird eine Gabelmontierung aus dem Hause Philip Keller, die per Computer gesteuert werden könnte. Die Kosten dafür belaufen sich auf ca. 35.000 Euro. Die MV steht diesem Vorschlag positiv gegenüber, so dass sich der Vorstand dem Thema annehmen wird. Abschließend warb Siegfried Bergthal dafür, die 30. VdS-Tagung im Jahr 2011 parallel zur ,,Astromesse" AME in Villingen-Schwenningen auszurichten, was
6 Drei in einem - Das 2-m-Tele-
skop kann in nur drei Stunden umgebaut werden; vom Schmidt-Teleskop zum Coude-Spektrografen oder Cassegrain-Modus.
allgemein auf Zustimmung traf. Gegen 21 Uhr wurde die Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. geschlossen.
Ausflüge am Sonntag Wer bis hier mitgezählt hat, wird erst auf fünf der in der Überschrift erwähnten acht Kuppeln kommen (Planetarium, Zeiss-Werkskuppel, Urania-Sternwarte, Astrophysikalisches Institut der Universität und Forst-Sternwarte). Am Sonntag konnten weitere drei Sternwarten mit ihren Teleskopkuppeln besichtigt werden: Die Außenstelle der Uni-Sternwarte in Großschwabhausen mit ihrem 90-cmTeleskop, die VdS-Partnersternwarte in Kirchheim sowie als Höhepunkt die Thüringer Landessternwarte in Tautenburg (TLS). Das TLS beherbergt das größte Teleskop auf deutschem Boden - ein 2-m-Spiegelteleskop -, das in seiner Variante als Schmidt-Teleskop mit 1,3 m Öffnung gleichzeitig die größte Schmidtkamera der Welt ist. Das TLS war natürlich der Besuchermagnet, und so fuhren ein voller Bus und zahlreiche Pkw in das ca. 30 km von Jena entfernte Tautenburg. Um den großen Besucherandrang mit rund 100 interessierten Sternfreunden bewältigen zu können, hatten drei Mitarbeiter des TLS ihren Sonntag geopfert und führten in drei Gruppen durch die Sternwarte. Im Rotationsmodus wechselten die Gruppen von Dr. Eicke Günther (Vortrag über die Landessternwarte und deren Forschung) zu Dr. Matthias Höft (das LOFAR-Radioteleskop und Dr. Jochen Eislöffel (das 2-m-Teleskop und wie man es heute noch zu Forschungszwecken einsetzt). Die VdS möchte sich an dieser Stelle noch einmal ganz herzlich für diese ausgedehnte und hochinteressante Führung bei den TLSMitarbeitern bedanken!
Die VdS-Tagung 2009 war ein voller Erfolg und dank des großen Angebots an Vorträgen und Führungen sehr inspirierend. Die drei Tage vergingen wie im Flug, und alle Teilnehmer können sich bereits auf die 30. VdS-Tagung im Jahr 2011, dann voraussichtlich parallel zur Astromesse in Villingen-Schwenningen, freuen. Dem Organisationsteam der Urania Jena um Peter Rucks gebührt großer Dank für die sorgfältige Vorbereitung und dem reibungslosen Ablauf der Tagung!
VdS-Nostalgie 117
Ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 7
Als Nachtrag zur letzten Folge ,,Jenaer Tagung 1959" folgt hier ein Auszug aus dem VdS-Nachrichtenblatt Nr. 11 vom 1. November 1959, Seite 84ff. (Auszüge).
...
...
In der heutigen Folge gebe ich einen Beitrag zur bevorstehenden Marsopposition. Dies ist ein Faksimile aus dem Heft 4 vom 1. April 1959. Hierbei ist weniger die Tabelle der Namen der Marskarte von 1958 interessant als vielmehr der Einblick in die Geschichte der Marskartographie und -nomenklatur. Übrigens wurde eine neue Mars-Nomenklatur auf den XV. Kongress der IAU 1973 angenommen (siehe z. B. www.brit.astro.org/mars/mapiau.htm).
VdS-Journal Nr. 32
118
VdS-Nostalgie
VdS-Journal Nr. 32
VdS-Nostalgie 119
VdS-Journal Nr. 32
120
Beobachterforum
Sonnenbeobachtungen
von Gertraud Eifert
1 H-Beobachtung mit einem PST, 40 mm;
f/10 bei 20-facherVergrößerung. Die Detailzeichnung der Protuberanz entstand mit 62-facher Vergrößerung. Zeichnung von Gertraud Eifert vom 29.6.2009, 18.30 Uhr und 18.55 Uhr.
VdS-Journal Nr. 32
2 Seit zwei Jahren der größte
Sonnenfleck und zugleich der erste große Sonnenfleck des neuen Sonnenzyklus 24. 114-mm-Spiegelteleskop, 27,5-fache Vergrößerung mit Astrosolarfolie. Zeichnung von Gertraud Eifert vom 7.7.2009, 17.40 Uhr.
JAGDHUNDE
GROSSER BÄR
GIRAFFE Capella
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU Saturn
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
LUCHS
Mars
Castor Pollux
KREBS
FUHRMANN ZWILLINGE
Procyon
KLEINER HUND
Beteigeuze
Aldebaran ORION
SEXTANT
BECHER
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. Januar 0 Uhr MEZ
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS
EINHORN Sirius
HINTERDECK
GROSSER HUND
Rigel HASE
PERSEUS Algol
STIER
ERIDANUS SÜDWEST
ANDROMEDA DREIECK
WIDDER FISCHE
WALFISCH
SÜD
Planeten im Januar
Merkur kann man Mitte bis Ende Januar am Morgenhimmel sehen. Die beste Zeit ist um den 22. gegen 7:15 Uhr.
Venus ist im Januar nur am Taghimmel vertreten; abends wieder ab Mitte Februar.
Mars steht am 29.1. in Opposition. Er ist daher den ganzen Januar ideal zu sehen. Sein Durchmesser beträgt aber nur 14''.
Jupiter läuft Anfang Januar vom Steinbock in den Wassermann und ist nur am frühen Abend zu sehen.
Saturn steht in der Jungfrau und wird zunehmend besser sichtbar; er geht auch früher auf.
Uranus kann noch abends gesehen werden, aber seine beste Zeit kommt erst im Herbst 2010.
Neptun befindet sich nahe bei Jupiter und ist nur abends zu sehen.
E
Ereignisse im Januar
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
01. 18:00 Mond 7,5 Grad S Gem (Pollux,
1,2 mag), NO-Himmel
01. 22h Mond erdnah, Winkeldurch-
messer 33' 41''
02. 00:58 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 1:27
03.
Meteorstrom-Maximum
Quadrantiden, 120 Meteore/
Std., ganze Nacht
03. 01h Erde im Perihel, Winkel-
durchmesser der Sonne 32' 32''
03. 06:20 Mond 7,0 Grad S Mars (-0,8 mag),
W-Himmel
04. 00:48 Mond bedeckt Stern Leo
(4,7 mag), bis ca. 1:55, im
N Deutschlands früher, im
S später
04. 01:44 Mond 4,1 Grad S Leo (Regulus,
1,4 mag), SO-Himmel
04. 03:00 Komet 81P/Wild2 (11,8 mag)
1,3 Grad S Saturn (0,8 mag),
SO-Himmel
05. 06:20 Komet 81P/Wild2 (11,7 mag)
17' S Vir (3,9 mag), SO-
Himmel
06. 06:30 Mond 8,9 Grad SW Saturn (0,8 mag),
W-Himmel
07. 11:39 Letztes Viertel
08.
Mond-Libration maximal 9,8 Grad
im Mond-NO
08. 03:00 Mond 4,2 Grad S Vir (Spica, 1,1
mag), SO-Himmel
11. 06:30 Mond 3,3 Grad W Sco (Antares,
1,1 mag), SO-Himmel
11. 22h Venus in oberer Konjunktion
mit der Sonne, nicht beobachtbar
15. 08:11 Neumond
Totale Sonnenfinsternis, sichtbar
in Zentral-, Ostafrika, Indischer Ozean, Indien/Sri Lanka, SO-
Asien, China, in D unbeobacht-bar, im südöstlichsten Österreich
partielle Finsternis bei Sonnenaufgang
17. 03h Mond erdfern, Winkeldurch
messer 29' 02''
17. 18:30 ganz schmale Mondsichel 7,4 Grad
W Jupiter (-2,0 mag), SW--
Horizont, Dämmerung
17. 23:20 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 0:11
18. 18:30 schmale Mondsichel 6,1 Grad NO
Jupiter (-2,0 mag), SW-Himmel,
Dämmerung
23. 11:53 Erstes Viertel
24.
Mond-Libration maximal 10,0 Grad
im Mond-SW
25. 18:30 Mond 2,9 Grad O Plejaden, SO-
Himmel, Dämmerung
27. 07h Merkur in größter westl. Elon-
gation, 24,8 Grad , tief am SO-
Horizont
29.
Mars in Opposition zur Sonne,
Hell. -1,2 mag, Durchm.
14,08'', Sternbild Krebs
29. 02:34 Mond 7,4 Grad S Gem (Pollux, 1,2
mag), W-Himmel
30. 04:59 Mond 6,9 Grad S Mars (-1,2 mag),
W-Himmel
30. 08:18 Vollmond
30. 10h Mond erdnah, Winkeldurchmesser
33' 20''
31. 04:36 (ca.) Mond bedeckt Stern Leo
(3,5 mag), Austritt ca. 5:31,
im Norden D etwas früher, im
Süden etwas später, W-Himmel
VdS-Journal Nr. 32
NÖRDL. KRONE
Ge a
BOOTES
JAGDHUNDE
Arctur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU Saturn
Spica
SÜDOS T
RABE
Sternkarte exakt gültig für 15. Februar 0 Uhr MEZ
BECHER
GROSSER BÄR
LUCHS
Capella FUHRMANN
Algol PERSEUS
Ple aden
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
Castor Pollux Mars
KREBS
KLEINER HUND Procyon
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS HINTERDECK
ZWILLINGE
Aldebaran
Beteigeuze
ORION
EINHORN
Rigel
Sirius
HASE
SSER GRO D HUN
SÜDWEST
STIER ANUS
ERID
SÜD
E
Planeten im Februar
Merkur glänzt im Februar am dunklen Himmel mit Abwesenheit.
Venus taucht ab Monatsmitte abends im Westen auf, am 16./17. zieht sie nahe (35') an Jupiter vorbei.
Mars ist der Vorzeigeplanet; er steht im Krebs etwas nördlich des Sternhaufens Krippe (M 44).
Jupiter macht den Abgang am Abendhimmel; er ist dort nur noch Anfang Februar zu sehen.
Saturn geht nun bereits abends auf und eilt mit schnellen Schritten durch die Jungfrau.
Uranus ist nur tagsüber ,,zu sehen", also nachts nicht am Himmel vertreten.
Neptun im Steinbock macht es wie Uranus und legt eine (Nacht-)Pause ein.
Ereignisse im Februar
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
02. 23:00 Mond 7,9 Grad SW Saturn (0,7
mag), O-Himmel
04. 06:00 Mond 3,9 Grad SW Vir (Spica,
1,1 mag), S-Himmel
05.
Mond-Libration maximal
10,1 Grad im Mond-NO
05. 06:00 Mars (-1,1 mag) 3,2 Grad N
Sternhaufen M44 (3,1 mag),
Sternbild Krebs, W-Himmel
06. 00:48 Letztes Viertel
08. 05:30 Mond 5,2 Grad O Sco (Antares,
1,1 mag), SO-Himmel
10. 18:25 Kleinplanet 4-Vesta (6,2
mag) 3,4'' SW Stern
SAO99112 (9,6 mag),
Sternbild Löwe, NO-Hori
zont, in NW-Afrika, S-
Asien, Australien und Neu-
seeland Bedeckung
11.
01:00 Komet 81P/Wild2
(10,8 mag) 14' N 14 Vir
(4,7 mag), SO-Himmel
13. 03h Mond erdfern, Winkel-
durchmesser 29' 06''
14. 03:51 Neumond
14. 05:45 Kleinplanet 1-Ceres (8,9
mag) 6,4' O Stern
SAO160464 (8,1 mag),
VdS-Journal Nr. 32
Sternbild Schlangenträger,
SO-Himmel
14. 19:30 Kleinplanet 4-Vesta (6,1
mag) 40' SW Galaxie NGC
3227 (11,3 mag), Sternbild
Löwe, O-Himmel
16. 19:30 Kleinplanet 4-Vesta (6,1
mag) 8,2' NO 40 Leo (4,8
mag), O-Himmel
17. 05:00 Kleinplanet 4-Vesta (6,1
mag) 13' S 1 Leo (2,2 mag,
Doppelstern), W-Himmel
20.
Mond-Libration maximal
9,4 Grad im Mond-SW
21. 19:20 Plejadenbedeckung durch
den Mond, bis ca. 22:40,
W-Himmel
22. 01:42 Erstes Viertel
25. 19:30 Mond 8,0 Grad S Gem (Pollux,
1,2 mag), SO-Himmel
26. 03:16 Mond 5,8 Grad S Mars (-0,6
mag), W-Himmel
27. 23h Mond erdnah, Winkel-
durchmesser 33' 50''
27. 23:20 Mond bedeckt Stern Leo
(4,7 mag), bis ca. 0:27, im
N Deutschlands früher, im
S später
28. 17:38 Vollmond
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Ge a
SCHLANGE KOPF
WAAGE
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. M rz 0 Uhr MEZ
BOOTES
JAGDHUNDE
Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU Saturn
GROSSER BÄR
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
Capella FUHRMANN
LUCHS
Castor Pollux Mars
ZWILLINGE
STIER
KREBS
ORION Beteigeuze
Procyon
KLEINER HUND
Spica RABE
BECHER
SEXTANT RSCHLANGE
WASSE
Alphard
EINHORN SÜDWEST
SÜD
E
Planeten im März
Merkur hat Ende März seinen ersten Auftritt am westlichen Abendhimmel. Am 31. steht die helle Venus knapp links von ihm.
Venus wird langsam aber sicher zum Abendstern. Einige Zeit nach Sonnenuntergang kann man sie im Westen nicht übersehen.
Mars hat seine Opposition im Krebs hinter sich, wird schwächer und deutlich kleiner.
Jupiter hat seinen Jahresurlaub in sonnigen Gefilden genommen, er ist nachts nicht sichtbar.
Saturn ist der Planet des Monats, am 21./22. steht er in Opposition und ist damit die ganze Nacht zu sehen.
Uranus tut es Jupiter gleich, er steht am Taghimmel.
Neptun ist der Dritte im Bunde der Urlauber, auch er ist nachts nicht zu sehen.
Ereignisse im März
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
02. 05:03 Mond 8,2 Grad S Saturn (0,5 mag),
SW-Himmel
03. 23:00 Mond 5,4 Grad SO Vir (Spica,
1,1 mag), SO-Himmel
05.
Mond-Libration maximal
9,5 Grad im Mond-NO
05. 05:00 Kleinplanet 1-Ceres (8,8 mag)
1,0 Grad N 58 Oph (4,9 mag), SO-
Himmel
07. 03:00 Mond 27' NO Sco (Antares,
1,1 mag), SO-Himmel
07. 03:51 Kleinplanet 4-Vesta (6,4 mag)
15' S EO Leo (5,7 mag),
W-Himmel
07. 16:42 Letztes Viertel
09. 05:00 Kleinplanet 1-Ceres (8,8 mag)
29' S Kugelsternhaufen NGC
6440 (9,2 mag), Sternbild
Schlangenträger, SO-Himmel
12. 11h Mond erdfern, Winkeldurch-
messer 29' 37''
15. 22:01 Neumond
16. 19:00 ganz junge Mondsichel 8,4 Grad
SW Venus (-3,9 mag), W-
Horizont, helle Dämmerung
17. 19:30 junge Mondsichel 7,3 Grad N Ve-
nus (-3,9 mag), W-Horizont,
Dämmerung
19.
Mond-Libration maximal
8,5 Grad im Mond-SW
19. 24:00 Kleinplanet 2-Pallas (8,8 mag)
10' O 39 Ser (6,1 mag), O-
Himmel
20. 18:32 Sonne im Frühlingspunkt
20. 20:20 Mond 2,8 Grad W Plejaden, WHimmel
22. 01h Saturn in Opposition zur Sonne, Hell. 0,5 mag, Durchm. 19,54'', Sternbild Jungfrau
23. 12:00 Erstes Viertel 24. 02:34 Kleinplanet 2-Pallas (8,8 mag)
44' W Ser (5,5 mag), SOHimmel 24. 04:20 Kleinplanet 1-Ceres (8,7 mag) 1,6 Grad N Trifidnebel M20 (6,3 mag), Sternbild Schütze, SOHimmel 24. 20:54 Mond 7,5 Grad S Gem (Pollux, 1,2 mag), S-Himmel 25. 20:30 Mond 6,6 Grad SO Mars (0,0 mag), S-Himmel 27. 02:05 (ca.) Mond bedeckt Stern Leo (3,5 mag), Austritt ca. 2:43, im Norden D etwas früher, im Süden D etwas später, W-Himmel 28. 02:00 Uhren von 2 Uhr Mitteleuropäische Zeit (MEZ) auf 3 Uhr Mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ) vorstellen 28. 04:15 Kleinplanet 2-Pallas (8,8 mag) 34' W Ser (3,8 mag), SHimmel 28. 06h Mond erdnah, Winkeldurchmesser 32' 55'' 29. 20:00 Mond 9,2 Grad S Saturn, (0,5 mag), O-Himmel 30. 03:25 Vollmond 31. 02:00 Komet 81P/Wild2 (10,4 mag) 23' W Vir (4,1 mag), SHimmel 31. 03:16 Mond 3,6 Grad S Vir (Spica, 1,1 mag), S-Himmel
VdS-Journal Nr. 32
124 Service
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 nächsten Objekte in dieser Rubrik.
Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VDS-J 34 35 36 37 38
Ausgabe 3/2010 4/2010 1/2010 2/2011 3/2011
Benötigte Objekte M29 Cyg, M56 Lyr, M75 Sgr M98 Com, M104 Vir, M107 Oph M48 Hya, M49 Vir, M52 Cas M58 Vir , M59 Vir, M89 Vir M18 Sgr, M26 Sct, M28 Sgr
Einsendeschluss Anfang Januar 2010 Anfang April 2010 Anfang Juli 2010 Anfang Oktober 2010 Anfang Januar 2011
Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können.
Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus Burnhams ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple/ Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium www. obspm.fr/) entnommen.
Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden 27. Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Winfried Kräling, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle und vom Verfasser enthalten, sowie Aufnahmen von Martin Wagner, Bernd Flach-Wilken/Volker Wendel und vom Verfasser abgebildet. Vielen Dank den Zusendern! Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in Tabelle 1. Bitte schicken Sie Ihre visuellen Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte". Vergessen Sie
bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Microsoft Word (doc, txt, wpd) wäre gut. Der Verfasser behält sich Textanpassungen vor.
Nur noch von den folgenden Objekten fehlt fotografisches Bildmaterial: M 18, M 21, M 22, M 26, M 28, M 48, M 49, M 52, M 54, M 55, M 59, M 70, M 75, M 85, M 89, M 104.
Torsten Güths, In den Nußgärten 31, D-61231 Bad Nauheim Oder: solaris1000@gmx.de
M 83, Wasserschlange (Hydra)
Objekttyp:
Spiralgalaxie, Typ SAB
Entfernung:
22 Millionen Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 100.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,6 mag
Winkelausdehnung: 15,5` x 13,0'
Koordinaten:
RA: 13h37m
Dekl. -29 Grad 52`
1 Aufgenommen mit einer SBIG
STL 11000M Kamera durch ein Meade LX 200 GPS 10 Zoll f/10. Die Belichtungsdauer betrug 5 x 10 m (1x1 bin) für das Luminanzbild, sowie 5 x 5 m für jede RGB im zweifach Binningmodus. Der Ort war Somerset West in Südafrika. (Dieter Willasch)
VdS-Journal Nr. 32
Service 125
Historisches: M 83 wurde von Lacaille im Jahre 1752 vom Kap der Guten Hoffnung aus entdeckt. Messier fügte dieses Objekt erst im März 1781 seinem Katalog hinzu.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Fernglas 8x56: M 83 ist als ein 8,2 mag heller, wegen der südlichen Position aber nur sehr schwach erscheinender, 4` großer Nebelfleck erkennbar. Von den Kanarischen Inseln aus gesehen erscheint die Galaxie viel größer und auch heller: 10` Durchmesser bei
einer Gesamthelligkeit von 7,8 mag! (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 83 erscheint als eine großflächige, 8,0 mag helle Nebelfläche, von der aber nur der Kern hell wirkt. Die Außengebiete sind flächenschwach und schwer abzugrenzen. Definitv erkennbar ist ein Durchmesser von 4`. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Die Galaxie steht bei der Beobachtung nur 10 Grad über dem aufgehellten Horizont. Bei 91-facher Vergrößerung erscheint sie als diffuser Fleck. Bei indirektem Sehen nicht besser. (G. Kohler)
40 cm Öffnung: Wegen der südlichen Position und der Lichtglocke von Leonberg ist nur der Kern der Galaxie gut zu sehen. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie zeigen sich bei Brennweiten ab 300 mm die Spiralarme. Ab 1000 mm wird das Bild schon beeindruckender. Die Belichtungszeiten sollten lang sein: Zwanzig Minuten bei f/5 und 400 ISO. Für DSLR Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 200 mm bei fünf Minuten Belichtungszeit und 800 ISO. Die südliche Position erschwert allerdings die Fotografie von Mitteleuropa aus.
M 87, Jungfrau (Virgo)
Objekttyp:
Elliptische Galaxie,
Typ E
Entfernung:
65 Mio. Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 134.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,6 mag
Winkelausdehnung: 7,1'
Koordinaten:
RA: 12h30m
Dekl. -12 Grad 24`
Historisches: Charles Messier entdeckte dieses Objekt im März des Jahres 1781 und beschrieb es als Nebel ohne Sterne, der eine mit M 84 und M 86 vergleichbare Helligkeit besitzt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Fernglas 8x56: M 87 ist sehr deutlich als ein 8,6 mag heller und 4` kleiner Nebelfleck erkennbar, wenn man die genaue Position kennt. Am Nordrand steht ein Stern 8,2 mag. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Eine runde, mit 8,6 mag sehr hell erscheinende Nebelfläche mit 5` Durchmesser. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei 91-facher Vergrößerung erscheint sie oval und groß. Sie wird zur Mitte heller und ist gut zu sehen. (G. Kohler)
2 Aufgenommen mit einer handelsüblichen Canon EOS 450D durch ein Meade
10" LX6 Schmidt Cassegrain (1600 mm / f 6,3). Nachgeführt wurde mit einer am Leitfernrohr montierten Kamera ST-4. Belichtungsdauer einer Einzelaufnahme 18 Minuten bei ISO 1600 Empfindlichkeit. Man erkennt im Bild rechts am Kern den Jet als kleinen Fortsatz. (Georg Bilgeri)
33 cm Öffnung: Bei 100-fach erkennt man eine rundliche Form mit einem helleren, rundlichen Kern. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein sehr auffälliger, 8,6 mag heller runder Nebel mit 4` Durchmesser. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie zeigt sich
M 87 bereits bei kurzen Brennweiten als Nebelfleckchen. Abgesehen von seinem Jet zeigt diese Galaxie auch ab 1000 mm keine Strukturen. Für die Abbildung des Jets können die Belichtungszeiten eher kurz sein: Zehn Minuten bei f/5 und 400 ISO reichen aus. Mit CCD und DSLR Kameras können wir den Jet recht gut bei kürzeren Brennweiten ab 800 mm bei drei Minuten Belichtungszeit und 800 ISO erhalten.
VdS-Journal Nr. 32
126 Vorschau
M 102, Drache (Draco)
Objekttyp:
Spiralgalaxie,
Typ SAO
Entfernung:
45 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 86.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 9,9 mag
Winkelausdehnung: 6,6` x 3,2'
Koordinaten:
RA: 15h06m
Dekl. +55 Grad 46`
Historisches:
M 102 ist eines der ,,vermissten" Mes-
sierobjekte. Mechain vermutete in einem
Brief an Bernoulli eine Verwechslung mit
M 101. Der Astronom Owen Gingrich
schreibt diese Galaxie dem Objekt NGC
5866 zu.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein heller und deutlich länglicher Nebel 10,2 mag, 4` x 2` groß. Entlang der Längsachse ist die Galaxie klar heller und erscheint deshalb auf den ersten Blick spindelförmig, insgesamt ist sie aber doch etwas breiter und somit oval. Zwei Sterne 11,2 und 12,2 mag sind am Rand des Nebels zu erkennen. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Hell, länglich und leicht sichtbar. Auch bei V=18x war sie eindeutig erkennbar. (W. Kräling)
20 cm Öffnung: Bei 91-facher Vergrößerung ist M 102
3 Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C-Kamera durch einem 15-cm-
Newton f/5,9. Die Belichtungsdauer betrug 5 x 1 Minute. (Torsten Güths)
hell und deutlich sichtbar. Sie erscheint oval, fast spindelförmig und gleichmäßig hell ohne einen deutlichen Kern. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Zwischen zwei Sternen gelegen. Bei 179fach erkennt man eine elliptische Form mit einem helleren Zentralgebiet. Der Rand erscheint relativ scharf begrenzt. Körnig strukturiert. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: Ein auffälliger Nebel, 10,2 mag hell und sehr schlank, Gesamtgröße 6` x 1,2`. Die Kernregion ist 2` x 0,6` groß und hell, der Kern selbst andeutungsweise sternförmig 14,6 mag. Die Außengebiete sind
deutlich erkennbar, aber vergleichsweise schwach; dort stehen am Rand zwei Sterne 11,2 und 12,2 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie benötigen wir Brennweiten ab 1000 mm, um M 102 als kleinen Lichtstrich zu zeigen. Die Belichtungszeiten sollten für die Abbildung des hellen Zentrums mit dem Dunkelband kurz und für die komplette Ausdehnung lang sein. Mit CCD und DSLR Kameras können wir ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 750 mm erhalten. Die Abbildung der schwächeren Ausläufer zusammen mit dem hellen Zentrum samt Dunkelband erfordert schon eine stärkere Bildbearbeitung.
Vorschau
Astronomische Veranstaltungen von Januar bis März 2010
von Werner E. Celnik aus vorliegenden Informationen (Angaben wie immer ohne Gewähr) Aktuelle Informationen im Terminkalender der VdS unter www.vds-astro.de
Januar und Februar 2010
Bis Redaktionsschluss lagen
keine Informationen vor.
März 2010
Fr 26. - So 28.03.2010 29. AKM Frühjahrsseminar
Das Tagungsprogramm beinhaltet Beiträge zu Meteoren, Halos, Polarlichtern, leuchtenden Nachtwolken und anderen
atmosphärischen Erscheinungen. Ort: Jugendtouristenhotel in Naumburg/Saale, Ver-
anstalter: Arbeitskreis Meteore (AKM e.V.) mit den VdS-Fachgruppen Meteore und Atmosphärische Erscheinungen, Anmeldung bis zum 1.2.2010 an Ina Rendtel, Mehlbeerenweg 5, 14469 Potsdam, E-Mail: ina.rendtel@meteoros.de, Anmeldeformular und weitere Informationen unter www.meteoros.de/akm/ seminar09.html und www.jugendherberge.de/jh/ naumburg/
VdS-Journal Nr. 32
Service 127
Astro Walk Bremen - eine Stadtführung auf
den Spuren europäischer Astronomen
von Lieselotte Pezsa
Vor dem Hintergrund der international viel beachteten Luft- und Raumfahrtindustrie in Bremen, war es mein Anliegen, auch der bedeutenden Astronomiegeschichte um Wilhelm Olbers (1758-1840), Arzt und Astronom hier in Bremen, seiner Freundschaft zu Astronomen jener Zeit wie C.F. Gauß (1777-1855), F.W. Bessel (1784-1846), J.H. Schroeter (1745-1816) und allen an der Gründung der Astronomischen Societät 1800 Beteiligten gerecht zu werden und ihre Beobachtungen, Berechnungen und ihre unbeirrbare Kommunikation untereinander zu würdigen. Gleichzeitig ist es mein Wunsch, das Netzwerk der Astro Walks ... zu erweitern, wie z.B. den Astro Walk Göttingen, den Astro Walk Kassel ... (Tycho Brahe in der historischen Markthalle!) und den Astro Walk Tartu (EE)...(dort denken sie an einen Science Walk Tartu!). In allen Städten führte ich Gespräche, die Umsetzung ist jedoch finanziell und organisiatorisch ein aufwendiges Unterfangen.
2005 wurden Bremen/Bremerhaven Stadt der Wissenschaft. Für dieses Ereignis habe ich die thematische Führung konzipiert, die sich über drei Module diesem faszinierenden Thema nähert. Mit Experten wie Hans-Joachim Leue (Hambergen) und Dieter Vornholz (Bremen) konnte ich zusammenarbeiten und mit Ihnen die Schulung der Gästeführer/ -innen im Olbers-Planetarium der Hochschule Bremen koordinieren. Die intensive Schulung wurde seitdem noch durch regelmäßige Treffen beim so genannten Astro-Tisch abgerundet.
scher Astronomen als Vormittagsexkursion angeboten mit einem sich anschließenden Besuch des Olbers-Planetariums.
Namhafte Sponsoren und Förderer stehen hinter dem Konzept, dem Auftritt in insgesamt neun Sprachen im Internet und dem Druck der Flyer in fünf Sprachkombinationen dt./englisch - dt./spanisch dt./italienisch - dt./französisch und seit Anfang 2009 auch in dt./russisch.
Buchungsmöglichkeit: Gruppenbuchungen über die Bremer Tourismus Zentrale [1]. Seit 2006 gibt es zusätzlich zehn öffentliche Führungen pro Jahr, jeweils am 1. Samstag des Monats, um das Angebot auch ohne Gruppenbindung einzelnen Teilnehmern zu ermöglichen.
Internet-Hinweise: [1] Bremer Tourismus Zentrale:
www.bremen-tourismus.de [2] Internet-Auftritt des Bremer Astro-
Walk: www.astro-walk.com
1 Die Besselei - das Bessel-Denk-
mal. Bildautor: Hans-Joachim Leue, Hambergen
Drei Module - drei Akteure: Beginnend mit dem Auftritt eines Schauspielers - der Monolog des Wilhelm Olbers als Kernaussage des Astro Walk Bremen - folgt die Stadtführung als solche und abschließend die Betrachtung eines Kunstwerks mit einer Kunsthistorikerin oder einem Kunsthistoriker in der WESERBURG - dem Museum für moderne Kunst.
Schulen wird der Junior-Astro Walk Bremen ... Schüler auf den Spuren europäi-
2 Eröffnung des Astro Walk Bremen am 21.06.2005. Auftritt des Wilhelm
Olbers am Olbers-Denkmal. Bildautor: Hans-Joachim Leue, Hambergen
VdS-Journal Nr. 32
128
Hinweis
Titel
Dr. Dr. Dr.
Name
Vorname
Straße
Ackermann
Gabriele
Brombeerweg 4
Ackermann
Jörg
Brombeerweg 4
Baader Planetarium Team
Zur Sternwarte
Bannuscher
Dietmar
Burgstraße 10
Bähr
Roland
Adolf-Kolping-Str. 13
Beck
Stefan
Eschelbachstr. 17
Bergthal
Siegfried
Friedhofstr. 13
Bilgeri
Georg
Engelitz 4
Bredner
Eberhard H. R.
Ginsterweg 14
Celnik
Werner E.
Graudenzer Weg 5
Eifert
Gertraud
Am Weißenacker 8
Eisler
Herfried
3, Rue d`Erstein
Fenn
Christian
Am Rod 40
Fichtner
Stefan
Zähringerstraße 41
Flach-Wilken Bernd
Bahnhofstr. 55
Griesser
Markus
Breitenstr. 2
Guthier
Otto
Am Tonwerk 6
Güths
Torsten
In den Nussgärten 31A
Hauss
Michael
Fasanenweg 34
Heimann
Fabian
Marie-Curie-Allee 90
c/o Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e.V.
PLZ 74374 74374 82291 56249 69151 71088 78628 88145 59229 47495 36369 67100 97762 69115 56422 CH-08542 64646 61231 65835 10315
Hesse
Arno
Parallelweg 1
Hinz
Claudia
Bräuhausgasse 12
Dipl.-Phys. Hoffmann
Susanne M.
Marie-Curie-Allee 90
c/o Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e.V.
48465 83098 10315
Dipl. Ing.
Hohmann
Klaus
Oberes Griesfeld 33
Hörenz
Martin
Mosczinskystr. 12, WE 1310
Jahns
Helmut
Glimmerweg 21
Kalauch
Klaus-Dieter
Hauptstr. 29a
Keßler
Thomas
Lindenstraße 13
Kopplin
Jörg
Geraer Str. 37
Küchler
Walburga
Anselmstraße 8
Lehmann
Gerhard
Persterstr. 6h
Leich
Jens
Marienhagener Str. 6
Leue
Hans-Joachim
Bergstraße 13
Lewis
Nicholas
Marie-Curie-Allee 90
c/o Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e.V.
83646 01069 30455 08294 21335 04600 73760 09430 51674 27729 10315
Melchert
Sven
Meyer
Maik
Pezsa
Lieselotte
Pilz
Uwe
Riepe
Peter
Ries
Wolfgang
Dr.
Schilling
Johannes
Sciesielski
Albert
Slotosch
Frank
Solomonova
Aliona
Spitzer
Daniel
Dr.
Steinicke
Wolfgang
Dr.
Strickling
Wolfgang
Tomitsch
Mike
Ulbricht
Heiko
Völker
Peter
Sternfreunde im FEZ
Am Fürstenweiher 65 Westerwaldstraße 91 Seiffertstraße 96 Pöppigstr. 35 Lortzingstr. 5 Altenseng 6 Dorfstraße 36 Ofengasse 8 Wallstraße 77 Hindenburgdamm 79 Falkenstraße 30 Gottenheimerstr. 18 Drususstr. 15 Hohenstaufenstr. 8 Opitzer Str. 4 An der Wuhlheide 197
69118 65549 28359 04349 44789 A-4721 89173 71336 45770 25421 59075 79224 45721 71364 01705 12459
Voltmer
Sebastian
56, rue des Hauteurs
F-57350
Dr.
Willasch
Dieter
17 Rembrandt Rd.
7130
Witt
Volker
Ganghoferstr. 5
82178
Wolff
Julia
Marie-Curie-Allee 90
c/o Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e.V.
10315
Zellhuber
Herbert
Kreuzeckstr. 1
82380
Ort Zaberfeld Zaberfeld Mammendorf Herschbach Neckargemünd Holzgerlingen Rottweil-Göllsdorf Hergatz Ahlen-Dolberg Rheinberg Lautertal-Dirlammen Strasbourg (Frankreich) Hammelburg Heidelberg Wirges Wiesendangen Heppenheim Bad Nauheim Liederbach am Taunus Berlin
E-Mail astro.ackermann@t-online.de astro.ackermann@t-online.de
Dietmar.Bannuscher@t-online.de mangbaehr@arcor.de stefan_beck@cometchaser.de
Eberhard@Bredner.eu werner.e.celnik@astrographic.de g.eifert@ngi.de herfried.eisler@skywarn.at fennchristian@t-online.de s.fichtner@usm.de B.F.Wilken@t-online.de griesser@spectraweb.ch vds-astro@t-online.de solaris1000@gmx.de hauss-michael@t-online.de service@vega-astro.de
Schüttorf Brannenburg Berlin
hinz@glorie.de service@vega-astro.de
Bad Tölz Dresden Hannover Affalter Lüneburg Altenburg Ostfildern Drebach Wiehl-Marienhagen Hambergen Berlin
klaus.hohmann@hohmann-edv.de martin-hoerenz@gmx.de Helmut.Jahns@gmx.de
thomas.kessler@vds-astro.de Joerg.Kopplin@t-online.de
gerhard.lehmann@abo.freipresse.de
hans-joachim.leue@arcor.de service@vega-astro.de
Heidelberg Limburg Bremen Leipzig Bochum Altschwendt Lonsee Waiblingen Marl Pinneberg Hamm Umkirch Haltern Winnenden Freital Berlin
maik@comethunter.de mail@astro-walk.com piu58@gmx.de fg-astrofotografie@vds-astro.de diriesw@aon.at bjthrschilling@web.de albert.am.ofen@t-online.de frank-slotosch@t-online.de aliona@gmx.de fg-Leitung@fachgruppe-deepsky.de steinicke-zehnle@t-online.de Dr.Strickling@gmx.de tomitsch@arcor.de ulbricht@astroclub-radebeul.de p.voelker@sifez.de
Spicheren Somerset West/South Africa Puchheim Berlin
info@weltraum.de dieter.willasch@gmx.de VolkerWitt@t-online.de service@vega-astro.de
Peissenberg
zellix@t-online.de
VdS-Journal Nr. 32
Galaxy Dobson
Die große, beugungsbegrenzte Qualitätsoptik sorgt für ein hochaufgelöstes, helles und kontrastreiches Bild. Mit dem D8 sehen Sie Wirbel in den Jupiterbändern, die Cassini-Teilung der Saturnringe über den vollen Umfang, die Polkappe des Mars, fünf Saturnmonde, Pluto, oder wie ein Mond einen rabenschwarzen Schatten auf Jupiter wirft.
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