Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 33
BEITRAG
4 Der Astronomietag 2010 (Melchert Sven)
4 Komet 29/P Schwassmann-Wachmann ist ausgebrochen (Melchert Sven)
5 Schwerpunktthemen im VdS-Journal (Melchert Sven)
6 Amateurastronomie - mehr als nur ein Hobby (Fichtner Stephan)
7 Australischer Amateurastronom entdeckt Jupitereinschlag (Kowolik Silvia)
10 Ein Sommernachtstraum (Hönig Sebastian)
13 Den eigenen Namen an den Himmel schreiben (Meyer Maik)
16 Chronik des Helligkeitsausbruches bei 17/P Holmes (Santana Juan)
20 William A. Bradfield (Guthier Otto)
23 Knapp vorbei ist auch daneben (Guthier Otto)
24 Ein neuer Stern - was nun (Kloehr Wolfgang)
28 Neuentdeckungen in der FG Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
32 Mein Erstlingswerk - der KP 2004 DO (Apitzsch Rolf)
36 Entdeckung an der Volkssternwarte Drebach (Wollenhaupt Guido)
38 Entdeckung von Kleinplaneten auf B82 Maidbronn (Häusler Bernhard)
41 Von Null auf Dreihundert in fünf Jahren (Ries Wolfgang)
43 Entdeckung einer offensichtlich veränderlichen anonymen Galaxie (Wenzel K., Düskau W., Diederich H.-G., Karge S.)
45 Zufällige "Entdeckung" eines binären Sternclusters GMW (Diederich H.-G.)
46 Die Wiederentdeckung des Zodiakallichts (Binnewies Stefan)
49 Ergebnisse aus 10 Jahren Videokameranetz der IMO (Molau Sirko)
52 Mitgliedsbeiträge und Abo-Kosten für SuW (Kessler Thomas)
53 Eigene Entdeckungen leicht gemacht (Mor H. U.)
53 Das typische Einsteiger-Teleskop Journal 33 (Zellhuber Herbert)
56 Eine Punktlichtquelle mit wechselbaren Blenden (Möller Frank)
59 Ein SoFi- und MoFi-SQM-L (Stepputat Klaus)
63 FG Astrofotographie aktuell - Bilder gewünscht (Riepe Peter)
64 Linearer Mikrofokussierer (Strauß Harald)
68 Servo-Okularauszug SFOK48 im Eigenbau (Rogge Rene)
71 Mond-Mosaikbilder mit der DMK (Wolf Manfred)
74 M 17 - mein erster Projekterfolg (Zilch Thorsten)
75 Messier 33, die große Dreiecksgalaxie (Riepe Peter)
82 Erneut Vulkanaerosolwolken über Mitteleuropa (Hinz Claudia)
86 Fachgruppe Dark Sky - Neues Journal 33 (Hänel Andreas)
90 Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt NGC 4435/38 (Schilling Johannes, Spitzer Daniel)
91 Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprogramm Journal 33 (Schilling Johannes, Spitzer Daniel)
92 Ein planetarischer Nebel und ein Kohlenstoffstern (Spitzer Daniel)
93 Die Umgebung von NGC 6577 (Leiter Frank)
95 Materiebrücken in Galaxien des Arp-Kataloges (Schilling Johannes)
96 6. Tagung der FG "Geschichte der Astronomie" (Steinicke Wolfgang)
97 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 33 (Steinicke Wolfgang)
99 Paul Ahnert - die Jahre in Chemnitz (Pfitzner Elvira)
102 ASL 2009 - Die Numme 10 (Opialla Tobias)
33
0 Entfernungsmessungen in expandierenden Raumzeiten (Beitrag)
BEITRAG
105 Einladung zur 13. Kleinplanetentagung 2010 Drebach (Lehmann Gerhard)
106 Kosmische Begegnungen Journal 33 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
108 Der Komet C/2006 W3 (Christensen) (Pilz Uwe)
112 Komet Halley 1910 II (Kerner Heinz)
112 VdS Mitglieder neu Begrüßung Journal 33 (Lulay Ruth)
115 Sternfinsternis über Europa - (472) Roma (Klös Oliver)
118 Epsilon Aurigae im "freien Fall" (Bannuscher Dietmar)
119 1RXS J055229.5+592842 - eine veränderliche Seyfert Galaxie (Wenzel Klaus)
33
0 Jubiläen 2010 II (Beitrag)
BEITRAG
123 Das war´n noch Zeiten Journal 33 (Völker Peter)
125 Profis und Amateure im Dialog (Eversberg Thomas)
128 Der Sternhimmel April-Mai-Juni 2010 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
131 M wie Messier Journal 33: M 20, M 21, M 22 (Güths Torsten)
134 Eine Finsternis die keine war (Schmidt Elmar, Wersig Christian)
0 Editorial Journal 33 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 33
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
Der Text ist nicht formatiert, Bildunterschriften sind irgendwo im Text eingefügt.
Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
VdS-Journal Nr. 33
4
Nach Redaktionsschluss
Plakate, Flyer, Sensationen:
der Astronomietag 2010
von Sven Melchert
Spätestens Anfang April werden Sie dieses VdS-Journal für Astronomie in Händen halten - die Uhr tickt, am 24. April findet der 8. Astronomietag statt. Wir hatten darüber bereits in der letzten Ausgabe berichtet, und in der Zwischenzeit hat sich einiges getan:
Anmeldung im Internet Vorstandskollege Alexander Weis hat ein praktisches Tool programmiert, damit man sich über die VdS-Homepage (www. vds-astro.de) online anmelden kann. Einen Link zur Anmeldung findet man oben auf der Startseite der VdS-Homepage. Außerdem - und das ist vielleicht noch viel wichtiger - können Interessenten dort nach Veranstaltungen suchen.
Man muss einfach seine Postleitzahl eingeben, die maximale Entfernung zu seinem Wohnort auswählen, und mit einem Klick erhält man alle Veranstaltungen am Astronomietag in seiner Nähe. Sogar eine Karte mit den Veranstaltungsorten wird einblendet.
VdS-Infoflyer ,,Astronomie 2010" Diese Broschüre lag bereits der letzten Ausgabe unseres Journals bei. Sie enthält eine kurze Einführung in die Himmelsbeobachtung sowie, nach Monaten geordnet, die schönsten Himmelsereignisse für das Jahr 2010 - das ideale ,,Mitnehmsel" für alle Besucher einer Veranstaltung am Astronomietag. Die Broschüren können bei der VdS-Geschäftsstelle (Postfach 1169, 64646 Heppenheim, Telefon: 06252-787-154, E-Mail: service@vdsastro.de) bestellt werden. VdS-Mitglieder erhalten 50 Exemplare gratis, jedes weitere Exemplar wird mit 0,10 Euro berechnet; Nichtmitglieder können auch gerne bestellen und zahlen ab dem ersten Exemplar 0,10 Euro. Außerdem kann man sich die Broschüre unter www.vds-astro. de als PDF-Datei herunterladen und bei Bedarf für seine Besucher auch selbst ausdrucken (aber ganz ehrlich: Richtig gedruckt sieht sie viel besser aus).
Plakat mit Plus Ebenfalls bei der VdS-Geschäftsstelle sind Plakate zum Astronomietag erhältlich
(Abb. 1). Ein Exemplar haben wir diesem Journal beigelegt; wenn Sie mehr brauchen, freuen wir uns auf Ihre Nachricht. Der Clou: Auf der Rückseite des Plakats sind alle 110 Messier-Objekte abgebildet, so hat man auch nach dem Astronomietag noch etwas von diesem Plakat. Da die Plakate auch der April-Ausgabe von ,,Sterne und Weltraum" beigelegt werden und der Spektrum-Verlag zusammen mit dem Kosmos-Verlag und der VdS die Druckkosten übernimmt, erhalten Sie weitere Plakate von der VdS kostenlos.
Um die Bereitstellung von klarem Himmel am 24. April wird sich die VdS weiterhin intensiv bemühen - in diesem Sinne: clear skies und gerne berichten wir im VdS-Journal über Ihre Aktivitäten am Astronomietag!
Komet 29P/SchwassmannWachmann ist ausgebrochen
Nein, das ist kein Aprilscherz und es handelt sich auch nicht um einen entflohenen Sträfling. Der ,,Ausbruch" bezieht sich auf die plötzliche Helligkeitssteigerung dieses Kometen Anfang Februar.
Ein ähnliches Verhalten, wenngleich noch spektakulärer, zeigte im Herbst 2008 auch der Komet 17P/Holmes, der seine Helligkeit so stark steigerte, dass
1 Am 21. Januar war noch alles
ruhig. Michael Haus belichtete mit dem C14 bei f/7,4 des ,,Bradford Robotic Telescope" 120 Sekunden.
Nach Redaktionsschluss
5
er für einige Wochen sogar mit bloßem Auge sichtbar war (wie es der Zufall so will, können Sie dazu einen Bericht in diesem Heft ab Seite 16 lesen).
Nun also Komet 29P ,,SchwassmannWachmann". Seine Helligkeit sollte zurzeit um die 15 mag betragen, doch am 3. Februar beobachteten Amateurastronomen aus Spanien einen Helligkeitsanstieg auf 11,5 mag. Eine für Kometen typische Koma war allerdings noch nicht zu beobachten. In den Tagen und Wochen danach konnte um 29P dann eine fast kreisförmige Koma mit stellarem ,,Kern" beobachtet werden. Beobachter schätzten die Helligkeit auf 10-11 mag. Schwassmann-Wachmann ist zwar für gelegentliche Helligkeitssteigerungen bekannt, doch dieser Ausbruch scheint der kräftigste seit zehn Jahren zu sein.
Zahlreiche Bilder dieses Kometen findet man auf der Homepage der VdS-Fachgruppe Kometen unter http://kometen. fg-vds.de; drei davon haben wir exemplarisch für diesen Beitrag ausgewählt. Ihre Beobachtungen und Bilder sind der Fachgruppe sehr willkommen!
3 Das derzeit letzte
Bild stammt vom 2. März: Mark Emmerich und Sven Melchert belichteten 640 Sekunden durch ein C14 bei f/6.
2 Am 9.
Februar sah die Sache schon ganz anders aus: Bruno Vauquelin genügte in 72-mm-Refraktor und 420 Sekunden Belichtungszeit, um die Koma des Kometen abzulichten.
Schwerpunktthemen im VdS-Journal
Wir möchten Sie darüber informieren, dass für die Ausgabe Nummer 35 unserer Mitgliederzeitschrift ,,VdSJournal für Astronomie", die Ende September erscheinen wird, von unseren Fachgruppen-Referenten das Thema Kugelsternhaufen ausgewählt wurde. Sollten Sie Beträge oder Aufnahmen haben, die Sie gerne veröffentlichen möchten, wenden Sie sich bitte an Herrn Peter Riepe; EMail: redaktion-astrofotografie@vds-astro.de (Fachgruppe Astrofotografie) oder an Herrn Daniel Spitzer, E-Mail: redaktion-deepsky@vds-astro.de (Fachgruppe Visuelle Deep Sky). An Bildmaterial werden besonders Aufnahmen der Palomar-Kugelsternhaufen gewünscht. Redaktionsschluss ist der 1. Mai 2010.
Für die Dezemberausgabe (Nummer 36) ist das Schwerpunktthema ,,Astronomie in Gruppen und Vereinen" vorgesehen. Hier wollen wir speziell über das Angebot und die Situation in astronomischen Vereinen und Volkssternwarten berichten. Wir bitten alle interessierten Mitglieder und Vereine, uns Ihre Beiträge zu senden. Es kann sich dabei
um ein Portrait der Einrichtung oder die tägliche Arbeit in Volkssternwarten und Gruppen (Astro-Stammtische) handeln. Selbstverständlich sind auch Beiträge und Erfahrungen zu den Astronomietagen willkommen. Ansprechpartner ist im Vorstand Hans-Jürgen-Wulfrath (hans.juergen. wulfrath@vds-astro.de). Beiträge erbitten wir direkt an die Geschäftsstelle.
Die VdS beabsichtigt, ab Januar 2011 einen speziellen Service für astronomische Einrichtungen anzubieten, in dem mit dem VdS-Journal eine dauerhafte, feste Plattform für Veröffentlichungen (Programme, Vorträge, Führungen, etc.) geboten wird. Dazu wird eine neue Rubrik eingerichtet werden, in der es möglich sein wird, über interessante Tagungen, Führungen und Vorträgen von örtlichen Vereinen zu berichten. Mehr dazu in der nächsten Ausgabe.
Einsendeschluss für Ausgabe Nr. 36 ist der 1. August 2010.
VdS-Journal Nr. 33
6
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Amateurastronomie - mehr als nur ein Hobby
von Stephan Fichtner
Dass die Amateurastronomie mehr ist, als bloße Liebhaberei, brauche ich im Kreis der Sternfreunde wohl niemandem zu erzählen, denn das hieße, Eulen nach Athen zu tragen. Amateure unterstützen und ergänzen die Arbeit der Profis in vielen Bereichen. Trotz großer Durchmusterungen, automatisierter Suchprogramme und immer größer werdender Teleskope, nehmen Amateurastronomen mit ihrer Arbeit einen festen Platz in der Weiterentwicklung der Astronomie ein. Beispiele hierfür finden Sie zuhauf im Schwerpunktthema der vorliegenden Ausgabe. Da entdeckt ein Amateurastronom als Erster den Einschlag eines Asteroiden auf Jupiter, die Explosion einer massereichen Sonne in einer weit entfernten Galaxie, einen Meteorstrom, Kleinplaneten zu Dutzenden oder den Helligkeitsausbruch eines Kometen (siehe unser Foto von Komet 17P/ Holmes).
Uwe Reichert, Chefredakteur der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum", hat es in seinem Editorial der Novemberausgabe 2009 ,,Amateure sind (nicht nur) Liebhaber" sehr schön auf den Punkt gebracht:
1 Eine Auf-
nahme des ,,grünen Kometen" 17P/ Holmes am 31.10.2007, Teleskop C14 f/5,5, Kamera SBIG ST8XME, Mark Emmerich/ Sven Melchert
,,Amateur - das mag für viele ein Synonym für Nichtfachmann, Laie, Anfänger, ja vielleicht sogar für Dilettant oder Stümper sein. In einer zweiten, wertneutralen Bedeutung hingegen bezeichnet dieses Wort einen Liebhaber - jemanden, der ein Hobby, eine Fertigkeit oder eine Kunst mit Inbrunst ausübt und dafür keinerlei Geld nimmt. Allein die Freude, die tiefe intellektuelle Befriedigung, die man verspürt, wenn man sich intensiv einer Sache widmet, ist der Antriebsfaktor. Was ich damit meine, das weiß jeder, der sich als Amateurastronom betätigt. (Okay, auch manche Nicht-Amateurastronomen wissen das. Finanzbeamte zum Beispiel, denn die sagen einem, dass man die Ausgaben für eine Tätigkeit, die man aus Liebhaberei betreibt, nicht als Werbungskosten absetzen darf.) Doch Amateurastronomen sind mehr als nur Liebhaber. Sie leisten wertvolle Beiträge für die Wissenschaft. Solche Leistungen verdienen Respekt und Anerkennung. Das Wort Liebhaber wird der Qualität der von engagierten Sternfreunden geleisteten Arbeit nicht gerecht. Vielleicht sollte man Profis und Amateure eher nach bezahlten und unbezahlten Astronomen unterscheiden? (Und Letzteren ermöglichen, ihre Kosten von der Steuer abzusetzen?)"
Dem ist nichts mehr hinzuzufügen. In jedem VdS-Journal finden sich Dutzende von Beweisen dafür.
Viel Spaß mit den in diesem Schwerpunktthema versammelten Beiträgen! VdS-Journal Nr. 33
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
7
Australischer Amateurastronom entdeckt Jupitereinschlag
von Silvia Kowollik
Es war ein ganz normaler Winterabend in Murrumbateman (New South Wales, Australien), als Anthony Wesley am 19. Juli 2009 gegen 23 Uhr lokaler Zeit in seiner privaten Sternwarte die Jupiterbeobachtung startete. Seeing und Durchsicht waren durch einen starken Jetstream knapper Durchschnitt, doch die Auflösung reichte für ein paar Bilder mit seinem 14,5 Zoll Newton. Gegen Mitternacht verschlechterte sich das Seeing und Anthony beschloss, eine halbe Stunde Pause zu machen und sich aufzuwärmen.
Um 0:40 lokaler Zeit überprüfte er erneut das Seeing. Dabei bemerkte er einen dunklen Fleck in Jupiters Südpolregion genau am Planetenrand, der in das Gesichtsfeld rotierte. Verwundert beobachtete er den Fleck und wurde neugierig. So weit südlich ein dunkler Mond (vielleicht Callisto?) oder der Schatten eines Mondes? Für die üblichen Wolkenstrukturen war der Fleck jedenfalls zu dunkel.
Als der Fleck weiter in das Gesichtsfeld rotiert war, beschloss Anthony, Aufnahmen mit verschiedenen Filtern zu machen. Dabei stellte sich heraus, dass der Fleck in allen Wellenlängen komplett schwarz erschien. Nicht nur einfach dunkel, richtig schwarz. Nun wurde
1 Diese Originalaufnahmen von Anthony Wesley zeigen im sichtbaren Licht
die Verformung der ovalen Impactstruktur durch die Jetstreams in der Jupiteratmosphäre im Lauf von 15 Tagen.
Anthony doch aufgeregt. Das war etwas ganz Neues! Ein Mond bzw. ein Mondschatten kamen nicht in Frage - die Position stimmte nicht. Der Fleck rotierte synchron zu einem benachbarten Antizyklon auf Jupiter, einem so genannten ,,White Oval Spot" (WOS), welchen Anthony schon viele Nächte beobachtet hatte. Also musste der Fleck ebenfalls auf Höhe der Wolkenschicht beheimatet sein. Vielleicht die Wolke eines Einschlags?
Anthony überprüfte seine Aufnahmen vom 17. Juli, doch dort war neben dem WOS nichts Ungewöhnliches zu sehen. Kein dunkler Wirbel, keine Struktur, die sich zu dem fetten schwarzen Fleck entwickelt haben könnte. Das Seeing verbesserte sich wieder und die Struktur wurde immer deutlicher erkennbar. So langsam dämmerte Anthony, dass er da etwas ganz Außergewöhnliches beobachtete. Hin und her gerissen zwischen dem Wunsch nach weiteren Beobachtungen, Bildern und der Erkenntnis, wie wichtig es wäre, diese Beobachtung sofort zu melden, kämpfte Anthony etliche Minuten mit dem inneren Schweinehund, ehe
er dann doch zum Telefonhörer griff und ein paar Beobachtungskollegen aus dem Schlaf riss.
2 Der Entdecker des Jupiterim-
pacts in seiner privaten Sternwarte in der Nähe von Murrumbateman (New South Wales, Australien) neben seinem 14,5-Zoll-Newton.
VdS-Journal Nr. 33
8
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Während die alarmierten Kollegen den schwarzen Fleck auf Jupiter durch eigene Beobachtungen bestätigten, bearbeitete Anthony ,,quick & dirty" seine gemachten Aufnahmen, erstellte eine Webseite mit den genauen Daten seiner Beobachtung und schrieb ein paar E-Mails.
Bereits einen Tag später erhielt er eine Nachricht von der NASA, die seine Vermutung bestätigte. Glenn Orton vom JPL hatte Wesleys Beobachtung mit dem Infrared Telescope auf Hawaii überprüft und bestätigte, dass es sich bei der schwarzen Wolke um einen Einschlag und nicht um einen der üblichen dunklen Wirbelstürme handelte. Das Infrarot Teleskop zeigte an der Position des schwarzen Flecks eine warme Gasmasse, die pilzförmig über die normale Wolkenobergrenze hinausragte. Die NASA verglich das Ereignis mit dem Einschlag von Shoemaker Levi-9 im Jahr 1994, als insgesamt 23 Fragmente eines Kometen in Jupiters Atmosphäre stürzten. Wesley hatte also als erster Mensch die Wolke eines erneuten Einschlags auf Jupiter beobachtet und die Beobachtung publiziert. Dank dem Internet verbreitete sich die Nachricht wie im Fluge und nur kurze Zeit später setzte der Run der Medien ein. Der Server mit Wesleys Webseite geriet schnell an seine Grenzen und erst eine weitere Seite auf einem anderen Server bewältigte den Ansturm. Aus einem unbekannten Amateurastronomen wurde über Nacht ein gefragter Mann. Ganze Horden von Reportern und Fernsehcrews belagerten tagelang Anthony Wesleys Haus, ein Interview jagte das andere.
In Deutschland herrschte Mitte Juli 2009 leider sehr schlechtes Wetter, so dass hiesige Amateure erst Ende Juli die ersten Aufnahmen machen konnten. Selbst mit kleinen Amateurteleskopen (60-mmRefraktoren, 4-Zoll-Newtons) konnte der Fleck visuell beobachtet werden. Die Aufnahmen zeigten etliche Details, besonders die Verformung des anfänglich leicht ovalen Flecks zu einem lang gezogenen Band konnte über zwei bis drei Monate hinweg verfolgt werden.
3 Jupiteraufnahmen der Autorin mit einem 8-Zoll-Newton-Teleskop, Okularprojektion
und Farbfiltern mit DMK 21AF04.As aufgenommen vom Balkon in Ludwigsburg.
4 Momentaufnahmen des Jupiterimpacts in der Nacht vom 1. auf den 2. Au-
gust 2009 mit dem 80-cm-Teleskop der Sternwarte Zollern-Alb in unterschiedlichen Wellenlängen mit einer DMK 21AF04.AS Kamera bei acht Metern Brennweite. Oben, von links nach rechts: In der UV-Aufnahme zeigt der linke obere Planetenrand eine kleine dunkle ,,Delle", dieselbe Stelle in der Methanband-Aufnahme zeigt dagegen eine helle ,,Beule". Diese beiden Aufnahmen zeigen, dass die Impactwolke über die normale Wolkenobergrenze hinausragt und deutlich wärmer als die umgebende Atmosphäre ist. Das RGB-Bild rechts entspricht dem visuellen Eindruck eines Beobachters am Okular, die Impactregion ist hier als dunkler Fleck am linken oberen Planetenrand gut zu erkennen. Unten: Falschfarbenbild, zusammengesetzt aus dem UV, Methanband- und Grünkanal der obigen Aufnahmen. Welche Bedeutung die Profiastronomen der Beobachtung von Wesley zumessen, wurde auf dem European Planetary Science Congress (EPSC) 2009 der europäischen Planetenforscher am 17. September 2009 in Potsdam deutlich. Wesley wurde während eines Meetings über den Impact per Videokonferenz zugeschaltet, beantwortete Fragen der Wissenschaftler vom Keck-II-Teleskop und präsentierte während der Dauer der EPSC brandaktuelle Bilder aus den Nacht seiner Entdeckung.
Internet-Hinweise: Internet-Seite mit Wesleys Entdeckung: http://jupiter.samba.org/
VdS-Journal Nr. 33
WIRED-Interview mit Anthony Wesley: http://www.wired.com/geekdad/2009/ 07/anthony-wesley/
EPSC-Seite mit Punkt ,,Amateurbeiträge zur Planetenerkundung": http://meetingorganizer.copernicus.org/ EPSC2009/sessionprogramme/OA
10
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Bildnachweis: Philipp Rothe
,,Wie kann das Glück so wunderlich nur schalten."
(aus ,,Ein Sommernachtstraum" von W. Shakespeare)
Ein Sommernachtstraum
von Sebastian Hoenig
Wie fühlt es sich an, wenn man einen Kometen entdeckt? Diese Frage beschäftigte mich spätestens seit dem Sommer 1999. Einige Zeit zuvor hatte ich begonnen, mich für Kometen zu begeistern. Ich las Berichte über vergangene Schweifsterne und beobachtete aktuelle Kometen mit meinem eigenen 10-Zöller, den ich mir durch Ferienjobs verdient hatte. Noch gut waren mir die beiden hellen Kometen Hyakutake und Hale-Bopp aus den Jahren 1996 und 1997 in Erinnerung. Und nun war ich auf dieser Konferenz, dem ,,International Workshop for Cometary Astronomy" in Cambridge, mit all den Kometenentdeckern, deren Namen mir nur zu geläufig waren: Alan Hale, Don Machholz, Michael Jäger. Bereits im Vorfeld hatte ich beschlossen, mir von jedem der Anwesenden ein Autogramm auf die Kometenephemeriden seiner Entdeckung geben zu lassen - als Motivationshilfe und Glückbringer. Denn wann hat man schon mal so eine Chance? So klapperte ich einen Kometenentdecker nach dem anderen ab. Dabei kam ich mit einigen ins Gespräch und lernte viel über deren Suchstrategien, Durchhaltevermögen und das nötige Quäntchen Glück.
VdS-Journal Nr. 33
Dann kam der 21. Juli 2002. Es war ein klarer Abend, der Mond schien hell, es fehlten nur noch wenige Tage bis Vollmond. Das Semester war auch gerade vorbei, so dass ich am nächsten Morgen nicht früh raus musste. Deshalb war es auch nicht ganz so schlimm, dass ich nicht richtig schlafen konnte. Nach Mitternacht entschloss ich mich dann spontan, mein Teleskop ins Auto zu packen und an meinen Beobachtungsplatz im Odenwald zu fahren. Es ist dort nicht ideal, der West- und Nordhimmel sind ziemlich hell. Richtung Osten und Süden hat man jedoch meist einen sehr dunklen Himmel. Das Teleskop war schnell aufgestellt. Nach vielen Jahren hat man eine gewisse Routine, das 10-Zoll LX200 aus dem Auto zu wuchten. Doch was sollte ich nun beobachten?
Normalerweise bereite ich mich gründlich auf eine Beobachtungsnacht vor. Zuerst suche ich einige bekannte Kometen auf und schätze ihre Helligkeit. Danach nehme ich mir für gewöhnlich gezielt einige Felder für die Kometenjagd vor. Diese suche ich schon zu Hause aus, drucke mir die entsprechenden Sternkarten aus und
1 Sebastian Hönig mit seinem
LX200 auf Kometen-Jagd
markiere helle, neblige Objekte. Nicht so jedoch in dieser Nacht: Keine Karten, keine Ephemeriden, kein Plan.
Ich begann, die Computersteuerung meines Teleskops auszurichten, ohne mir besonders viel Mühe dabei zu geben. Einige Deep-Sky-Objekte, die ich beobachten würde, können auch ohne Computerunterstützung leicht gefunden werden. Andromeda und Pegasus standen hoch am Himmel. Ich beobachtete zuerst zwei Kugelsternhaufen im Wassermann und im Pegasus. Danach wollte ich das Teleskop in Richtung Andromeda bewegen, Richtung Norden und Osten, und rutschte von meiner Handsteuerung ab. Das Teleskop blieb irgendwo westlich von Sirrah im Pegasus stehen. Gab es dort in der Nähe nicht auch ein paar schwache Galaxien? Ich schaute durch das Okular und sah ein nebliges Fleckchen, heller und größer als ich die Galaxien in dieser Region in Erinnerung hatte. Auch ohne Vergleichssterne konnte ich aus der Erfahrung früherer Kometenbeobachtungen abschätzen,
Fotos: (C) Bernd Koch
Spannende Blicke ins All
KOSMOS nimmt Sie mit zu den Messier-Objekten und zu verwegenen Theorien - kommen Sie mit und erleben Sie spannende Entdeckungsreisen.
Entdecken Sie schönsten Ziele am Himmel Mit den übersichtlichen Sternkarten in diesem Buch sind sie schnell gefunden. Für jedes Objekt erläutern
die Autoren, was bereits ein Fernglas zeigt und welche Details und Strukturen im Teleskop sichtbar werden. Für Fortgeschrittene gibt es zahlreiche Tipps zur Astrofotografie. Und selbst MessierExperten bieten die detaillierten Hintergrundinformationen zu allen 110 Objekten noch viele Neuigkeiten.
Sind Zeitreisen möglich? Öffnen Schwarze Löcher den Weg zu anderen Universen? Kann man doch schneller fliegen als das Licht? Was gestern noch wie Science Fiction klang, wird heute ernsthaft erforscht. Der Wissenschaftsjournalist Rüdiger Vaas berichtet über die verwegenen Theorien von Einstein, Hawking & Co. und den neuesten Erkenntnissen über Schwarze Löcher, Zeitschleifen und den Urknall.
Tunnel durch Raum und Zeit 400 Seiten, /D 19,95 ISBN 978-3-440-12293-8
Die Messier-Objekte 224 Seiten, ca. 130 Fotos, ca. 220 Sternkarten, /D 29,90 ISBN 978-3-440-11743-9
www.kosmos.de/astronomie
KOSMOS_VdSJournal_33.indd 1
dass das diffuse Objekt in etwa 12 mag hell sein musste. Ein Komet mit dieser Helligkeit im Pegasus war mir zu dieser Zeit nicht bekannt. Könnte es, dass ...?
Nein, nicht in dieser Richtung, nicht an dieser Stelle des Himmels. Der südliche Teil des Pegasus befindet sich zu dieser Jahreszeit eigentlich unter ständiger Überwachung durch professionelle, com-
putergesteuerte Teleskope, die Ausschau nach erdnahen Kleinplaneten halten. Ein so helles Objekt sollte denen doch nicht durch die Lappen gehen. Aber sicher ist sicher und so wollte ich die Position des Objekts fest halten. Auf meinem spontanen Beobachtungsausflug hatte ich jedoch noch nicht mal ein Stück Papier dabei. Im Auto fand ich eine leere Wasserflasche. Ich riss das Etikett ab und
Anzeige
23.02.2010 10:50:18 Uhr
machte eine grobe Zeichung des Sucherfeldes. Ich wartete einige Zeit. Falls es wirklich ein Komet wäre, so sollte er sich im Vergleich zu den Sternen im Gesichtsfeld leicht bewegen. Nach etwa 20 Minuten schaute ich erneut ins Okular. Und tatsächlich hatte sich das neblige Fleckchen bewegt. Anhand der Größe des Gesichtsfeldes konnte ich abschätzen, dass das Objekt nun etwa eine Bogenmi-
2 3 4 Links das weltweit zweite Bild von C/2002 O4 Hönig, das Michael Jäger am Abend des 27. Juli 2002 ge-
lang, nachdem ich ihn privat von der Entdeckung berichtet hatte (Schmidtkamera 200/300 mm auf TP hypersensibilisiert). In der Mitte eine Komposit-Aufnahme des gleichen Bildautors vom 21. August 2002 (6 und 7 min., Schmidtkamera 250/450 mm auf TP hyp.). Rechts ein Komposit von Jörg Kopplin (54 x 60 s SCT - 203 mm/f/3.5 mit CCD SX-MX7C, IR-Sperrfilter).
VdS-Journal Nr. 33
12
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
nute weiter nördlich stand, sich also um die Hälfte seines Durchmessers bewegt hatte.
Wie fühlt es sich an, wenn man einen Kometen entdeckt? In muss gestehen, dass ich im ersten Moment eher schockiert denn erfreut war. Das kann doch nicht sein, nicht unter diesen Umständen! Ich hatte zu diesem Zeitpunkt etwa 100 Stunden nach Kometen gesucht, gut vorbereitet und durchgeplant: Auf keinen Fall dort suchen, wo die Profis hinschauen. Ich packte das Teleskop wieder ein und fuhr nach Hause. Auf dem Heimweg schaffte ich es dann, mich selbst davon zu überzeugen, dass es sich nicht um ein neuen Kometen handeln könne. Ich ging schlafen.
Am nächsten Morgen nahm ich meine Beobachtungsskizze zur Hand und bestimmte die ungefähre Position des Objekts. Bekannte Kometen, Galaxien, Asteroiden, nichts war an dieser Stelle des Himmels zu finden, was meine Beobachtung hätte erklären können. Also sandte ich einen Beobachtungsbericht an das Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) und das Minor Planet Center (MPC). Leider verhinderte der Vollmond in den folgenden Tagen Kontrollbeobachtungen, so dass der Komet erst einmal unbestätigt blieb. Ich kontaktierte Beobachter in
den USA und in Japan, sowie Michael Jäger, den ich bat, nach Vollmond das Gebiet zu fotografieren, in dem der Komet dann stehen sollte. Am 27. Juli 2002 besuchte ich abends meinen Vater. Fünf Tage waren seit meiner ersten Beobachtung vergangen und die Hoffnung, dass es sich bei dem Objekt vielleicht doch um einen neuen Kometen gehandelt haben könnte, schwand zusehends. Wir saßen gerade beim Abendessen, als mein Telefon klingelte. Es war Maik Meyer. Maik war der erste, dem ich von meiner Entdeckung berichtet hatte. Als erfahrener Kometenbeobachter hatte er von Beginn an einen sehr realistischen Blick auf die Sache: Zu oft schon hatte er Meldungen von Beobachtern erhalten, die glaubten, einen neuen Kometen entdeckt zu haben. Doch seit 46 Jahren gab es in Deutschland keine visuelle Kometenentdeckung mehr. Maik klang sehr aufgeregt und erzählte, meine Entdeckung wäre bestätigt worden. Auf der Webseite des MPC wurden weitere Beobachtungen für ein Objekt namens ,,UnkHon" erbeten. UnkHon - Unknown Hönig (in der Tat hatte ich in der Entdeckungsmeldung von einem ,,unbekannten Objekt" - unknown object - geschrieben). Ich wollte Michael Jäger anrufen, um ihm mitzuteilen, dass er nicht mehr suchen müsse, doch ich erreichte nur seine Frau am Telefon - er selbst war bereits zum Beobachten un-
terwegs. Eine halbe Stunde später meldete er sich, ebenfalls sehr aufgeregt: Er hatte den Kometen auf mehreren Bildern gefunden.
Meine Kometenentdeckung zog viel Aufmerksamkeit auf sich. Es folgte eine Woche mit Presseterminen, Radiosendungen, Fernsehaufzeichnungen. Einen Termin hatte ich auf der Sternwarte am Kleinen Feldberg bei Frankfurt. Nach der TV-Aufzeichnung unterhielt ich mich noch mit einigen Sternfreunden. Plötzlich streckte mir jemand den Ausdruck der Ephemeriden des neuen Kometen C/2002 O4 (Hönig) entgegen. Er wollte ein Autogramm darauf - wann hat man denn schon mal die Chance dazu?
Was wirklich bleibt war nicht die Entdeckung als solche, sondern die Beobachtungsnächte danach, an denen ich ,,meinen Komet" beobachtete. Es ist ein seltsames Gefühl ein Objekt am Himmel zu beobachten, das den eigenen Namen trägt. Mehr entfremdent als verbindent - ein gewisser Respekt gegenüber dem Kometen blieb. Und ich konnte mich nie wirklich mit der Bezeichnung ,,mein Komet" anfreunden, was wohl vielen Kometenentdeckern so geht. Yoji Hyakutake meinte zu diesem Thema: "Die Hauptrolle in diesem Stück spielt der Komet. Der Entdecker ist nur ein Statist."
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Grafiken u. Bild-
Geschäftsstelle: Postfach 1169, D-64629 Heppenheim
bearbeitung: Produktbüro Lehmann und die Autoren
Tel: 0 62 52 / 78 71 54
Layout:
Bettina Gessinger, Dipl. Designerin
Fax: 0 62 52 / 78 72 20
E-Mail: service@vds-astro.de
Anzeigen:
Otto Guthier c/o VdS-Geschäftsstelle
www.vds-astro.de
Litho und Druck: Produktbüro Lehmann, Waltrop
Redaktion: Mitarbeit:
Dr. Werner E. Celnik, Stephan Fichtner, Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert. Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
Ruth Lulay, Eva Garbe
Vertrieb: Bezug:
Teutsch, Laudenbach
,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 20,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an:
VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktions-
liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 35 ist der 01.05.2010, für die Ausgabe 36 der 01.08.2020.
Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll
FG-Treffen Juni 2009, Heppenheim): VdS-J Nr. 35 Kugelsternhaufen, Nr. 36 Astronomie in Gruppen und Vereinen.
Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine
Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen.
Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
VdS-Journal Nr. 33
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
13
Den eigenen Namen an den Himmel schreiben - Kometenentdeckungen durch
Amateure im 21. Jahrhundert
von Maik Meyer
Wohl kein anderer Bereich der Astronomie ist mit der Aussicht der Verewigung des eigenen Namens am Himmel verbunden, wie das der Kometenentdeckungen. Noch heute ist es das einzige Gebiet, bei dem der neue Himmelskörper den Namen des Entdeckers erhält. Alle anderen Möglichkeiten der Platzierung des eigenen Namens am Himmel sind von Dritten abhängig: Kleinplaneten werden vom Entdecker benannt, Mondkrater von der IAU und dann gibt es noch Sonderfälle bei denen die Namensgebung inoffiziell durch Zirkulare oder wissenschaftliche Veröffentlichungen geschieht: z.B. Sakurais Stern, Barnard's Loop, KreutzGruppe.
Als ich Ende der 1980er Jahre mit der Kometenbeobachtung begann, war der Traum, einen Kometen zu entdecken für mich sehr attraktiv. Hätte ich gewusst, dass zehn Jahre später die Hochzeit der Amateurkometenfunde durch die automatisierten Himmelsdurchmusterungen einen herben Schlag erleiden sollte, wäre ich wohl konsequenter an dieses Thema heran gegangen. So wurde nichts aus meiner Kometenentdecker-Karriere; ich hätte wohl Lewis Swifts Rat ,,Man kann Kometen nicht entdecken, wenn man im Bett liegt" besser beherzigen sollen. Nun, nochmals zehn Jahre später, habe ich 40 SOHO-Kometen gefunden (die nicht meinen Namen tragen), habe eine Vielzahl von periodischen Kometen in Archivaufnahmen identifiziert (die ebenfalls nicht meinen Namen tragen) und eine Kometengruppe durch Bahnrechnungen erkannt (die immerhin meinen Namen trägt) - aber die Möglichkeit, einen einzelnen Kometen zu entdecken, der erdgebunden beobachtbar ist und meinen Namen trägt, scheint weiter entfernt denn je.
Anfang der 1990er Jahre verfasste ich für die Zeitschrift ,,KPM - Kometen Planetoiden Meteore" einen Aufsatz, der die
1 Die drei Kometenentdecker der Fachgruppe Kometen (v.l.n.r.): Michael Jäger,
Friedrich-Wilhelm Gerber und Sebastian Hönig.
Möglichkeiten der Kometenentdeckung für Amateure ausloten sollte. Damals gab es einen Kometenentdecker in der Fachgruppe Kometen. Heute sind es deren drei - siehe Abb. 1.
Um zu illustrieren, wie stark sich die Situation der Kometenjagd für Amateure in den vergangenen 20 Jahren geändert hat, mag ein wenig Statistik am Platze sein. Abb. 2 zeigt den Verlauf der Anzahl der Neu- und Wiederentdeckungen von Kometen mit Namensvergabe seit 1990, wobei nur Entdeckungen durch erdgebundene Teleskope berücksichtigt sind. Sehr schön ist zu erkennen, dass bis etwa 1996 die Profiastronomen und die Amateure nahezu einen gleichen Anteil an den Neuentdeckungen aufweisen! Mit Beginn des ersten Surveys 1996, und noch deutlicher 1997 steigt dann Jahr für Jahr diese Zahl für die Überwachungsprogramme stark an, um sich dann bei etwa 40-50 Kometen pro Jahr einzupendeln. Interessant ist hierbei jedoch, dass die Zahl der Amateurentdeckungen dabei keineswegs
auf Null gefallen, ja noch nicht einmal zurückgegangen ist. Sondern das Niveau wurde in etwa gehalten.
Abb. 3 zeigt etwas mehr Details der Amateurentdeckungen. Hier wird deutlich, dass sich vor allem Änderungen in der Art der Entdeckungsmethode ergeben haben: Dominierten in den 1990er Jahren noch die visuellen Funde, sind es jetzt die Entdeckungen via CCD-Technologie. Die letzte visuelle Entdeckung datiert mittlerweile ins Jahr 2006! Das damit auch die mittleren Entdeckungshelligkeiten für Amateure von den visuell geprägten 9-10 Größenklassen auf deutlich schwächere Werte fallen, ist eine logische Folge. Man kann also davon ausgehen, dass so ziemlich alle potenziell hellen Kometen bereits durch Profis (und Amateure) entdeckt werden, bevor sie ihre typische visuelle Entdeckungshelligkeit erreichen. Als letztes noch ein Blick auf die geographische Verteilung der Amateurentdeckungen. Abb. 4 und 5 zeigen die Anzahl der Amateurentdecker bezogen auf
VdS-Journal Nr. 33
14
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
die Entdeckungsländer bzw. Erdteile (hier wurden auch Mehrfachentdecker mitgezählt, deshalb ergibt sich eine größere Zahl als die der Kometen allein). Die USA, Japan und Australien dominieren stark; die sonstigen sind durch 14 Länder vertreten, davon immerhin 12 europäische und davon wiederum je einmal Deutschland, Österreich und die Schweiz.
,,Du musst Deinen Feind kennen, um ihn besiegen zu können" Dieses Motto von Sunzi, einem chinesischen Philosophen und Strategen um 500 v. u. Z., mag vielleicht etwas martialisch klingen, ist aber der Schlüssel, um sich bei der Kometensuche nicht vollkommen abhängig von Glück und Zufall zu machen. Im Folgenden seien diesbezüglich deshalb einige Hinweise gegeben.
1.) Die Surveys meiden Die automatischen Suchprogramme sind bis auf eine Ausnahme auf der nördlichen Halbkugel verteilt. Dies bedeutet natürlich, dass der nördliche Himmel intensiv abgedeckt wird. Unter http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ SkyCoverage.html kann man sich eine Karte der aktuellen Abdeckung generieren lassen, und somit seine Suchgebiete taktisch fest legen. Schaut man sich diese Karten im Detail an, fällt auf, dass die Surveys gewisse Bereiche meiden. Dies betrifft polnahe Gebiete, Bereiche geringer Elongation zur Sonne und die Milchstraße. Diese Gebiete sind daher besonders lohnenswerte Jagdgründe. Nicht abgedeckt durch diese Darstellung ist das durch das SWAN-Instrument an Bord der SOHO-Sonde beobachtete Gebiet. Dieses nimmt im UV-Bereich den gesamten
Amateurkometenentdeckungen seit 2000
Name C/2000 W1 (Utsunomiya-Jones) P/2001 Q2 (Petriew) P/2002 BV (Yeung) C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) C/2002 E2 (Snyder-Murakami) C/2002 F1 (Utsunomiya) C/2002 O4 (Hönig) C/2002 X5 (Kudo-Fujikawa) C/2002 Y1 (Juels-Holvorcem) C/2003 T3 (Tabur) C/2004 F4 (Bradfield) C/2004 Q1 (Tucker) C/2004 Q2 (Machholz) C/2005 N1 (Juels-Holvorcem) P/2005 T5 (Broughton) C/2006 OF2 (Broughton) P/2006 T1 (Levy) C/2007 E2 (Lovejoy) C/2007 K5 (Lovejoy) C/2007 N3 (Lulin) C/2008 C1 (Chen-Gao) C/2008 N1 (Holmes) C/2008 Q1 (Maticic) P/2008 Q2 (Ory) C/2009 E1 (Itagaki) C/2009 F6 (Yi-Swan) P/2009 L2 (Yang-Gao) P/2009 QG31 (La Sagra) P/2009 T2 (La Sagra)
Methode visuell visuell CCD visuell visuell visuell visuell visuell CCD DSLR visuell CCD visuell CCD CCD CCD visuell DSLR DSLR CCD DSLR CCD CCD CCD CCD DSLR DSLR CCD CCD
Instrument 15 cm B / 8 cm R
51 cm L 45 cm L 25 cm / 20 cm L 50 cm / 46 cm L 15 cm B 25 cm T 12 cm B / 16 cm L 12 cm R
7 cm A 25 cm L 35 cm T 15 cm L
7 cm A 51 cm L 51 cm L 40 cm L 7 cm A 7 cm A 41 cm Y 7 cm A 40 cm T 60 cm L 61 cm L 21 cm L 9 cm A 11 cm A 45 cm L 45 cm L
Helligkeit 7 11
18 8,5 10,5 10 10,5 7,5
15 11,5 8 13 11 14,5 18 18 10 9,5 13 18,5 13 19,5 17,5 17,5 10 10,5 13 18,5 17
Instrumentencodes: B = Feldstecher, R = Refraktor, L = Reflektor, T = SchmidtCassegrain, A = Astrograph/Tele, Y = Ritchey-Chretien
Himmel auf und kann Kometen bis ca. 10.-11. Größenklasse detektieren. Nur die sonnennahen Bereiche und der der Sonne
gegenüber liegende Bereich werden nicht abgedeckt. Eine Vielzahl von Amateuren überwachen die SWAN-Aufnahmen, was
2 Verlauf der Kometenentdeckungen (Neu-/Wiederent-
deckungen mit Namensvergabe, ohne Satellitenentdeckungen) von 1990-2008.
VdS-Journal Nr. 33
3 Verteilung der visuellen und fotografischen bzw.
CCD-Entdeckungen der Amateure von 1990-2008.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
15
4 Verteilung der Amateurentdeckungen nach Ländern
(jeder vergebene Name wurde gezählt).
5 Verteilung der Amateurentdeckungen nach Erdteilen
(jeder vergebene Name wurde gezählt).
sich in bis jetzt neun darin entdeckten Kometen zeigt.
2.) Effektiv arbeiten Um die Chancen einer Entdeckung zu erhöhen, muss optimal mit einer tiefen Grenzgröße, einem großen Gesichtsfeld und einer geringen Belichtungszeit gearbeitet werden. Hierbei haben sich in den letzten Jahren die digitalen Spiegelreflexkameras in Verbindung mit Teleobjektiven bewährt. Zu beachten ist allerdings, dass ein Suchprogramm mit viel Durchsatz auch einen hohen Zeitaufwand für die Inspektion und Vermessung der Bilder erfordert, was dann wieder ideal für ein Team ist - allerdings wird dann auch der Komet nach dem Team benannt, solange die Aufnahme und die Entdeckung nicht durch ein und dieselbe Person erbracht wurden. Ein Beispiel eines erfolgreichen Amateur-Suchprogramms ist der La Sagra Sky Survey. Das Teleskop steht auf Mallorca, die Beobachter, welche die Aufnahmen am heimischen Computer auswerten, in verschiedenen Ländern. Bisher gehen zwei Kometen auf das Konto des La Sagra Teams.
3.) Aufnahmen schnell prüfen Eine Vielzahl von möglichen Entdeckungen durch Fachgruppenmitglieder wurden dadurch vereitelt, dass Himmelsaufnahmen nicht sofort überprüft wurden bzw. dass keine geeigneten Vergleichsaufnahmen zur Verfügung standen. So wurde beispielsweise der Komet C/2004 Q2 (Machholz) nachträglich durch Michael Jäger und Gerald Rhemann in Aufnahmen des damals hellen Kometen
C/2002 T7 (LINEAR) nahe dessen Schweifes gefunden. Der Aufnahmezeitpunkt lag über vier Monate vor der offiziellen Entdeckung durch den Amerikaner Don E. Machholz.
Ich bin sicher, dass auch in Zukunft visuelle Kometenentdeckungen gelingen werden. Die Chancen dazu werden sich allerdings nicht verbessern. Es gehört sicher eine sehr große Portion Glück dazu. Eine visuelle Entdeckung ist meiner Ansicht nach am wahrscheinlichsten, wenn ein Komet durch einen Ausbruch so hell wird, dass er in die Reichweite visueller Beobachter gerät. Dies lässt sich leider nicht vorhersagen. Natürlich gelten für einen visuellen Kometenjäger die oben genannten Optimierungskriterien ebenso. Im Jahr 1997 schrammte ich knapp an der eigenen Kometenentdeckung vorbei. Am 7. Mai 1997 wollte ich den neu entdeckten Kometen C/1997 J1 (Mueller) beobachten. Leider war der Himmel nicht optimal und es herrschte leichter Dunst. Der Komet sollte 12-13 Größenklassen hell sein, war aber glücklicherweise zenitnah platziert. Nur mit Mühe und indirektem Sehen konnte ich ihn am vorhergesagten Ort erkennen und auf 12,6 Größenklassen schätzen. Am nächsten Tag erlitt ich einen leichten Schock, als das neueste IAU-Zirkular in meiner Mailbox landete: Nur 0,5 Bogenminuten von dem gestern beobachteten Kometen entfernt wurde ein weiterer Komet entdeckt, ca. 0,5 Größenklassen heller, C/1997 J2 (Meunier-Dupouy). Ich konnte es nicht glauben! Wäre der Himmel optimal ge-
wesen, hätte ich wohl beide Kometen gesehen. Oder hatte ich den falschen, den neuen, Kometen geschätzt? Ich werde es wohl nie erfahren. Wichtig ist vor allem Eines: Ausdauer und Gelassenheit. Der Spaß an der Sache sollte im Vordergrund stehen. Minoru Honda, einer der erfolgreichsten japanischen Kometen- und Novae-Entdecker sagte einmal: ,,Wenn Du verzweifelt und angestrengt versuchst, einen Kometen zu entdecken, beende Deine Suche besser, denn Du wirst so wahrscheinlich nie einen finden. Wenn Du jedoch akzeptierst, dass Deine Kometensuche möglicherweise nie von Erfolg gekrönt sein wird, dann suche bitte weiter, denn so könntest Du eines Tages tatsächlich einen Kometen finden."
VdS-Journal Nr. 33
16
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Chronik des Helligkeitsausbruches bei 17P/Holmes
von Juan Antonio Henriquez Santana
Es war ein ganz normaler Nachmittag am 23. Oktober 2007. Zuerst zogen noch einige Wolken über den Himmel, die aber später verschwanden. ,,Es scheint, dass die Nacht gut wird. Schade dass es mitten in der Woche ist und ich Morgen früh raus muss", dachte ich. Vor einiger Zeit hatte ich mein Teleskop auf eine trapezförmige Plattform mit vier Rädern montiert, die es mir erlaubte, mein ganzes Equipment in nur zwanzig Minuten an meinen Beobachtungsplatz zu bringen. Das Equipment besteht aus einer Losmandy G11Montierung plus Gemini-Goto, einem Vixen VC200L Visac (200/1800 mm, f/9) und einer CCD-Kamera ST-9 - erworben erst vor ein paar Monaten. Nach dem routinemäßigen Kalibrieren der Kamera und der Kontrolle der Schärfe, begann ich gegen zehn Uhr mit meiner Beobachtungssession.
Sekunden Belichtungszeit auf und erhielt via ,,Astrometrica" das Bild in Abbildung 1. ,,Was für ein Pech", dachte ich zuerst. Da der Komet direkt vor einem Stern hin-
durch zog, überstrahlte der Stern den Kometen. Ich hatte nun zwei Möglichkeiten: Entweder einen anderen Kometen ins Visier zu nehmen oder zu warten. Als
Zuerst versuchte ich mich am Kometen 50P/Arend. Ich hatte ihn schon vor anderthalb Monaten (am 9. September) gefunden. Immerhin schienen 17 mag in dieser Nacht durchaus machbar! Er bewegte sich mit 0,84 Bogensekunden pro Minute; 164 Sekunden dauerte die Belichtung und die Aufnahme war im Kasten. Welche Freude!
1 Das erste Bild des Holmes-Ausbruch vom 23. Oktober 2007. Ich dachte
zuerst, der Komet würde gerade vor einem Stern vorbeiziehen, so gesättigt war die erste Aufnahme.
Nach Komet Arend suchte ich mir ein neues Ziel. Die Nacht verbesserte sich für einige Momente. Es ist so gegen 23:30 Uhr (22:30 UT) und Komet C/2006 M1 (Linear) war ziemlich schwach. Doch nicht weit weg stand Komet 17P/Holmes. Ich hatte ihn bereits bei zwei früheren Gelegenheiten beobachtet. Gustavo Muler (Stationscode J47) hatte ihn am Vortag mit 16,5 mag Helligkeit gemessen - also ebenfalls kein einfaches Ziel. Aber wie auch immer, es war ein Ziel und ich musste bald zu Bett gehen.
,,Okay, ich werde ihn versuchen!" Ich stellte die Geschwindigkeit auf 0,42 Bogensekunden pro Minute ein und eine Belichtungszeit von 328 Sekunden. Probehalber nahm ich ein erstes Bild mit 180
VdS-Journal Nr. 33
2 Nun war ,,der Stern" noch heller geworden. Was passierte hier?
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
17
ich zu Bett ging, beschloss ich, die automatische Belichtungssteuerung an zu lassen. Um ein Uhr vierzig am 24. Oktober - früher als geplant - stand ich noch im Halbschlaf auf und ging an den Computer, um das letzte Bild des Kometen zu betrachten (Abbildung 2):
Doch plötzlich war ich hellwach! Ich öffnete die bisher erzielten Bilder und bearbeitete sie. ,,Oh, entweder habe ich hier einen neuen, sehr schnellen Stern entdeckt, oder 17P/ Holmes ist explodiert". Ich veränderte die Belichtungszeit: 80 Sekunden zeigten immer noch Sättigung, 40 Sekunden - in der Sättigung, 20 Sekunden - OK".
Ich brauchte unbedingt jemanden, der bestätigen konnte, was ich sah. Ich hatte keinen Zweifel, dass die Bilder in Ordnung waren und das Feld richtig gewählt war.
Ich erhöhte die Belichtungszeit wieder auf 30 Sekunden und erhielt das Foto in Abbildung 3, anhand dessen ich erste Schätzungen der Helligkeit von 17P/ Holmes vornehmen konnte.
Gleichzeitig sandte ich eine E-Mail an eine Liste von Beobachtern. Gustavo Muler antwortete am schnellsten. Am Telefon wollte ich ihm nicht viel sagen. Etwas war mit Holmes nicht in Ordnung und ich wollte eine zweite Meinung eines anderen Beobachters. Er war überrascht, dass ich von ihm verlangte, er solle ein kurz belichtetes Foto der Region machen, da er Holmes bereits in der vorherigen Nacht mit nur 16,5 Größenklassen beobachtet hatte.
Es folgte ein Dialog zwischen uns beiden: Muler: ,,Bilder sind fertig, was soll ich denn darauf sehen?" Santana: ,,Sag mir, was Du auf der Aufnahme siehst. Muler: ,,Nun, ich sehe drei Sterne sehr dicht beieinander. Sie sind sehr ähnlich, und auch ... einen leuchtenden Stern in der Mitte." Santana: ,,Was ist mit den Kometen?" Muler: ,,Den sehe ich nicht." Santana: ,,Schau Dir das nächste Bild an." Muler: ,,Okay ... schon fertig." Santana: ,,Was siehst du?" Muler: ,,Mein Gott, Juan Antonio, das gleiche wie zuvor."
Santana: ,,Mach einen Vergleich mit Astrometrica. Gustavo, bist Du noch dran?" Muler: ,,Jaaa. Ist DAS etwa der Komet?" Santana: ,,Ich denke schon. Komm, ich bin mir sicher, aber ich brauche deine Bestätigung." Muler: ,,Aber wie hell ist er?" Santana: ,,Nach meinen Berechnungen etwa 9,5 mag." Die Minuten, die folgten, waren sehr aufregend. Dr. Mark Kidger kontaktierte uns, und auch er konnte den Helligkeitsausbruch von 17P/ Holmes unter ähnli-
machten, merkten wir, dass die Helligkeit des Kometen nicht nur einmalig explodiert war sondern auch jetzt noch immer weiter zunahm. Ich beschloss, dem Kometen so lange wie möglich zu folgen. Um vier Uhr morgens am 24. Oktober überquerte er den Meridian. Ich musste aufpassen, ihn beim Umschlagen des Teleskops nicht zu verlieren. Bis dahin hatte ich die Aufnahmezeiten immer weiter verkürzt und war schon bei acht Sekunden angelangt. Ich ließ die Aufnahme-
3 Nach den ersten Bildern korrigierte ich die Belichtungszeit, um damit korrekte
photometrische Messungen machen zu können. Von anfänglich 180 Sekunden reduzierte ich die Belichtungszeit im Laufe der Nacht bis auf acht Sekunden.
4 Kurzer Ausriss aus Sky&Telescope, die aus dem IAU-Zirkular zitieren.
chen Bedingungen bestätigen. Er sandte die Mitteilung an das Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT). Zu dieser Zeit hatte sich bereits Jose Maria Ruiz aus Malaga (Stationscode J40) der Überwachung von 17P angeschlossen. Ich erzählte ihm, was geschehen war, und auch er nahm Holmes ins Visier. Nun waren wir bereits vier Beobachter, die den Ausbruch gesehen hatten. Wir fingen an, die Aufzeichnungen, die wir gemacht hatten, ans Minor Planet Center (MPC) zu schicken. Mit jeder weiteren Aufnahmen, die wir
zeit auf acht Sekunden eingestellt, mit Pausen von jeweils einer Minute. Auch erstellte ich aus den Bildern ein Video der Helligkeitsentwicklung des Kometen vor dem Umschlagen des Teleskops und danach [2].
Nach Beginn der Morgendämmerung konnte ich schließlich die Arbeit der Nacht begutachten: 229 Aufnahmen, 148 davon ungesättigt, 81 in der Sättigung oder Kontrollaufnahmen. Schon mit acht Sekunden war der Komet in der
VdS-Journal Nr. 33
18
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
5
Lichtkurve von 17P/ Holmes in total flux/s. Die Belichtungszeit wurde im Laufe der Nacht kontinuierlich reduziert. Die Helligkeit stieg von 9,5 auf 7,6 mag.
Sättigung, als hätte ich hundertachtzig Sekunden belichtet. Ich nahm eine Dusche und ging zur Arbeit. Während des Frühstücks sagte ich zu meiner Frau: ,,Isabel, wie Du sehen kannst, ist letzte Nacht was passiert. Ich weiß nicht, welche Bedeutung es haben wird, aber ich denke, es ist sehr wichtig." ,,Okay, freut mich...", war ihre einzige Antwort. Die Abfolge der Ereignisse in den nächs-
6 Hier bin ich zwei Tage nach der
Beobachtung des Helligkeitsausbruches von 17P/ Holmes mit meinem Beobachtungs-Equipment zu sehen. VdS-Journal Nr. 33
ten Stunden war unglaublich. Schon während des Unterrichts trafen E-Mails und Kurzmitteilungen auf Gustavos Handy ein. Beobachter in den USA hatten 17P/ Holmes mit 6 mag gesehen. Um zwei Uhr nachmittags schließlich kamen Meldungen aus Japan, dass er jetzt 2,8 mag hatte und problemlos mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Sehr schnell brachte die IAU das Zirkular # 8886 in Umlauf. Sky & Telescope hatten die Nachricht auch bekommen und zitierte uns. Die Geschwindigkeit, in der die Nachricht sich im Internet verbreitete, überraschte mich.
Abbildung 5 habe ich die Kurve für die Helligkeitsentwicklung von 17/P Holmes aufgetragen. Eine spektakuläre Helligkeitsentwicklung. Der Komet hat praktisch zwei volle Größen in etwa fünf Stunden zugelegt, also durchschnittlich eine halbe Größenklasse pro Stunde.
Die Aufregung und Spannung, die wir an diesem Abend geteilt hatten, machte sich langsam bemerkbar: Ich war erschöpft. Alle anderen Mitbeobachter wussten, was sie zu tun hatten. Wir hatten ihnen gezeigt, wo sie den Kometen finden würden. Alle machten Pläne, was in den nächsten Stunden zu tun war. Von überall her kamen E-Mails mit Glückwünschen.
Ich wusste auch, was ich in der darauf
folgenden Nacht vom 24. auf den 25. Oktober zu tun hatte. Ich nahm mein C102, setzte es auf die CG4-Montierung (meine erste Montierung überhaupt) und schaute mir 17P/ Holmes einmal in Ruhe an. Es war etwas zwischen uns beiden. Aber ich fühlte, dass mir etwas fehlte. Was war es? Natürlich! Die Aufnahmen von 50P/ Arend, die durch 17P am vorigen Abend in den Hintergrund getreten waren. Ich stand auf, bearbeitete Sie und sandte die Daten an das MPC und an die E-MailListen. Jetzt konnte ich mich endlich entspannen und den Kometen ansehen. Der einzige, der für die nächsten Wochen hell am Himmel stand.
Internet-Hinweise: [1] Observatorium Atlante MPC J51:
http://atlante.org.es [2] Eine Animation des Helligkeitsaus-
bruches von 17P/ Holmes in zwei Teilen: http://www.youtube.com/ watch?v=ePyQW22nr8k http://www.youtube.com/ watch?v=lXUJJO739Lg
WISSEN KOMPAKT
SUW-DOSSIER 1/2010 »SIEBEN BLICKE IN DEN KOSMOS«
In diesem Sonderheft berichten Mitarbeiter von den astronomisch aktiven Instituten der Max-Planck-Gesellschaft über ihre neuesten Projekte und Ergebnisse - Wissenschaft aus erster Hand, bei der man die Freude der Astronomen an ihrer Arbeit förmlich spürt. Und da diese Begeisterung auch in den naturwissenschaftlichen Unterricht der Mittel- und Oberstufe getragen werden soll, gibt es im Rahmen des Projekts »Wissenschaft in die Schulen!« (www.wissenschaft-schulen.de) in dem Heft auch noch reichlich didaktische Materialien für die Behandlung des Themas im Unterricht. Aus dem Inhalt: >> Marsforschung: Das Landegerät »Phoenix« und seine Forschungsergebnisse >> Radioastronomie: Blick in das staubige Universum >> Gravitationswellen: Zustand und Perspektiven der Gravitationswellenastronomie Das Sterne und Weltraum-Dossier »Sieben Blicke in den Kosmos« erscheint am 16. 03. 2010 und kostet 8,90.
> Der Ur-Sprung des Alls > Bedroht die Quanten-
verschränkung Einsteins Theorie? > Die Wirklichkeit der Quanten > Nackte Singularitäten > Ist das Universum ein Torus? > 8,90
> Neutrinojagd am Nordpol
> Entdeckungsmaschinen der Superlative
> Teilchenbeschleuniger mit Plasmawellen
> Fünf Ziele für die Raumfahrt
8,90
> Konrad Zuses »Rechnender Raum«
> Das Weltall als Quantenrechner
> Spekulation: Abschaffung des Menschen?
8,90
> Ursprung des Zeitpfeils
> Ist unser Kosmos nur einer von vielen?
> Besteht die Raumzeit aus Quanten?
> Strings und die Theorie für (fast) alles
8,90
> Zwillingswelten > Dunkle Materie > Quantentheorien der
Gravitation > Vor dem Urknall 8,90
> Gesprengte Rahmen - Entdeckungen mit Tragweite
> Springende Quanten - Was entdeckte Planck?
> Planck und seine Umwelt
> Was machen Plancks Erben?
8,90
> Die Ursprünge des Teleskops
> Galileis astronomische Werkstatt
> Galileis Revolution und die Transformation des Geistes
> Wie entstehen neue Weltbilder?
8,90
Alle Preise inkl. Mehrwertsteuer.
>> Alle Hefte sind im Handel erhältlich. Eine Bestellmöglichkeit und weitere Themenhefte finden Sie unter:
Wissenschaft aus erster Hand
> Gluthölle Venus > Der Mars im Blick > Die Vielfalt der
Planetenringe > Erdnahe Asteroiden 8,90
> Flecken, Flares, Eruptionen
> Magnetfelder und Sonnenwind
> Die Heliosphäre als Physiklabor
> Das Weltraumwetter 8,90
www.astronomie-heute.de/themen
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg | Tel. 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 | service@spektrum.com
20
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
William A. Bradfield - der Grand-Seigneur der visuellen
Kometenentdecker
oder: Als die Kometenentdeckung noch sportlich war
von Otto Guthier
Die Leoniden machten es möglich. Für das Jahr 2001 bestand am 17. November die beste Sichtbarkeit dieses imposanten aber selten aktiven Meteorstroms in ,,Down Under"- im fernen Australien. Nach der berühmt berüchtigten Feuerkugelnacht von 16. November 1998 wollten wir uns dieses Ereignis nicht entgehen lassen. Wir, das waren Bernd, Werner, Axel sowie der Autor, die nach 23 Stunden Flug in Cairns im Osten des fünften Kontinents landeten, der geneigte Leser siehe dazu auch den Reisebericht im VdS-Journal für Astronomie [1].
Mit im Gepäck eine kleine Reise-Montierung, ein 60 mm Refraktor und reichlich Kodak-Filme, die unsere Kameras ,,füttern" sollten. In den Reiseunterlagen befand sich auch die Adresse des bekannten und wohl erfolgreichsten (visuellen) Kometenentdeckers des 20. Jahrhunderts: William A. Bradfield, der im Süden Australiens lebt. Er wohnte in Adelaide und stand ebenso auf unserem Reiseplan wie der Ayers Rock (oder Uluru), Sydney
VdS-Journal Nr. 33
1 William A. Bradfield neben dem
fertig montierten 150 mm Kometensucher auf einer Selbstbaumontierung
oder Adelaide. Nach 14-tägiger Reise durch den fünften Kontinent und einer sehr beeindruckenden Boliden-Nacht mit vielen Leoniden in der Wüste, erreichten wir Ende November Adelaide.
Zu Besuch beim Kometenentdecker Aus einer Brieffreundschaft mit William A. Bradfield, genannt Bill, aus den 80er Jahren des vorigen Jahrhunderts war mir die Adresse noch geläufig: Lower North East Road, Dernancourt/Australia. Den Schriftwechsel hatte ich dabei und es bestand der feste Plan ihn aufzusuchen. Ohne Probleme fanden wir an einer breiten Ausfallstraße das nette Anwesen, angemeldet hatten wir uns nicht. Also einfach mal klingeln: Völlig überrascht schauten wir in die überraschten Augen einer jungen Frau - etwa die Tochter? Nach kurzem Gespräch stellte sich
2 Bill mit Bernd Flach-Wilken im
Gespräch
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
21
heraus: Ja, es war die Tochter, aber ihr Daddy wohnte nicht mehr in Adelaide, sondern in einem kleinen Ort ca. 120 Kilometer südlicher von Adelaide. Nach einem kurzen Telefonat mit Bill hatten wir die Zusage, ihn und seine Frau besuchen zu können.
Zwei Stunden später standen wir vor einem kleinen Haus, mitten von Grünland umgeben. Eine Dame öffnete uns, und da wir angemeldet waren, führte sie uns zu ihrem Mann. Da stand er, der leibhaftige William A. Bradfield!
Schnell kam man sich näher, Frau Bradfield servierte uns feinsten Tee ,,very british" (Frau Bradfield war in England geboren...). Bill hatte während unserer Anreise seine Korrespondenz überprüft und offenbar meine Briefe an ihn gelesen. Er wusste noch, dass mit dem hellen Kometen 1969i Bennett (ein von Südafrika aus entdeckter Komet) unsere gemeinsame große Freude an der Beobachtung von geschweiften Sternen begann. Als Ingenieur für Raketentechnik arbeitete er an mehreren Projekten in der Nähe von Adelaide. Eines Tages, eher zufällig, sichtete er den hellen Kometen Bennett. Damals wusste er noch nicht, dass er zwanzig Jahre später einer der erfolgreichster Entdecker von Kometen überhaupt sein sollte.
Bill schilderte uns seine Entdeckungsgeschichten und Techniken beim Suchen. Seine Erfolgsstory begann im Jahre 1970 mit der systematischen Suche nach neuen, unentdeckten Kometen. Nach 260 Stunden einer intensiven Sucharbeit hatte er im Jahr 1972 erstmals Erfolg: Am 12. März 1972 fand er seinen ersten Kometen mit der Bezeichnung 1972 E1, der seinen Namen trug.
Damals, so schilderte er uns, konnte er noch von seinem Haus in Adelaide aus beobachten, ab 1974 begab er sich auf Plätze in den Adelaide Hills mit freier, ungestörter Sicht an den West- bzw. in den Morgenstunden an den Osthorizont. Sein Instrument bestand zu dieser Zeit aus einem 150 mm f/5,5 Dollmayer-Refraktor, eigentlich einer dreilinsigen Studiokamera, die er für 60 Dollar erstanden hatte. Das Objektiv wurde mit einem Tubus versehen und mit einem 32 mm Erfle-Okular bestückt.
Die Vergrößerung betrug 26-fach, das Gesichtsfeld stattliche 2,5 Grad. Die azimutale Montierung wurde wahlweise so hoch platziert, dass Bill immer bequem im Stehen beobachten konnte. Eine selbst gebaute, einfache handbetriebene Nachführung gestattete ihm eine Elevationsbewegung von ca. 1 Grad pro Sekunde. Beim Suchen wurden sich überlappende Felder von 1,5 Grad observiert, sodass er nach eigenen Angaben rund 300 Quadratgrad in einer Stunde absuchen konnte. Dabei suchte er nur in einer Elongation von 22 Grad (!) bis 80-90 Grad von der Sonne entfernt.
Später nutzte er auch ein 250 mm Newton-Teleskop, eingebaut in einem Holztubus. Dieses Instrument kam seltener zum Einsatz, der Refraktor lies sich einfacher und bequemer bedienen. Bis zum Zeitpunkt unseres Besuches hatte Bill insgesamt 17 Kometen aufgespürt. Damit ist er der erfolgreichste, ausschließlich visuell arbeitende Kometenentdecker aller Zeiten. Alle von ihm aufgefundenen Schweifsterne tragen ausschließlich seinen Namen - auch dies ist ein Novum. Mit seinem Lieblingsinstrument, dem 150 mm Refraktor, fand er 14 Kometen, mit dem 250 mm Newton zwei und mit einem Feldstecher einen weiteren Kometen auf.
Seinen zehnten Kometen entdeckte er am 24. Dezember 1979; er erhielt die Bezeichnung 1979 Y1. In den 80er Jahren des vorigen Jahrhunderts schlug er noch viermal zu und in den 90er Jahren fand er noch drei weitere. Dann wurde es ruhiger um ihn.
Die Kometen-Sternwarte Der Tee schmeckte ausgezeichnet und wir waren in unser Gespräch vertieft, als seine Frau uns fragte, ob wir nicht auch die Teleskope sehen möchten. Und ob wir wollten! Nur Bill zögerte noch etwas, uns seine Sternwarte zu zeigen. Aber wir hatten ihn bei der Ehre gepackt. Voller Stolz machte er sich auf den Weg in den Garten, und wir folgten ihm gespannt. Zuerst präsentierte er sein Holzstativ mit der selbstgebauten Montierung, die mir von Bildern aus einem ,,Sky and Telescope"-Artikel aus den siebziger Jahren bekannt vorkam. Mit zwei Handgriffen war der 150 mm Refraktor montiert: Voller Stolz präsentierte Bill uns seinen Kometensucher.
3 Ein primitiver Pappkarton am
Okularende schützt das zweite Auge vor Fremdlicht.
4 ,,Anti-Beschlag"-Lösung von Bill
(siehe Text)
5 Der Transport des 250 mm
Newton-Teleskopes VdS-Journal Nr. 33
22
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Auf die Frage, ob wir auch das NewtonTeleskop sehen dürften, machte sich Bill auf den Weg und kam - mit einer Schubkarre und einer Holzkiste aus dem nahe gelegenen Schuppen zurück. Der Aufbau auf der etwas abenteuerlich anmutenden Selbstbaumontierung gestaltete sich einfach, und Bill demonstrierte auch hier seine spezielle Beobachtungstechnik.
Apropos Technik: Um das Okular beim Beobachten nicht anzuhauchen, erfand er eine eigene Lösung: Ein Mundstück, das mit seinen zwei freien Enden an einen dünnen Schlauch verbunden war, führt die Atemluft an die hintere Kopfhälfte und von dort ins Freie - einfach, aber einfallsreich und genial, denn so hatte er nie ein beschlagenes Okular! Noch lange standen wir in seinem Garten zusammen und fachsimpelten über seine Instrumente, Techniken und Erfolge. Besonders beeindruckend waren seine wachen, flinken Augen, die sich unter
seinen dichten Augenbrauen befanden, seine Bescheidenheit, seine imponierende, beobachterische Geschicklichkeit, mit der er zu Werke ging. Still merkte er an, dass die anderen australischen Amateurastronomen, die bereits Kometen entdeckt hatten, meinten, er sei nun zu alt für eine weitere Entdeckung. - Aber aufgeben würde er nicht!
Recht hatte er, seinen 18. Kometen fand Bill nach unserem Besuch am 23. März 2004, im Alter von 76 Jahren! Mit der Bezeichnung C/2004 F4 trug auch dieser Schweifstern ausschließlich den Namen seines Entdeckers: William A. Bradfield.
Literaturhinweise [1] W.E. Celnik et al., 2003: ,,Rich-
tung Südost - (nicht nur) der Sternschnuppen wegen - Leoniden 2001", VdS-Journal für Astronomie 10 (I-2003), 112
6 links Oben: ... und die Mon-
tage des Selbstbauinstruments auf der selbstgebauten parallaktischen Montierung
7 links Mitte: ... der ,,Meister" der
Entdeckung in Aktion
VdS-Journal Nr. 33
8 Das stolze Ehepaar: William A.
Bradfield und Frau
9 Der Autor dieses Beitrages lässt
sich von William A. Bradfield seine Techniken erklären.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
23
Knapp vorbei ist auch daneben - zwei kleine Entdecker-Geschichten
von Otto Guthier
Geschichte Eins Endlich Urlaub! Es sollte in die Berge gehen - zum Skifahren. Ziel war ein kleines Gebirgsdörfchen im schweizerischen Wallis. Mit dabei die Familie und mein 125 mm-Refraktor mit einer Brennweite von 750 mm, ideal zum Kometensuchen (und -beobachten). Schon seit 5 Jahren suchte ich hin und wieder mal nach Kometen. Eine einfache, selbst gebastelte Montierung mit elektrischer, batteriebetriebener Nachführmöglichkeit, die mir Bernd Flach-Wilken gebaut hatte (Danke Bernd!), sorgte für eine ruckelfreie Nachführung des Instrumentes. Rund 150 Stunden hatte ich schon damit verbracht, an verschiedenen Standorten im Hochgebirge nach Kometen zu suchen.
So auch am Abend des 23. Januar 1987. Nach einer halben Stunde fand ich ein ca. 9 bis 10 Größenklassen schwaches Objekt, welches nicht auf meiner Sternkarte verzeichnet war. Doch bereits 20 Minuten
später verschwand diese Sternengegend hinter einem Gebirge, ohne dass ich eine etwaige Bewegung des Objektes unter den Sternen bestimmen konnte. Banges Warten. Für eine Meldung war es noch zu früh: Es fehlte die zweite Beobachtung. Zum Glück war auch die nächste Nacht klar. Schnell war nach der Dämmerung die betreffende Sternenregion eingestellt und das Objekt wieder gefunden. Und siehe da, das diffuse ,,Nebelchen" hatte sich um einige Bogenminuten weiter bewegt in Richtung Sonne!
Der Puls schlug schneller ... Ein Schweifstern in dieser Himmelsregion war mir nicht bekannt. Sollte etwa einen periodischen Komet ein Helligkeitsausbruch ereilt haben? GUIDE gab es damals noch nicht. Oder handelte es sich um einen neuen Kometen? Also schnell die exakte Position bestimmen und rasch Jürgen Linder (damals Leiter der VdS-Fachgruppe Kometen) anrufen!
Gesagt, getan. Doch so einfach war das gar nicht: Es gab (noch) kein Handy. Kein Haustelefon vor Ort. Die Post hatte in dem kleinen Gebirgsdorf des Nachts geschlossen. Aber hatte ich nicht irgendwo eine Telefonzelle gesehen?
Ich wurde erlöst. Rasch die Nummer eingeben, am anderen Ende meldete sich Jürgen. Nach Schilderung der Beobachtung und der zwei Positionen folgte - Schweigen am anderen Ende. Banges Warten ...
Jürgen klärte mich auf, dass vor zwei Tagen drei japanische Sternfreunde exakt an dieser Stelle einen neuen Kometen aufgefunden hatten: Er trug die Bezeichnung C/1987 B1 zusammen mit den wohlklingenden Namen NishikawaTakamizawa-Tago.
Sie hatten zwei Tage zuvor meinen Kometen gefunden - Pech gehabt ...
Geschichte Zwei Von einem Astroaufenthalt Mitte 1995 aus den Alpen zurückgekehrt las ich im ,,Sternkieker" (Zeitschrift der Gesellschaft für volkstümliche Astronomie e.V., Hamburg) einem Bericht in der Rubrik ,,Kometenseiten" von Hartwig Lüthen: Er berichtete über eine Prediscovery-Aufnahme des neuen Kometen McNaught Russell 1994u vom 13. Oktober 1994, auf der er eigentlich den bekannten periodischen Kometen P/Borrelly ablichtete. Ähnlich wie Norbert Mrozek hatte auch ich in dieser fraglichen Zeit den Kometen P/Borrelly mit meiner 10-ZollSchmidt-Kamera aufgenommen und zwar am 10. und 15. Oktober 1994. Der Bericht hatte mich neugierig gemacht und veranlasste mich, die Negative des TP6415-Filmmaterials erneut zu sichten und nach der Position des neuen Kometen Ausschau
zu halten. Die Aufnahme vom 15. Oktober zeigte Sterne bis 16,5 mag, die Himmelsgegend lag in der Milchstraße, unweit des Rosettennebels im Sternbild Einhorn. Die Position des Kometen für dieses Datum hatte ich mir auf einer Sternkarte eingezeichnet und nach wenigen Minuten fand ich auf dem Negativ ein fast sternförmiges Objekt, welches von einer kleinen, schwachen Koma umgeben war, die Helligkeit schätzte ich auf etwa 14,5 mag. Es musste der Komet sein, der zu diesem Zeitpunkt rund 4 Grad von dem bekannten periodischen Kometen P/Borrelly entfernt stand.
Offenbar war mir dieses schwache Objekt beim Betrachten des Negativs zunächst nicht in der sternreichen Region der Milchstraße aufgefallen. Eine Überprüfung des Negativs vom 10. Oktober ergab, dass ich den Kome-
ten in dieser Nacht nur um ein Grad verfehlt hatte. Die Positionen des Kometen 1994u wurden auf beiden Aufnahmen von Nobert Mrozek und mir exakt bestimmt und dienten damals zu einer Verbesserung der Bahnelemente des Kometen McNaught-Russell. Robert McNaught fand den Kometen übrigens am 12. Dezember 1994 auf einer Platte des U.K. Schmidt-Teleskopes in Siding Spring (Australien), die Kenneth S. Russell belichtet hatte. Im IAU-Circular 6115 wurde die Entdeckung mitgeteilt. Norbert und ich hatten das Objekt zwar acht Wochen früher aufgenommen, aber unter dem Sternenmeer nicht entdeckt.
Die Moral aus der Geschichte? Man sollte seine Aufnahmen genau überprüfen, ob sich nicht ein ,,neues" Objekt darauf befindet ...
VdS-Journal Nr. 33
24
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Ein neuer Stern - was nun?
von Wolfgang Kloehr
Wer kennt es nicht aus irgendwelchen Hollywood-Filmen. Irgendwo sitzt ein Amateur mit seinem Teleskop und macht eine Entdeckung am Himmel. Ein kurzer Anruf bei der NASA und schon bewegen sich das Hubble und noch ein paar andere Satelliten. Aber wie spielt sich das ganze in der realen Welt ab? Welcher Amateur würde nicht mal gerne eine Entdeckung machen. Doch wenn es denn wirklich mal passiert und ein neues Objekt auf einem Bild auftaucht was ist dann zu tun. Die Telefonnummer der NASA hat man ja meistens nicht zur Hand. Dieser Bericht soll Ihnen am Beispiel einer Supernova für den Fall der Fälle eine kurze Anleitung geben, damit sich das Hubble Weltraumteleskop am Ende vielleicht doch bewegt.
1 Links ein Bild vom 22.09.2007 mit einer Belichtungszeit von 4 x 30 s.
Rechts die Referenz vom ESO Online Digitized Sky Survey. Im rechten oberen Bereich des Bildes die Galaxie UGC10911. Links unten ein schwaches Signal in einer Galaxie ohne Namen (rot markiert).
Software [2]. Den Abgleich kann man entweder visuell oder auch über den Blink-Modus von z.B. in dem Programm MaximDL durchführen. So auch geschehen bei der Entdeckung der Supernova 2007kf.
Stellen sie auch unbedingt sicher, dass es sich bei dem neuen Objekt nicht nur um einen ,,Cold-Pixel" handelt.
2 Typischerweise erscheinen fehlerhafte Pixel oft schärfer als echte Sterne. Im
Bild oben links mit rotem Kreis markiert. Rechts SN2007kf. Auch sollte das neue Objekt in allen Rohbildern zu sehen sein. Cold-Pixel erscheinen oft nur in einem der Bilder.
Ist das Objekt unbekannt? Als nächstes muss geprüft werden ob es sich evtl. um einen bereits bekannten variablen Stern handelt. Es könnte sich schließlich auch um ein seit längerem bekanntes Phänomen handeln z.B. den Ausbruch einer bereits bekannten Nova. Das geht am besten mit der bereits oben erwähnten ALADIN-Software.
Ist ein neuer Stern im Bild? Eine Nova oder Supernova ist auf den ersten Blick von all den anderen Sterne auf einer CCD-Aufnahme nicht zu unterscheiden. Um ein Bild auf neue Objekte zu prüfen benötigt man als erstes eine ältere Referenz-Aufnahme. Doch wer hat schon eine solch umfangreiche Datensammlung. Also woher ein zuverlässiges
VdS-Journal Nr. 33
Referenz-Bild nehmen? Hier gibt es zum Glück den ,,ESO Online Digitized Sky Survey" [1].
Dort kann man sich ohne Probleme zu jedem Objekt über Eingabe der Koordinaten oder auch den Objektnamen z.B. NGC1961 ein Referenz-Bild besorgen. Auch sehr zu empfehlen ist die ALADIN-
Handelt es sich vielleicht um einen Kleinplaneten? Kleinplaneten sorgen immer wieder für Fehlalarme. Auf den ersten Blick sind auch diese nicht von normalen Sternen zu unterscheiden und die Belichtungszeit ist oft zu kurz um schon eine Bewegung des Objektes erkennen zu können. Aber auch hier gibt es eine Lösung. Das CBAT (Central Bureau for Astronomical
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
25
3 Daten zu den Koordinaten einer Beobachtung oder das Objekt erhält man aus der NED-Datenbank bzw. den Simbad-
Katalogen. So kann man prüfen, ob an der relevanten Stelle bereits etwas vermerkt ist oder nicht. Zum Zeitpunkt der Entdeckung von SN2007kf gab es dort keinen Hinweis. Heute (rot markiert) findet man dort einen Eintrag.
4a 4b Sollten sie diese Meldung für Ihren ,,Check"
erhalten, stehen die Chancen auf eine Entdeckung gut.
Telegrams) in Cambridge hat hierfür die notwendige Software. Den sogenannten ,,SNChecker" (SN Candidate Minor Planet Checker) [3]. Über diese Webseite kann man schnell und einfach prüfen ob sich zum Zeitpunkt der Aufnahme ein Kleinplanet in der Nähe der Galaxie befand. Nur Datum, Uhrzeit in UT (Universal Time) und Name der Galaxie eingeben und den Button ,,Produce list" betätigen.
Ein Bild ist nicht genug. Woher ein zweites nehmen? Um eine Entdeckung bei der CBAT zu melden wird ein zweites ,,Confirmation
Image" verlangt. Nähere Informationen, wie eine Meldung aussehen muss, findet man unter [4]. In der Praxis ist es ja leider oft so, dass das Wetter am nächsten Tag nicht immer mitspielt. Hierfür gibt es zwei hilfreiche User-Groups im Internet: den ,,ISN_CHAT" von David Bishop [5] und den ,,VSNET-ALERT" [6]. Dort kann man Amateure rund um den Globus bitten, eine zweite Aufnahme des Objekts zu machen. Laden sie dazu ihr Bild am besten in die entsprechende File-Section der jeweiligen Gruppe und bitten dann im Chat um ein Confirmation-Image mit Angabe von Datum, Uhrzeit und Koordinaten. Oft bekommt man dann schon
binnen weniger Stunden eine Bestätigung. Im Falle von SN2007cm erreichte mich nur vier Stunden später ein Confirmation-Image von Weidong Li aufgenommen mit dem KAIT-Telescope. Wenn sie nun alle drei Bilder (Discovery-Image, Confirmation-Image und ReferenceImage ) beisammen haben, das Objekt bestätigt wurde und es sich nicht bewegt hat, stehen die Chancen für die Entdeckung einer Supernova bei 99,9% und es wird Zeit, ihre Entdeckung zu melden.
Meldung an die CBAT Folgende Informationen müssen nun in der CBAT-Meldung enthalten sein:
VdS-Journal Nr. 33
26
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
5 Discovery Image SN2007kf
2007-09-22 by Wolfgang Kloehr
Confirmation Image 2007-09-23 by Ron Arbur (UK)
Reference Image ESO Digital Sky Survey
- Position des neuen Objektes - Name der ,,Host galaxy" - Offset from center of host galaxy - Beobachtungsdatum - Helligkeit des neuen Objektes - Methode der Beobachtung - Benutzte Instrumente - Standort der Beobachtung - Name und Adresse des Beobachters bzw. des Meldenden - Verweis auf das ,,Discovery Image" am besten einen Link auf das Bild - Verweis auf das ,,Reference Image" ebenfalls mit Link - Verweis auf das ,,Confirmation Image"
Zu senden ist die Meldung an cbat@cfa.harvard.edu. Hier als Beispiel und Vorlage die Meldung zur Entdeckung von SN2007kf:
Dear CBAT, I would like to report the discovery of a possible supernova:
Position:
RA.: 17:31:31.76
Dec.: +69:18:40.1 J2000
Host galaxy:
anonymous galaxy near UGC10911
Offset from center: 5.17` W 1.57` S from UGC10911
Observation date: 2007-09-22; 22:23:00 UT
Mag.:
~ 17.0 CR
Observation method: telescopic CCD Composite of 4 unfiltered images a 30 sec
lim. mag ~18.5
Instrumentation: CCD Photos with Meade DSI-Pro II Meade 10`` ARC at F6.3
Observation site: Country Germany
City:
Schweinfurt
Name of Observer: Wolfgang Kloehr
Discovery image: http://www.dsi-astronomie.de/UGC10911.htm
POSS II image shows nothing at this position.
Own reference image from 2006-09-23 limiting mag ~18.5 CR taken with Meade
DSI-Pro II 8`` VC200L SC unfiltered shows also nothing at this position. There were
no known minor planets at this position/time. No known variables at this position
in VSX/GCVS catalogue.
Confirmation image from 2007-09-23 19:45:00 UT: Object did not move and is clearly visible.
Data of confirmation Observation date: Mag: Limiting mag: Observation method: Instrumentation: Taken by: Location: Confirmation image:
image. 2007-09-23 19:45 :00 UT ~ 16.9 CR ~ 20.5CR telescopic CCD Composite of 10 unfiltered images a 480 sec CCD Photos with Meade DSI-Pro II Meade 10`` ARC at F6.3 Wolfgang Kloehr Schweinfurt Germany http://www.dsi-astronomie.de/UGC10911-Dateien/image005.gif
kind regards Wolfgang Kloehr
VdS-Journal Nr. 33
Warten auf das IAUC (International Astronomical Union Circular) Ihre Angaben werden nun von der CBAT geprüft ob alles seine Richtigkeit hat. Vielleicht kommen auch noch Rückfragen oder sie werden gebeten, die Bilder zu senden. Für sie beginnt nun das Warten auf die offizielle Bestätigung Ihrer Entdeckung, das sogenannte IAUC (International Astronomical Union Circular). Über dieses IAUC werden nun alle namhaften Observatorien weltweit über ihre Entdeckung informiert und können entscheiden, ob sich eine Beobachtung lohnt oder nicht. Auch der Name der Supernova wird in dem IAUC festgelegt.
In meinem Fall lautete das IAUC zu SN2007kf: SUPERNOVA 2007kf W. Kloehr, Schweinfurt, Germany, reports his discovery of an apparent supernova (mag about 17.0) on unfiltered CCD images (limiting mag about 18.5) taken on Sept. 22.93 UT with a Meade 0.25-m reflector.
The new object is located at R.A.=17h31m31s. 76, Decl.=+69o18`40".1 (equinox 2000.0), which is 5`.17 west and 1`.57 south of UGC 10911 and apparently associated with an anonymous galaxy. Nothing is visible at this position on Kloehr`s reference image from 2006 Sept. 23 (limiting mag about 18.5) or on a Palomar Sky Survey image (no limiting magnitude information or date provided). SN 2007kf also appeared at mag about 16.9 on a composite image (limiting mag 20.5) from ten frames taken by Kloehr on Sept. 23.82. The discovery image is available at Kloehr`s website at URL http://www.dsi-astronomie. de/UGC10911.htm.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
27
R. Arbour, South Wonston, Hants, U.K., reports that he obtained five unfiltered confirming CCD images of 2007kf beginning at Sept. 24.845 UT using a 0.4-m f/5 reflector (+ Starlight Xpress camera; limiting mag 19.1), yielding mag 17.2 and position end figures 31s.23, 39".8 (offset from apparent host galaxy 2".2 east, 4".9 south).
NOTE: These ,,Central Bureau Electronic Telegrams" are sometimes superseded by text appearing later in the printed IAU Circulars.
(C) Copyright 2007 CBAT 2007 September 25 (CBET) 1085 Daniel W. E. Green
Somit sind Sie der offizielle Entdecker der SN und auch in der Liste der Supernovae [7] vermerkt.
Und das Hubble bewegt sich doch So geschehen bei der Entdeckung von SN2005cs in M 51 am 30. Juli 2005. Alarmiert durch das IAUC 8553:
SUPERNOVA 2005cs IN M51 Wolfgang Kloehr, Schweinfurt, Germany, reports his discovery of an apparent supernova (mag about 14) on CCD frames taken with a 0.20-m reflector on June 28.907 and 28.928 UT, with a weak earlier image of the new object (at mag perhaps 16) also found by Kloehr on a frame taken on June 27.933. Kloehr gave the position for SN 2005cs as R.A.=13h29m53s.37, Decl.=+47o10`28".2 (equinox 2000.0), which is 15" west and 78" south of the center of M 51 (= NGC 5194).
Nothing was visible at this location on earlier frames taken by Kloehr on May 11 and 26, on an ,,LRGB" image taken by R. Muendlein on Feb. 5, or on a Digitized Sky Survey image. W. Li, University of California at Berkeley, reports that a CCD image taken with the Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) at Lick Observatory on June 30.25 confirms the new object at mag about 13.5; Li provides position end figures 52s.85, 36".3, which is 67".3 south of the nucleus of M 51. A KAIT image taken on June 15.20 showed nothing at this position (limiting mag about 19.0). H. Yamaoka, Kyushu University, reports that K. Itagaki (Teppocho, Yamagata, Japan; 0.60-m telescope) obtained the following position end fi-
Supernova 2005c s
6 UVOT Bilder von SN 2005cs, einer Typ-II-Supernova in M 51. Das Bild auf
der linken Seite ist ein Falschfarbenbild, das UV-Bild auf der rechten Seite zeigt sehr schön, dass die Supernova weitaus heller als der Galaxienkern leuchtet. Foto: NASA/Swift/ Goddard Space Flight Center
7 Neben Milliarden leuchtenden Sonnen in der Whirlpool-Galaxie M 51,
explodiert ein massereicher Stern in einem hellen Lichtblitz. Das Hubble Weltraumteleskop fotografierte die Supernova 2005cs nur 12 Tage nach ihrem Ausbruch. Im Vergleich dazu rechts oben eine Aufnahme der Region vor dem Ausbruch von SN 2005cs.
VdS-Journal Nr. 33
28
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
gures for SN 2005cs from an unfiltered CCD image taken on June 30.484, when the new object was at mag 14.3: 52s.78, 35".7; nothing was visible at this location on Itagaki`s image taken in poor conditions on June 20.598 (limiting mag 17.0).
Bereits vier Stunden später wurden mit dem Röntgensatelliten XMM-Newton Beobachtungen durchgeführt. Das Hubble NASA-Swift und das Very Large Array in Neu Mexiko folgten kurze Zeit später.
Clear skies and good hunting wünscht Euch Wolfgang Kloehr.
Internet-Hinweise: [1] ESO Online Digitized Sky Survey:
http://archive.eso.org/dss/dss [2] ALADIN Software: http://aladin.
u-strasbg.fr/aladin.gml [3] SN Candidate Minor Planet Checker:
http://scully.harvard.edu/~cgi/ CheckSN [4] Meldungen ans CBAT: http://www. cfa.harvard.edu/iau/HowToReportDiscovery.html [5] ,,ISN_CHAT" von David Bishop: http://tech.groups.yahoo.com/group/ isn_chat/ [6] ,,VSNET-ALERT": http://ooruri. kusastro.kyoto-u.ac.jp/mailman/ listinfo/vsnet-alert
[7] Liste der neu entdeckten Supernovae: http://www.cfa.harvard.edu/ iau/lists/Supernovae.html
Neuentdeckungen in der FG Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Der von den Sternfreunden Erich Meyer, Erwin Obermair und Herbert Raab auf der Sternwarte Linz am 14. Januar 1996 entdeckte Kleinplanet 1996 AU1 erhielt laut dem MINOR PLANET CIRCULAR 32196 vom 8. August 1998 die Nummer 9097. Mit dieser Neuentdeckung begann die Nummerierung von Kleinplaneten, welche Mitglieder der FG Kleine Planeten der VdS entdeckten! Später wurde von den Entdeckern der Name Davidschlag vorgeschlagen.
,,(9097) Davidschlag = 1996 AU1 Discovered 1996 January 14 at the Davidschlag Observatory at Linz. Named for a small village, some 10 km to the north of Linz {see planet (1469)}, at the entrance to a region known as ,,Sterngartl", or ,,small garden of stars". This object is the first minor planet discovered at the amateur astronomical observatory that is located in this village." Namensvorschlag (9097) Davidschlag
Seit 1998 wird eine kleine Statistik über die in der FG Kleine Planeten erhaltenen Positionen geführt. Im Mittelpunkt stehen dabei auch die neu oder wieder entdeckten Kleinplaneten. Seit 1996 nahm die Zahl der Neuentdeckungen stetig zu. Einen ersten Höhepunkt gab es im Jahr 1999 mit 7,38 % aller Neuentdeckungen bis zum Jahr 2008. Auffällig ist ein erneuter Anstieg seit dem Jahr 2005. Die Abbildung 1 zeigt den Verlauf der Neuentdeckungen in den Jahren 1996 - 2008.
1 Neuentdeckungen von Mitgliedern der FG Kleine
Planeten pro Beobachtungsjahr
VdS-Journal Nr. 33
2 Neuentdeckungen von Mitgliedern der FG Kleine
Planeten pro Größenklasse
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
29
3 Verteilung der Neuent-
deckungen auf einzelne Sternwarten
Anzeige
30
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
4 Verteilung der Namenswahl auf die Kategorien
Für die Jahre 1996 bis April 2008 liegen von ca. 1400 Neuentdeckungen auch die scheinbaren Entdeckungshelligkeiten vor. Davon sind 31,3 % schwächer als 19,0 mag, das Maximum mit 34,5 % liegt bei einem Helligkeitsintervall von 19,0 bis 19,9 mag und 34,2 % überschreiten die 20. Größenklasse. Das zeigt aber auch, dass i.a. nur noch durch einen
großen instrumentellen Einsatz Neuentdeckungen möglich sind, denn die Entdeckungshelligkeiten sind in den letzten Jahren zurück gegangen. Die Abbildung 2 zeigt die Verteilung der Entdeckungshelligkeiten in den Jahren 1996 - 2008.
Im Zeitraum von 1993 bis Oktober 2009 gelangen an 27 Sternwarten, in denen
Verteilung der nummerierten und benannten Kleinplaneten
Sternwarte
Stw. Gnosca (143) Stw. Vicques (185) Stw. Drebach (113) Stw. Heppenheim (611) Stw. Altschwendt (A44) Stw. Linz (540) Stw. Naef, Marly (A13) Stw. Wildberg (198) Stw. Taunus, Frankfurt (B01) Stw. Essen (636) Stw. Trebur (239) Stw. Gaisberg (B21) Stw. Winterthur (151) Stw. Hormersdorf (A35) Stw. Bornheim (127) Stw. Mülheim-Ruhr (628) Stw. Solingen (592) Stw. Radebeul (A72) Stw. Bergen-Enkheim (A74) Stw. Weinheim (A23) Summe
Anzahl, nummeriert
118 64 46 44 30 23 21 10
9 7 6 6 5 5 4 4 3 2 2 1 410
Anzahl, benannt
42 23 22 20
5 18
6 3 1 3 4 5 3 1 2 2 160
VdS-Journal Nr. 33
Mitglieder aus der FG Kleine Planeten der VdS beobachteten, 1743 Entdeckungen [1]. Nicht alle dieser Neuentdeckungen verbleiben bei dem glücklichen Entdecker. Um überhaupt eine Neuentdeckung vermelden zu können, müssen Positionen aus mindestens zwei Nächten vorliegen. Nach dem Einreichen prüft das Minor Planet Center die Beobachtungen. In nicht wenigen Fällen kann einem die Neuentdeckung nicht zugesprochen werden, da ein Abgleich mit den digitalen Datenarchiven zeigt, dass er schon entdeckt wurde. Dieses Schicksal kann den glücklichen Entdecker auch später ereilen, d.h. er kann seinen Kleinplaneten wieder verlieren. Umgekehrt können diese Archive aber auch helfen, die Bahn des neu entdeckten Kleinplaneten nach hinten zu verlängern, getreu dem alten Spruch: des einen Freud ist des anderen Leid. Nichtsdestotrotz wird an vielen Sternwarten nach neuen Kleinplaneten gesucht. Die Abbildung 3 zeigt die Verteilung der Neuentdeckungen auf einzelne Sternwarten.
Fleißiges Beobachten hilft die Zeitspanne bis zur Nummerierung der Neuentdeckung zu verkürzen. Naturgemäß muss der Kleinplanet in mehreren Oppositionen erfolgreich beobachtet werden. Dabei hilft die schon angesprochene Suche in digitalen Datenarchiven, aber auch die Beobachtung an anderen Sternwarten. Dies kann unfreiwillig durch professionell arbeitende Suchprogramme, oft respektlos ,,Staubsauger" genannt, geschehen oder durch den freiwilligen Zusammenschluss mehrerer Sternwarten zur gemeinsamen Beobachtung. Genau das letzte geschieht in der FG Kleine Planeten der VdS und es hat in nicht wenigen Fällen die notwendige zweite Nacht doch noch ermöglicht, obwohl Wolken, Wind und Regen genau dies am eigenen Standort vereitelten.
Wenn also die beobachtete Bahn um unsere Sonne lang und genau genug ist, wird die Neuentdeckung nummeriert. Danach kann der Entdecker einen Namensvorschlag einreichen und das ,,Committee on Small Body Nomenclature" [2] entscheidet. Manchmal muss der Vorschlag auch korrigiert werden oder im schlimmsten Fall wird er abgelehnt, doch normalerweise wird positiv entschieden. Die folgende Tabelle gibt die Anzahl der
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
31
5 Namensgeber der Kleinpla-
neten (38976) Taeve, nach Gustav Adolf Schur (geb. 1931) und (31240)
Katrianne, nach Katrin Susanne Lehmann (geb. 1963), die Ehefrau
des Autors.
nummerierten und benannten Kleinplaneten an. Eine im Jahr 2008 anlässlich der 11. Kleinplanetentagung in Heppenheim durchgeführte Untersuchung von 109 nummerierten Kleinplaneten [3], die durch Mitglieder unserer FG entdeckt wurden, hat gezeigt, dass bei der Namenswahl [4] berühmte Wissenschaftler (keine Astronomen) an erster Stelle stehen. Aber die Chance, Verwandte - auch die eigene Ehefrau -zu ehren, steht schon an zweiter Stelle. Danach sind es vor allem Personen, die einen Bezug zur Astronomie besitzen.
Welche Kleinplaneten beobachtet werden, das wird in der FG niemandem vorgeschrieben. Die Suche nach neuen Kleinplaneten ist genau so sinnvoll wie der Nachweis von Objekten auf der NEOCP, einer Liste eben entdeckter Objekte. Aber auch die Bahnverlängerung bzw. die Beobachtung von ,,One-Opposition-Objekten" ist eine sehr lohnenswerte Aufgabe. Schon oft sind bei solchen Standardbeobachtungen neue Kleinplaneten ins Netz gegangen. Ebenso ist die Photometrie von Kleinplaneten sehr
wertvoll, denn nur von wenigen ist die Lichtkurve bekannt.
Eines aber noch zum Schluss. Die Neuentdeckung eines Kleinplaneten ist ein großes Glück, aber wie so vieles, kann man sie nicht erzwingen. Wenn Sie Lust bekommen haben, Kleinplaneten zu beobachten, dann sind Sie dazu herzlich eingeladen. Als Mitglied in der FG Kleine Planeten der VdS [5] werden Sie viele Gleichgesinnte treffen und auch von den Erfahrungen der anderen profitieren. Vielleicht geht Ihnen dann auch einmal ein neuer Kleinplanet ins Netz und Sie können jemandem eine große Freude bereiten.
Internet-Hinweise: [1] Amateurentdeckungen: http://www.
kleinplanetenseite.de/Entdeckg/ amateure.htm [2] Committee on Small Body Nomenclature: http://www.ss.astro.umd. edu/IAU/csbn/ [3] Nummerierte Kleinplaneten: http:// www.kleinplanetenseite.de/Entdeckg/archivnumkp.htm [4] Benannte Kleinplaneten: http://www. kleinplanetenseite.de/Entdeckg/listebenkp.htm [5] Kleinplanetenseite: http://www. kleinplanetenseite.de
Anzeige
32
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Mein Erstlingswerk - der Kleinplanet 2004 DO
von Rolf Apitzsch
1 M 100 mit bekann-
tem Objekt (C9 f/4.3 mit SXV-H9)
Unsere Freundschaft begann am 27. Februar 2004. So oder so ähnlich möchte ich die Beziehung zu meinem Erstling 2004 DO beschreiben. Bis zu diesem Datum war ich fast ausschließlich ein fleißiger Lieferant von astrometrischen Positionen für die Objekte der NEOCP-Seite [1]. Es ist spannend, dabei zu sein, wenn Objekte mit außergewöhnlichen Bahnen ihrer dauerhaften Identifizierung zugeführt werden. Aber, nicht immer ist ein Objekt wie 2008 TC3 [2],[3] dabei. Ein Asteroid, der uns dann auch noch, wie in diesem Fall, einige Stunden später mehr oder weniger direkt vor die Füße fiel [4].
Die Entdeckung von 2004 DO war eher ein Zufall, aber auch die Initialzündung in der Vorgehensweise zur Entdeckung weiterer Objekte. Um für die Suche nach NEOCP Objekten mit einem größeren
VdS-Journal Nr. 33
Gesichtsfeld besser gerüstet zu sein, verkürzte ich die Brennweite meines C9 von f/10 auf f/4.3 und erweiterte damit das Gesichtsfeld deutlich.
Meine ersten Testaufnahmen des M 100 am 27. Februar 2004 zeigten nicht nur eine ausreichende Qualität in der Abbildung. Auch die erwarteten Verzerrungen waren gering genug um erfolgreiche Astrometrie von Asteroiden betreiben zu können. Und im ersten Probebild war auch gleich die Strichspur eines bekannten Asteroiden zu sehen.
Allerdings erregte diese kleine Spur doch mein Interesse an dem Bild. Bei extrem aufgezogenem Kontrast gab es noch mehr auf der Aufnahme zu sehen: Kam doch noch ein zweiter, unscheinbarer ,,Kratzer" zum Vorschein.
Da es ein Summenbild meiner Serienaufnahmen war, konnte es nicht eines der üblichen ,,cosmics" sein. Ein ,,stacking" der zwölf Einzelaufnahmen mit Astrometrica [5] bei einer scheinbaren Geschwindigkeit von 0.64"/min und einem Positionswinkel von 268 Grad ergab ein punktförmiges Objekt mit 19 mag, welches in keinem Katalog verzeichnet war. Eine Animation ist auf meiner Homepage [6] zu sehen. Mit Positionen einer zweiten Nacht, für eine Designation erforderlich, half mir damals Valentino Pozzolli (IAU 201). Seine und meine Beobachtungen zusammen reichten für meine erste Bestimmung.
Nach der ersten Freude wurde schnell klar, dass mein Erstling zukünftig nicht mehr so schnell wieder abzulichten sein würde. Entweder ist er auf Grund seiner
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
33
2 Oben: Ausschnittsvergrößerung
und 12 Einzelaufnahmen von 2004 DO miteinander gestackt.
3
Links: Entdeckungsaufnahme des Kleinplaneten 2004 DO.
großen Inklination bei seiner nächsten Opposition nur auf der Südhalbkugel sichtbar, oder seine Magnitude ist jenseits der 21 mag und damit für mein C9 unerreichbar. Für beide Probleme wollte ich eine Lösung finden.
Im ersten Schritt nutzte ich die Zeit bis zu seiner ersten Wiederkehr auf der nördlichen Hemisphäre, um mein Equipment aufzurüsten: Ich nahm einen SelbstbauNewton mit 35 Zentimeter Öffnung in Angriff. Dieser sollte ausreichen, 2004 DO auch in einer der folgenden Oppositionen dingfest zu machen. Und es gelang! Mit 35 Zentimeter Öffnung, f/4,3 und einer SXV-H9 erreiche ich bewegte Objekte bis zu 21,3 mag.
So ließ ich ,,meinen Ersten" nicht mehr aus dem Auge. Doch, um die für eine endgültige Nummerierung erforderlichen vier Oppositionen zu erreichen, war dieses nur ein erster Schritt. Bei Betrachtung der zukünftigen Oppositionen zeigte sich, dass die von 2005 und 2009 nur auf der südlichen Hemisphäre beobachtbar sein würden.
Hier kam mir die Entwicklung und allgemeine Verfügbarkeit von fernsteuerbaren Teleskopen sehr entgegen. Mit den Teleskopen der Tzec Maun Stiftung gelang es im August 2009 das Objekt 2004 DO mit hinreichender Genauigkeit von einem Stützpunkt in Australien aufzunehmen. Wegen der dort vorhandenen Teleskope mit nur geringen Öffnungen war das al-
lerdings ein recht schwieriges Unterfangen. Ein Augenstress beim Blinken! Denn in der dort vorhandenen Konfiguration waren bei einem Gesichtsfeld von 87` x 58` und seiner Position in einem dichten Sternenfeld immer 3 - 4 Tausend Referenzsterne im Gesichtsfeld. Trotzdem gelang es mir über mehrere Tage verteilt, 2004 DO bei 19,7 mag mit dem 150 mm f/7.3 Takahashi, bestückt mit einer STL6303 und insgesamt acht Stunden Belichtungszeit aufzunehmen und so genügend
4 Mein 35-cm-Newton.
Positionen für eine weitere Opposition aufzunehmen. Damit war die 4. Opposition unter Dach und Fach. Im September 2009 gab es dann die Belohnung für die Mühe: 2004 DO bekam seine endgültige Nummer: 220495. Klar, dass dieser Aufwand nicht für jedes Objekt gemacht werden kann. Aber, es ist nun einmal mein Erster! Aus dieser Initialzündung wurden inzwischen 140 Entdeckungen in Wildberg (IAU 198) und bisher insgesamt 10
VdS-Journal Nr. 33
34
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Nummerierungen. Drei Objekte haben inzwischen einen endgültigen Namen (Wildberg, Reingard und Christian) und drei weitere Namen sind eingereicht. Mit meiner letzten Aufrüstung (SXVF-H16) gibt es für weitere Entdeckungen nur eine einzige Begrenzung: das Wetter.
Literatur: [1] NEO Confirmation Page: http://
www.cfa.harvard.edu/iau/NEO/ ToConfirm.html
5 Die Oppositionen von 2004 DO.
[2] MPEC 2008-T57: http://www.cfa. harvard.edu/mpec/K08/K08T57. html
[3] VdS Journal 29 (II/2009) [4] Sterne und Weltraum Heft 5/2009 [5] Astrometrica: http://www.astromet-
rica.at [6] Homepage: http://www.astro-
wildberg.de
6 Der Kleinplanet 2004 DO im August 2009. Es wurden zehn Aufnahmen mit
je 2 min miteinander gestackt.
VdS-Journal Nr. 33
Inserentenverzeichnis
AME Astro-Messe
37
APM Telescopes, Rehlingen
9
astronomie.de, Neunkirchen
31
Astrocom, Martinsried
29
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
35
Landsberg
ATT
47
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
euro EMC GmbH, Poslau
89
Intercon Spacetec GmbH,
U3
Augsburg
Koring, Saharasky
94
Kosmos Verlag, Stuttgart
11
Meade Instruments Europe,
67
Rhede
Gerd Neumann jr.
63
Optische Geräte Wolfgang Lille, 109 Heinbockel
4. RATT, Ravensburg
44
4. STT
66
Spektrum der Wissenschaft Ver- 19 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 81
30. Planeten- und Kometen-
80
tagung, Violau
Astroshop.de ist ein Bereich der nimax GmbH. Mehr Informationen zu unserem Unternehmen finden Sie unter www.nimax-gmbh.de. Alle angegebenen Preise in Euro inkl. 19% MwSt. Preisänderungen und Irrtümer vorbehalten.
Sky-Watcher BlackDiamond Newton-Teleskope
Sky-Watcher 200/1000 NEQ-5 Artikel-Nr.: 14991 | Preis:499,-statt548,-
Sky-Watcher 254/1200 EQ-6
Artikel-Nr.: 14992 | Preis: 1.698,-
Sky-Watcher 304/1500 EQ-6
Artikel-Nr.: 15562 | Preis: 1.998,-
Sky-Watcher BlackDiamond AT Dobson-Teleskope
Sky-Watcher 8" AT Dobson
Artikel-Nr.: 14974 | Preis: 699,-
Sky-Watcher 10" AT Dobson
Artikel-Nr.: 14972 | Preis: 949,-
Skywatcher 12" AT Dobson
Artikel-Nr.: 14973 | Preis: 1.299,-
Sky-Watcher EvoStar-Teleskope
Sky-Watcher 80/600 ED EvoStar
Artikel-Nr.: 15056 | Preis: 599,-
Sky-Watcher 100/900 ED EvoStar Artikel-Nr.: 15057 | Preis:799,-statt830,-
Sky-Watcher 120/900 ED EvoStar
Artikel-Nr.: 15058 | Preis: 1.399,-
Paton Hawksley Star Analyser 100
Profi-Astronomen setzen die Spektroskopie ein, um die Geheimnisse des Universums zu entschlüsseln. Mit dem Star Analyser 100 ist nun das Gleiche für den engagierten Amateurastronomen möglich. Extrem einfach in der Anwendung, eine simple Montage am Teleskop und das zu einem fast unschlagbaren Preis! So können z.B. mit einem 80mm Teleskop und einer einfachen unmodifizierten Webcam die Spektren und Eigenschaften hunderter Sterne bis zu einer Grenzgröße von +4mag ausfindig gemacht werden.
Artikel-Nr.: 14616
Preis: 115,-
NEU The Great Atlas of the Sky
The Great Atlas of the Sky ist der weltweit einzige gedruckte Atlas mit Sternen bis 12 Magnituden. Kein anderer Atlas verfügt über eine solche Detailtiefe. Insgesamt sind 2.430.768 Sterne, über 70.000 Galaxien, Sternhaufen und Nebel abgebildet. Alle Objekte der Messier, NGC, IC, SH2, RCW und PGC Kataloge wurden hierbei berücksichtigt. Zudem sind auch alle Variablen Sterne des GVCS und NSV Katalogs übernommen worden. Der Atlas umfasst 296 Seiten.
Artikel-Nr.: 18876
Preis: 129,-
Celestron Jubiläumsangebot
CELESTRON FEIERT 50-JÄHRIGES JUBILÄUM
UND SENKT DEN PREIS FÜR DAS BELIEBTE 11"SC-TELESKOP CPC 1100 UM 1.000!
Dieses Teleskop verfügt über eine Schmidt-Cassegrain Optik mit 279mm Öffnung und 2800mm Brennweite. Trotz der langen Brennweite der Optik, bietet der Tubus eine sehr kurze Bauweise, welche das System zu einem kompakten Fernrohr macht, das sich durch extrem leichte Transporteigenschaften auszeichnet. Diese Optik bietet eine sehr gute Abbildung und ein großes Gesichtsfeld. Kontrast und Schärfe überzeugen und bieten großen Spaß bei der Planeten oder Deep-Sky Beobachtung. Diese Optiken sind auf ein Öffnungsverhältnis von 1:10 ausgelegt, daher ist auch Astrofotografie noch gut möglich (Optional: mit Polhöhenwiege auch Langzeitbelichtungen). Durch die Hauptspiegelfokussierung wird ein sehr großer Schärfebereich gewährleistet, was es möglich macht nahezu jedes beliebige Zubehörteil zu adaptieren. Getragen wird das ganze von einem Stahlstativ, dass eine solide Basis bietet.
Artikel-Nr.: 7777
Preis:
Celestron CPC Teleskope
statt 3.995,-
Celstron CPC 800 Artikel-Nr.: 7750 | Preis: 1.750,-statt1.975,-
Celestron CPC 925 Artikel-Nr.: 7776 | Preis: 2.250,-statt3.525,-
36
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Entdeckung an der Volkssternwarte Drebach - Kleinplanet 2009 QJ28
von Guido Wollenhaupt
1 Der neu entdeckte Kleinplanet
2009 QJ28 mit einer Helligkeit von 19,3 mag am 24.08.2009 um 22:39 Uhr UT. Aufgenommen mit einer Apogee 7P CCD-Kamera am 500/6000 Cassegrain der Sternwarte Drebach. Die Brennweite wurde mittels Shapleylinse auf f/5 reduziert. Bildausschnitt: Gemeinsam mit der Neuentdeckung befindet sich der Kleinplanet (140411) 2001 TT82 mit einer Helligkeit von 20,1 mag auf der Aufnahme.
Etwas Neues bei der Beobachtung des Sternhimmels zu entdecken ist sicher insgeheim der Wunsch vieler Hobbyastronomen. Seitdem ich mich mit der Beobachtung von Kleinplaneten beschäftige, weiß ich, dass gerade bei diesem Betätigungsfeld heute durchaus noch Entdeckungen möglich und zudem von wissenschaftlichem Interesse sind.
Eigentlich bin ich noch Lernender in der praktischen Beobachtung Kleiner Planeten, da ich erst seit drei Monaten so richtig ,,dabei" bin und mir nun das notwendige Wissen hierzu Stück für Stück aneigne. Die Entdeckung eines Kleinplaneten fällt in diesem Stadium eigentlich unter die Begriffe ,,Zufall" oder ,,unmöglich". Hier beweist sich aber einmal mehr der Nutzen der vielen, zum Teil sehr gut ausgestatteten Volks- und Amateursternwarten und der dort aktiven Beobachtergruppen. So gibt es auch an der Volkssternwarte Drebach [1] mehre-
VdS-Journal Nr. 33
re intensiv und deshalb auch erfolgreich beobachtende Amateurastronomen, von denen man als ,,Neuling" sehr viel lernen kann. Dazu kommt die sehr gute technische Ausstattung der Sternwarte, die das Beobachten in der Gruppe zum Erlebnis werden lässt. Hier möchte ich von jenen zwei spannenden Nächten und den darauf folgenden Tagen berichten, die zur Entdeckung des Kleinplaneten 2009 QJ28 führten.
Eine klare Sommernacht über dem Erzgebirge bahnte sich an. Es ist der späte Abend des 20. August 2009. Diese Nacht wollte ich an der Volkssternwarte Drebach für das Sammeln weiterer praktischer Erfahrungen bei der Kleinplanetenbeobachtung nutzen. Ich beobachtete mit Jens Kandler am 50-Zentimeter f/5 - Cassegrain mit einer Apogee-AP7pCCD-Kamera Kleinplaneten, um sie zu astrometrieren. Für mich war diese Nacht eine weitere wichtige ,,Übungsnacht" für
die praktische Beobachtung. Die Schwerpunkte lagen für mich bei der richtigen Auswahl der Objekte, der Methoden der Bildaufnahme und Bildbearbeitung mit der CCD-Kamera sowie der Auswertung mit der Software ,,Astrometrica" [2].
Auf dem Programm dieser Nacht stand unter anderem die weitere Verfolgung von neu entdeckten Kleinplaneten zur weiteren Sicherung ihrer bislang bekannten Bahndaten. Als erstes wurden die Neuentdeckungen der Sternwarte des Frankfurter Physikalischen Vereins (B01) 2009 OW03 und 2009 OQ 05 vermessen. Hinzu kamen weitere Positionen für die Objekte 2001 TT82, (24909) 1997 CY28 und (103229) 1999 YA14, die in dieser Nacht an das Minor Planet Center (MPC) geschickt werden konnten. Bei der Auswertung bereits dieser Aufnahmen versprach die Nacht spannender als andere zu werden. Drei schwache Objekte, die möglicherweise unbekannte Kleinplaneten sein konnten, wurden mit vermessen und bekamen die provisorische Bezeichnung PDKW 1 bis 3. Allerdings waren PDKW 2 und 3 doch sehr fragwürdig, weil sie jenseits von 20. Größe und auf Grund des geringen Signal-Rausch-Verhältnisses nur sehr schwer zu vermessen waren.
Gegen zwei Uhr MESZ versuchten wir den bisher nur in einer Opposition astrometrierten Kleinplaneten 2008 BB4 auf-
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen AME2010
eteiligung der VDS e.V. Mit B
18. September 2010
Das AME-Team heisst Sie herzlich Willkommen bei Europas schönster* und größter* Astro-Messe.
2 Auswertung der Aufnahmen der zweiten Nacht mit
Astrometrica
zunehmen. Dieser war jedoch nicht an der vorher berechneten Position und blieb auch unauffindbar. Allerdings fiel uns ein Objekt von etwa 19. Größe im aufgenommenen Bildfeld auf. Ein Artefakt? Narren uns da etwa ein paar Hotpixel? Nein, das relativ schwache und sich bewegende Objekt war real. Gespannt warteten wir den Abschluss der Aufnahmeserie ab. Abermals bearbeiteten wir die Aufnahmen in Astrometrica und fanden erneut dieses Objekt auf drei gestackten Aufnahmenserien. Wir gaben ihm die provisorische Bezeichnungen PDKW 4 und erfassten die Positionen in unserer Reportdatei. PDKW 4 schien als hellstes neues Objekt der aussichtsreichste Kandidat zu sein. Zum Zeitpunkt der ersten Aufnahmen bewegte er sich durch ein dichteres Sternfeld an der Grenze zwischen Wassermann und Steinbock ganz nah an der Ekliptik. Ein neuer Kleinplanet? Oder gar mehrere?
Was man in diesem Augenblick empfindet, ist schwer zu beschreiben. Dass die Beschäftigung mit der Astronomie aufregend sein kann, war mir bekannt. Aber das war mehr als spannend. Erlebte ich gerade den Augenblick einer Entdeckung? Jens Kandler bremste meinen Enthusiasmus mit dem Hinweis, dass wir eine zweite Nacht brauchten, in der wir diese ohnehin sehr lichtschwachen Objekte wieder finden müssten. Zudem konnte uns jederzeit eine andere Sternwarte oder eines der großen Surveys bereits zuvor gekommen sein. Zudem bestand die Möglichkeit, dass diese Objekte auf Nimmerwiedersehen verschwanden, ohne dass wir sie jemals wieder fanden.
Doch zunächst mussten wir uns gedulden, denn in der kommenden Nacht klarte es nicht auf. Erst das Wochenende versprach wieder besseres Wetter. Mit großen Erwartungen traf ich am Sonntagabend, den 23. August, in Drebach ein. Eine weitere sehr klare Nacht bahnte sich an.
Das Programm 2010:
· Vorträge mit Stefan Seip, Prof. Dr. Hanns Ruder, Prof. Meisenheimer, Dr. Staude und Karl-Ludwig Bath.
· Workshops mit Silvia Kowolik (Webcam) und Stefan Seip (DSRL). Die Workshops dauern jeweils 90 min., max. 20 Teilnehmer, Anmeldung ab sofort möglich.
· Wann?
18. September 2010, 10 bis 17.00 Uhr
· Wo?
78054 VS-Schwenningen, Messegelände. Mit 6000
kostenlosen Parkplätzen direkt vor den
Messehallen.
AME2010
Weitere Infos finden Sie auf unserer Astronomie-Messe AME AME2010
18. September 2010
18. September 2010
onomie-Messe
nale Astr r 2010
rreichen
nternatio eptembe
gut zu e
5. s I tag, 18. h S r
nningen
Website oder im Flyer, den wir Ihnen Wegen
Sam - 17.00 U S-Schwe
Auf al : h l w e en n ninge en ssu en - e d 10.00 gelände A V ME
mmend sfahrt Sc 7. Das M ttgart ko n der Au uf der B2
to
tu
a
a
Mess
5 Jahre
Mit d utoba e h m nA Au 81 ie dievo An utSobah tung S n cA h8 w 1 enningen
n. Fahre ln de S rti .e
n beiden Messe-
auf Wunsch gerne zusenden. AVerlassen S n Sie weiter Rich geschildert.en kommend: usfahrt Tuninge de ist ausgeschi
re
us
ng
A
n
Erleben Sie in de r Südwest-Messe .
gf e a lh ändbah e nis A t 8 a 1 vdio en AS 8 i 1 an. D n as de M r essegelä 8056 Villingen- weg.
ha sll te rnond oe mie Pur"
teller als Auss gs-
V A eu rlt a o sseng S n cS hw ie enninge ben Sie bitreu te zu ei n n g : 7 Waldeck
,,A
erbliche Forschun llen
ohl gew ische ine ste
Richtu avigations üg rr e h rä et im ge er Str., K
n Verkehrsn v m oi m tteln
Sow astronom tro-Vere auch und As
e
FScü hr w Ih er nN ningen, D
Mit öffentliche a. 15 Gehminute inuten d 5 Gehm fernt
C
n
t
institut aus.
haft und issensc gleiten
W
e
Bahnhof ningen Schwen
Bahnhof u tadion e ln ände. om Eiss essege lt am
v
M
ä
Vorträge tea uu rs-Ad se tr ronnzoemni Te abg.
liegt das esbahn h ingen,
rstr.
Die Bund Schwenn ich am
f
l
dd ieer M A em sase n läß de t n sic g hhäre auf a die gute
Erzbergerstr.
Necka
Baer R hn inh go zug zusätz .
icht besc uh nredib de ie Atmosp
Ed isstadion
eckweg
N mung Stim E ...
M
nde Wald ingen
der A
Dürrheimer Str.
Me780s 5s 6egVe Slä -Sc chweh nwnie nn gnen S kplätzü ed
str. A60u 0s 0fa kh or st tSe M nloesse se P g a e r lände
Salinen
B27 direkt am
Eis- n stadio
Waldeckweg
*weitere
Zitate
auf
B27
www.astro-messe.de
-Messe ler GbR Astro - Küch Bergthal raße 8
nselmst tfildern 7A 3760 Os
Tel.: 0741 27 astro-me 0 ss 6 e 2 .d 1 e 0 se.de info@ tro-mes www.as
www.astro-messe.de
Ansprechpartner: Siegfried Bergthal · Walburga Küchler Tel.: 0741 270 62 10 · Email: info@astro-messe.de
www.astro-messe.de
38
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
Die neu gefundenen Objekte waren natürlich Bestandteil unseres nächtlichen Programms neben der normalen Beobachtung von One-Opposition-Objekten. Ein Wermutstropfen für mich war, dass ich am folgenden Montagmorgen für zwei Wochen auf einen Lehrgang nach Baden-Württemberg fahren musste und diese Nacht daher nicht so ausdehnen konnte, wie ich es gerne getan hätte.
Wiederum wurden 35 Positionen von Kleinplaneten vermessen und an das MPC geschickt. Wo aber waren unsere ,,Neuen"? Anhand der Ephemeriden wurden die entsprechenden Sternfelder erneut mit der CCD-Kamera am großen Spiegel aufgenommen. Die Auswertung war ernüchternd. Wir fanden zwar wiederum bewegliche Objekte auf unseren Aufnahmen, allerdings ergab die Auswertung der Positionen mit der Software ,,Findorbit" [3] sehr hohe Fehlerwerte, wodurch die festgestellten Positionen aus der ersten und zweiten Nacht so nicht zusammen passten. Schade, offenbar hatten wir Pech gehabt. Das Ende der Geschichte? Nein.
Jens Kandler wertete am nächsten Abend die betreffenden Aufnahmeserien nochmals aus. Siehe da, PDKW 4 war doch
auf den Aufnahmen zu finden. Es konnten so zu den drei Positionen der ersten Nacht weitere drei aus der zweiten Nacht hinzugefügt werden. Die ermittelten Positionen wurden per E-Mail an das MPC gesandt. Am 25. August 2009 erfuhr ich, mittlerweile in Sigmaringen auf Lehrgang, dass unser PDKW 4 jetzt 2009 QJ28 ist.
Innerhalb weniger Tage wurden durch andere Beobachter weitere Beobachtungen hinzugefügt. Am 23. September 2009 wies die Bahn von 2009 QJ28 nur noch eine Unsicherheit von ,,U2" auf. Es konnten Beobachtungen aus den Jahren 2004, 2006, 2007 und 2008 von den Sternwarten LPL/Spacewatch II (291), Lincoln Laboratory ETS, New Mexico (704), Observatory, Cloudcroft (H07), Mt. Lemmon Survey (G96) und OAM Observatory, La Sagra (J75) diesem Kleinplaneten zugeordnet werden. In der Folgezeit beobachteten auch wir weiter ,,unseren" Kleinplaneten.
Wir haben den ersten Drebacher Kleinplaneten [4] des Jahres 2009 entdeckt. Ein Hauptgürtelplanetoid mit einem Aphel von 2,85 AE, einem Perihel von 1,92 AE und einer Umlaufzeit von 3,69 Jahren. Nunmehr ist 2009 QJ28 ein Klein-
planet mit relativ gesicherten Bahndaten, der in seiner nächsten Opposition auch durch mich weiter beobachtet wird. Sicher ist die Entdeckung eines Kleinplaneten heutzutage nicht mehr so spektakulär wie zu den Zeiten von Giuseppe Piazzi (1746 - 1826), dem ersten Kleinplanetenentdecker. Eigentlich ist es schon Forscheralltag. Doch hat mir dieses, für mich sehr besondere Erlebnis gezeigt, dass auch unter uns Hobbyastronomen Teamarbeit und gegenseitiger Austausch förderlich sind und zum Erfolg führen. Gerade Beobachter, die sich einem neuen Ziel zuwenden, wird in dieser Form der Einstieg erleichtert. Wenn dann die Entdeckung eines neuen Himmelskörpers am Ende steht, ist für weitere Motivation und Freude am Hobby Astronomie gesorgt.
Internet-Hinweise: [1] Zeiss-Planetarium und Sternwarte
Drebach: http://www.sternwartedrebach.de [2] Astrometrica: http:www.astrometrica. at/ [3] Findorb: http://www.projectpluto. com/find_orb.htm [4] Drebacher Kleinplaneten: http:// www.kleinplanetenseite.de/ Entdeckg/drebplan.htm
Entdeckung von Kleinplaneten auf B82 Maidbronn
von Bernhard Häusler
Die meisten Asteroiden werden heutzutage von automatischen Überwachungssurveys wie Linear, Catalina Sky Survey oder Spacewatch entdeckt. Diese speziellen Projekte haben die Aufgabe, im Laufe der Zeit möglichst alle Asteroiden aufzuspüren und deren Bahnen zuverlässig zu bestimmen. Manche dieser professionellen Großeinrichtungen können pro Jahr über eine Million Messungen an das Minor Planet Center (MPC) [1] des Smithsonian Astrophysical Observatory, einer Division der IAU, senden. Die großen Sky Surveys dieser Erde finden Jahr für Jahr tausende neue Objekte, meist Asteroiden aber auch Kometen. Die acht größten professionellen Surveys konnten allein
VdS-Journal Nr. 33
im Jahr 2009 etwa 94% aller Messungen und auch fast alle Neuentdeckungen für sich verbuchen. Im Jahr der Astronomie mussten die restlichen 376 Observatorien mit MPC Status die verbleibenden 6% aller Messungen und Neuentdeckungen (Stand: Okt. 2009) unter sich aufteilen. Auch wir Amateure können einen wichtigen Beitrag zur Erforschung des inneren Sonnensystems beitragen, indem wir unsere bescheidenen Mittel optimal einsetzen.
Als versierter Kometenfotograf erstrecken sich meine Beobachtungen über den gesamten, mir zugänglichen Teils des Nachthimmels zwischen -20 Grad und
+90 Grad Deklination, wobei der Bereich über +20 Grad aufgrund der besseren Bildqualität bevorzugt wird. Kometen verteilen sich im Gegensatz zu Asteroiden theoretisch über das gesamte Himmelsgewölbe, da sie aus allen Richtungen des Sonnensystems zu uns vorstoßen. Aufgrund der gravitativen Einflüsse der großen Planeten versammeln sich allerdings viele periodischen Kometen in der Ebene der Ekliptik und des Asteroidengürtels. In der zweiten Jahreshälfte 2009 waren nur sehr wenige Kometen in höheren Breiten zu beobachten, so dass sich mein Augenmerk zwangsweise auf die bisher eher ungeliebten Regionen des Asteroidengürtels richtete.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
39
Am 27. September 2009 kündigte sich eine hervorragende Nacht zum Fotografieren an. Einige Tage zuvor von nördlichen Winden gereinigte Luft brachte eine sehr gute Durchsicht mit. Dazu kam noch ein brauchbares Seeing mit wenig Luftunruhe. Schnell waren etwa acht Kometen ermittelt, welche ich diese Nacht aufnehmen wollte. Als Herausforderung nahm ich mir auch eine Überprüfung der Position des Kometen P/1996 A1 (Jedicke) vor, der sein nächstes Perihel Ende 2014 durchläuft und langsam auf seine Wiederentdeckung wartet. Die letzte Aufnahmeserie am frühen Morgen blieb allerdings dem periodischen Kometen P/2008 O2 (McNaught) vorbehalten, dessen Durchgang durch den Meridian gegen 01:49 MESZ erfolgte und der sich zum Zeitpunkt der zweieinhalbstündigen Bildfolge zwischen 49 Grad und 25 Grad Höhe dem Horizont zu bewegte.
Lange Aufnahmeserien eines Objektes haben dreierlei Vorteile. Zum einen erhält man durch die Addition mehrerer Bilder ein besseres Signal/Rausch Verhältnis und somit schönere und aussagekräftigere Bilder. Zum anderen tragen
1 Aufaddierung von 24 Bildern mit je 5 min Belichtungszeit am 28.09.2009
um 01:52 UT. Bildgröße ist 25,5` x 17,4`, Norden oben und Osten links.
die gewonnen längeren Bahnstrecken der Kometen und Asteroiden zur Qualität der Vermessung bei und zu guter Letzt kann man während der automatischen Aufnahme schlafen. So überließ ich meinen Computer am Morgen des 28. September die Arbeit, das Teleskop zu steuern und die CCD-Kamera zu bedienen.
Am Abend konnte ich endlich die Ergebnisse der letzten Nacht begutachten. Zu meiner Freude zeigte der etwa 19 mag helle Komet P/2008 O2 (McNaught) einen kleinen Schweif von 44 Bogensekunden, was eindeutig auf die hervorragenden Bedingungen der Aufnahmenacht hinwies. Doch zunächst wurden wie immer alle Kometen astrometrisch und photometrisch vermessen und die Ergebnisse sowohl an das Minor Planet Center (MPC) als auch an die spanischen Kometenbeobachter Cometas_Obs [2] gesendet. Leider war der Komet P/1996 A1 (Jedicke) nicht dabei, der nun weiterhin auf seine Wiederentdeckung wartet. Falls
sich auf den Bildern bekannte Asteroiden befinden, fließen diese selbstverständlich mit in die Messung ein. Der Komet P/2008 O2 (McNaught) befand sich auf ca. +16 Grad 32` Deklination und hielt sich somit im Bereich des Asteroidengürtels auf. So war es keine besondere Überraschung für mich, dass sich beim Blinken der 32 Bilder à fünf Minuten Belichtungszeit neben dem Kometen zwei weitere sich bewegende Objekte zeigten. Bei der Überprüfung mit The Sky 6 waren dort aber keine Asteroiden zu finden, so dass ich mich auf die Webseite des Minor Planet Centers begab, um mit Hilfe des MPCheckers [3] herauszufinden, ob sich bereits bekannte Asteroiden an der Stelle der beiden Objekte aufhielten. Auch hier Fehlanzeige. Nun machte ich mich mit Hochdruck an die Vermessung der ,,neuen" Körper.
Gerade bei neu entdeckten Asteroiden sollte man große Sorgfalt auf die Vermessung legen, da man unbedingt eine
VdS-Journal Nr. 33
40
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
zweite Nacht zur Bestätigung benötigt und gute Messergebnisse braucht, um die Körper wieder zu finden. Von großem Vorteil war die lange Aufnahmeserie. Somit konnte ich eine geräumige Bahnstrecke der beiden Objekte vermessen und benannte sie MAID01 und MAID02 nach meiner Beobachtungsstation B82 Maidbronn. MAID01 hatte auf den Aufnahmen eine Helligkeit von ca. 19,4 mag, MAID02 etwa 19,7 mag. Die astrometrischen Daten der beiden Objekte sandte ich sogleich an das MPC und aufgrund der sich dramatisch verschlechternden Wettersituation in Deutschland ebenfalls an befreundete Astrofotografen in Spanien mit der Bitte um Bestätigung der Objekte. Tatsächlich wäre mir aufgrund des Wetters in den nächsten Wochen keine weitere Beobachtung geglückt und so war ich sehr froh, dass mir Antonio Garrigós Sanchez (B37 Observatorio de L'Ametila del Valles, Barcelona [4]) und Josep M. Bosch (B74 Observatorio Santa Maria de Montmagastrell [5]) halfen, die Objekte zu bestätigen. Antonio Garrigós Sanchez fand am 30. September 2009 und am 12. Oktober 2009 mit Hilfe seines 51-Zentimeter-Newtons beide Asteroiden wieder und schickte seine Messungen an das MPC. Somit konnten wir die Ephemeriden der Objekte weiter verbessern. Am 1. Oktober bekam ich eine automatische Nachricht des MPC, dass MAID01 und MAID02 die vorläufigen Namen 2009 SG172 und 2009 ST242 erhielten. Spannend gestaltete sich die Verfolgung der Objekte auf den Webseiten des MPC. Schnell stellte sich heraus, dass 2009 SG172 (MAID01) bereits am 21. September 2009 von der Station 703 Catalina Sky Survey entdeckt wurde und es sich um den dritten Orbit eines bekannten
VdS-Journal Nr. 33
2 Die Bahn des Kometen P/2008 O2 (McNaught) und der Kleinplaneten 2009
ST242 sowie 2009 SG172 am 28. September 2009 im Sonnensystem.
Hauptgürtel-Asteroiden mit 5,64 Jahren Umlaufszeit handelte. Unsere Messungen trugen dazu bei, die Bahnelemente des Asteroiden zu bestimmen und mit den vorigen Orbits abzugleichen.
Im Falle von 2009 ST242 ließ sich das MPC allerdings zwei Wochen mehr Zeit, um die Messungen des neu entdeckten Objektes zu veröffentlichen! So blieb die Spannung noch einige Zeit erhalten, bis sich herausstellte, dass es sich bei diesem Objekt wohl ebenfalls um eine Wiederentdeckung handelt. Einen Tag nach meiner Entdeckung, am 29. September 2009, vermaß die Station G96 Mount Lemmon Survey den Asteroiden. Da ich die Messungen von Antonio Garrigós Sanchez nicht allein stehen lassen wollte, entschloss ich mich am 17. Oktober über die Remote Station H06 (RAS Observatory, Mayhill, New Mexiko) zur eigenen Bestätigung mit Hilfe eines 25-Zentimeter-Takahashi Astrographen, welche mir auch gelang.
2009 ST242 ist mit dem vom Steward Observatory auf dem Kitt Peak, Spacewatch (691) entdeckten Objekt 2006 BN60 deckungsgleich, dessen alte Bahnelemente aus dem Jahre 2006 nun völlig neu bestimmt werden konnten. Ich habe somit tatsächlich einen Hauptgürtelasteroiden mit 4,98 Jahren Umlaufszeit und etwa zwei Kilometer Durchmesser erneut entdeckt, der aufgrund von nur drei verschiedenen Messungen aus dem Jahre 2006 bereits verloren zu sein schien. Ob der Asteroid 2009 ST242 mir letztendlich
zugesprochen wird, muss die Zukunft zeigen. Als dieser Artikel geschrieben wurde, versah das MPC die Station B82 Maidbronn noch mit dem Entdeckersternchen.
Noch einige Worte zur Lage und Ausrüstung meiner Station B82 Maidbronn. Ich betreibe eine Balkonsternwarte im 1. Stock ohne Dach oder Kuppel mit eingeschränktem Süd- und Westblick. Mein nunmehr 16 Jahre altes Meade 12" Schmidt - Cassegrain LX200 wurde speziell für die Fotografie schwacher Kometen umgerüstet. So wurde die Brennweite mit Hilfe der Shapley Linse eines Giant Easy Guider von Lumicon von f/10 auf f/6,3 oder 1991 mm reduziert, um ein größeres Gesichtsfeld zu erhalten. Unerlässlich sind vor allem der Autofokussierer von Robofocus und fast ganzjährig die Heizung der Schmidtplatte mittels Kendrick Dew Remover. Das Teleskop überlebte einige Starparties und sogar einen Sturz über die Brüstung des Balkons 3 Meter in die Tiefe während eines Gewittersturms. Ich musste damals lediglich das Dreibeinstativ austauschen und den Fangspiegel neu justieren!
Eine sieben Jahre alte CCD Kamera ST10XME von SBIG dient als Arbeitspferd für die Erstellung der Bilder. Gesteuert wird die Kombination aus Teleskop und Kamera bequem vom Wohnzimmer mit Hilfe eines gut ausgerüsteten PCs. Von Januar bis Juni 2009 belegte B82 Maidbronn in der Gesamtstatistik des MPC den 66. Rang von 384 Observatorien.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
41
In den 49 Beobachtungsnächten des 1. Halbjahres 2009 konnten insgesamt 736 Messungen von 36 Asteroiden und 25 Kometen an das MPC gesendet werden. Im Laufe des 2. Halbjahres kamen natürlich noch einige Messungen dazu, auch die der wieder entdeckten Asteroiden.
Durch die kontinuierliche Überwachung der Bahnen von Kometen und Asteroiden spürt man zufällig auch neue Objekte auf oder man trägt zu deren Wiederentdeckung bei. Allerdings folgt auch hier nur dem Fleiß der Erfolg.
Internet-Hinweise: [1] MPC: http://www.cfa.harvard.edu/
iau/mpc.html [2] Cometas_Obs: http://www.astrosurf.
com/cometas-obs/ [3] MPChecker: http://scully.harvard.
edu/~cgi/CheckMP [4] Homepage B37: http://www.astrogea.
org/agarrigos/index.html [5] Homepage B74: http://
santamariaobservatory.blogspot.com/
3 Teleskop der
Station B82 Maidbronn.
Von Null auf Dreihundert in fünf Jahren
von Wolfgang Ries
Nein, das ist hier kein verirrter Artikel aus einer Autozeitschrift. Ja, hier geht's um Entdeckungen. Und nein, ich erzähle hier nicht die Story jeder einzelnen meiner Kleinplanetenentdeckung. Aus der Überschrift und der kurzen Einleitung kann der geneigte Leser kombinieren, dass ich in den letzten Jahren eine Menge Kleinplaneten entdeckt habe. Aus Anlass des Entdeckungs-Schwerpunktthemas des VdS-Journals habe ich ein wenig über die Motive und Auswirkungen meiner Beschäftigung mit Kleinplaneten nachgedacht. Der eine oder andere könnte meinen, ich sollte an einer Gruppentherapie teilnehmen und mich mit den Worten vorstellen ,,Mein Name ist Wolfgang und ich bin süchtig". Das könnte schon Motiv und Auswirkung sein und dieser Artikel wäre schon zu Ende, bevor er angefangen hat - aber so einfach ist es doch nicht.
Auch ich machte die typische AstroEntwicklung durch. Als Jugendlicher mit dem Astro-Virus infiziert, nach einem ersten Schub für einige Jahre wieder beschwerdefrei, brach es im Erwachsenenalter erneut aus, mit teils katastrophalen Auswirkungen auf die zeitlichen und finanziellen Ressourcen. Das gipfelte 2002 im Bau einer eigenen Sternwarte, die vor allem auf Astrofotografie ausgelegt wurde. 2003 stieg ich dann auch noch von der chemischen Fotografie auf die CCDTechnik um.
Den ersten Kontakt mit Kleinplaneten bekam ich in der Sternwarte des ebenfalls erfolgreichen Asteroidenjägers Richard Gierlinger. Damit war meine Neugierde geweckt. Weitere Informationen holte ich mir aus dem Internet. Wichtige Informationsquellen waren die Kleinplanetenseite [1] und die Homepage des MPC [2].
So lernte ich sehr rasch, meine Ausrüstung auch für die Kleinplanetenvermessung und -suche einzusetzen. Schon bald erhielt meine Sternwarte von der IAU die Bezeichnung A44 Altschwendt [3]. Hauptmotiv war sicher der Wunsch, selbst einen Kleinplaneten zu entdecken und dem später einmal einen Namen geben zu dürfen. Der geistige Aufwand hält sich durch die moderne Auswertungssoftware und Tools im Internet in Grenzen. Die Aussichten für den Amateur irgendetwas Neues zu Entdecken sind sicher in dieser Disziplin am höchsten. Damit sinkt auch der zeitliche Aufwand, der nötig ist, ,,seine" eigenen Entdeckung zu machen. Ein weiterer Grund war der Wunsch, wissenschaftlich zu arbeiten und den Profis etwas unter die Arme zu greifen. Besonders bei den NEOs leisten Amateure wertvolle Arbeit in dem sie zur Bahnverbesserung beitragen. Dabei spielt es
VdS-Journal Nr. 33
42
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
keine Rolle ob das Teleskop 20 oder 200 Zentimeter Öffnung hat. Prinzipiell ist jede vermessene Position, auch von weniger exotischen Objekten, wertvoll, da sie das Bild unseres Sonnensystems um ein kleines Mosaiksteinchen erweitert.
Was sind nun die Auswirkungen meiner Kleinplanetentätigkeit? Zuerst einmal bekam ich aus den oben genannten Motiven das Gefühl, etwas Sinnvolles zu tun. Bald wurde ich auch von einer gewissen Jagdleidenschaft erfasst. Es macht viel Spaß, die Aufnahmen nach kleinen hüpfenden Lichtpünktchen abzusuchen. Zudem hatte ich das Glück, relativ rasch zu Entdeckerehren zu kommen. Das stachelt natürlich die Jagdleidenschaft noch mehr an.
Aber man erlebt auch Momente des Frustes. Manchmal lässt die nächste Neuentdeckung auf sich warten. Oder gerade neu entdeckte Kleinplaneten gehen wieder verloren. Entweder man findet sie nach ein paar Wochen Regenwetter bzw. störendem Mondschein nicht wieder, oder eine andere Station erhält letztendlich das Namensrecht. Manchmal investiert man ein oder zwei Stunden, um einen NEO mit eigenen Beobachtungen zu bestätigen und der Brocken ist nicht am vorausberechneten Platz. Zu meinem Glück waren aber die positiven Erlebnisse weit in der Überzahl. Die Entdeckungen sprudelten nur so rein. Rasch wurden einige Brocken nummeriert und ich konnte ein paar Namen vergeben (nach sich selber darf man übrigens keinen Kleinplanet benennen). Ab und zu war auch was Exotisches darunter, wie ein NEO und ein paar Jupiter-Trojaner und Marsbahnkreuzer.
VdS-Journal Nr. 33
1 Entdeckerglück im September 2009: Vier blau markierte in A44 Altschwendt
neu entdeckte Kleinplaneten im Gesichtsfeld. Die pink markierten Kleinplaneten waren bereits bekannt. Aufgenommen mit 18" F/4,5 Newton und einer ST10-XME Kamera.
Kleinplaneten kann man ganz alleine beobachten. Trotzdem haben sich viele Sternfreunde in der Fachgruppe Kleine Planeten zusammengeschlossen. Dort erhält man Rat und Unterstützung bei der Nachverfolgung von eigenen Entdeckungen. Einmal im Jahr gibt es die Kleinplanetentagung, an der ich gerne teilnehme, wenn es zeitlich möglich ist. Daher möchte ich auch den Kontakt zu anderen Fachgruppenmitgliedern aus den verschiedensten Ländern als Auswirkung anführen, die mich positiv überraschte. Besonders die Gespräche bei den Abendveranstaltungen bei gutem Essen und Trinken waren Highlights, auch wenn es dann manchmal schwer fiel, tagsüber den exzellenten Fachvorträgen zu folgen.
Wie Schokolade lösen Entdeckungen positive Glückshormone aus. Damit besteht ein gewisses Suchtpotential. Eine Sucht ist dadurch gekennzeichnet, dass man immer größere Dosen braucht. Bei mir mussten daher ein größeres Teleskop und später ein größerer Chip her. Damit lies sich die Anzahl der Entdeckungen natürlich steigern. Diese Entdeckungsflut ist mit viel Arbeit bei der Nachverfolgung verbunden. Es stellte sich heraus, dass der Spaß auch in Stress umschlagen kann. Damit der Spaß und die Freude an den Kleinplanetenentdeckungen für mich weiterhin überwiegen, betreibe ich nach wie vor auch Astrofotografie von Deep Sky Objekten [4] und von Planeten. Ab
und zu schaue ich auch visuell. Das hört sich in den Ohren mancher KP-Kollegen vielleicht nach Ketzerei an, aber jeder kann und muss für sich entscheiden, wie er die Zeit mit seinem Hobby verbringt. Dafür sind wir ja Amateure und keine Profis.
Oft werde ich gefragt, ob es denn überhaupt noch was zu entdecken gäbe? Natürlich schwebt das Damoklesschwert PAN-STARRS [5] über uns und auch die anderen Suchprogramme sind fleißig. Trotzdem übersehen diese automatischen Systeme ziemlich viel, so dass es zumindest in naher Zukunft noch genug zu entdecken gibt.
Internet-Hinweise: [1] Kleinplanetenseite: http://www.
kleinplanetenseite.de/ [2] MPC: http://www.cfa.harvard.edu/
iau/mpc.html [3] Homepage: http://members.infodat.
at/Sternwarte_Seng/index.htm [4] Astro Kooperation: http://www.
astro-kooperation.com/ [5] Pan-STARRS: http://pan-starrs.ifa.
hawaii.edu/public/
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
43
Entdeckung einer offensichtlich veränderlichen anonymen Galaxie im Feld des BL-Lacertae Objektes S5 0716+71
von Klaus Wenzel, Wolfgang Düskau, Hans Günter Diederich und Stefan Karge
Am 14. Dezember 2007 konnte ich bei visuellen Beobachtungen des hellen, aktiven BL-Lacertae Objektes S5 0716+71[1] im Sternbild Camelopardalis, die ich mit meinem 317/1500mm-Newton-Teleskop durchführte, ein überraschendes, relativ tiefes Minimum von etwa 15 mag beobachten. Eine Alarmmeldung ging sofort an meinen Partner Wolfgang Düskau aus Waldkraiburg, dem am 17. Dezember 2007 eine kurzbelichtete (fünf Minuten) Überwachungsaufnahme mit seinem 125 mm-(5 Zoll)-Starfire-Refraktor, in Verbindung mit einer ST7 CCD-Kamera, gelang.
Beim Vergleich dieser aktuellen Aufnahme mit einer älteren Aufnahme, die Wolfgang Düskau bereits am 26. Dezember 2006 mit gleicher Belichtungszeit aufgenommen hatte, konnte ich, neben dem Lichtwechsel von S5 0716+71, auch bei einer südwestlich (5,3' PA 213 Grad ) des BL-Lacertae Objektes benachbarten anonymen elongierten Vordergrundgalaxie (J 2000.0 07h21m16s +71 Grad 16'05") auf der älteren Aufnahme eine deutlich hellere Kernregion erkennen als auf der aktuellen Vergleichsaufnahme. Auf einer weiteren Aufnahme, die bereits am 07. Dezember 2006 mit dem gleichen Instrument aufgenommen wurde - ebenfalls bei fünf Minuten Belichtungszeit - ist der Kern der Galaxie ebenfalls schwächer als auf dem CCD-Bild vom 26.12.2006 abgebildet. Auf der Aufnahme vom 26. Dezember 2006 ist offensichtlich ein Helligkeitsausbruch der Zentralregion dieser Galaxie dokumentiert. Beim Durchsehen von weiteren, älteren vergleichbaren Aufnahmen (ebenfalls fünf Minuten belichtet) - es existieren insgesamt zehn Aufnahmen zwischen dem 3. Januar 2003 und dem 27. Dezember 2007 - konnte
1 Die Region um S5 0716+71 mit der veränderlichen Galaxie. CCD Aufnahme
von W. Düskau
2 Die beiden im Text beschriebenen CCD Aufnahmen von Wolfgang Düskau.
Auf der linken Aufnahme vom 26.12.2006 ist der Helligkeitsausbruch im Kerngebiet der anonymen Galaxie dokumentiert. Die rechte Aufnahme vom 17.12.2007 zeigt die Zentralregion der Galaxie im Ruhelicht und das BL-Lacertae Objekt im Minimum.
VdS-Journal Nr. 33
44
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
3 Lichtkurve der veränderlichen Galaxie von Stefan Karge. Erstellt nach CCD Beobachtungen am 60-cm-Teleskop des Tau-
nus Observatoriums auf dem Kleinen Feldberg.
ich einen weiteren, vermutlichen Helligkeitsausbruch dieser Galaxie auf einer Aufnahme vom 11. Januar 2003 finden. Bei einer Recherche in der Simbad Datenbank fand ich kurioserweise keinen Eintrag für diese Galaxie. In der NASA Extragalactic Database (NED) ist die deutlich elongierte Galaxie aber als Infrarotquelle (IrS) (2 Identifizierungen) und Galaxie (2MASX J07211674+7116053 ID) gelistet. Über eine vermeintliche Supernova zum fraglichen Zeitpunkt ist ebenfalls nichts bekannt.
Diese ersten Ergebnisse wurden dann zunächst im BAV Rundbrief veröffentlicht [2]. Durch diese Veröffentlichung wurden Hans Günter Diederich aus Darmstadt und Stefan Karge aus Frankfurt auf das Objekt aufmerksam und durchsuchten daraufhin ihre Aufnahmen von S5 0716+71 nach der anonymen Galaxie. Hans Günter Diederich konnte vom 23. November 2006 bis zum 15. Dezember 2007 insgesamt fünf brauchbare Aufnahmen in seinem Archiv finden, die ebenfalls eindeutige Helligkeitsveränderungen zeigten. Außerdem photometrierte er neben seinen eigenen auch die Aufnahmen von Wolfgang Düskau. Hierbei zeigte sich, dass die Kernregion der Galaxie unregelmäßige Helligkeitsveränderungen zwischen etwa 16 und 17 mag aufweist.
VdS-Journal Nr. 33
Beim Helligkeitsausbruch der Galaxie, der auf der Aufnahme von Wolfgang Düskau vom 26. Dezember 2006 zu sehen ist, erreichte die Kernhelligkeit sogar an die 15. Größe heran.
Zu einem ähnlichen Ergebnis kam auch Stefan Karge. Er überwacht S5 0716+71 mit dem 60-cm-Teleskop der Außenstation der Sternwarte Frankfurt auf dem Kleinen Feldberg im Taunus. Stefan fand 28 brauchbare CCD Aufnahmen, die in der Zeit vom 13. September 2007 bis zum 08. Februar 2008 an acht verschiedenen Tagen entstanden. Daraufhin erstellte er für diesen Zeitraum eine Lichtkurve. Auch hier zeigt die Kernregion der Galaxie eindeutige Helligkeitsveränderungen zwischen 16 und 17 mag. Die hier dargestellten drei Lichtkurven zeigen die photometrische Auswertung der Kernregion der Galaxie mit drei verschiedenen Aperturen.
Weitere CCD Beobachtungen dieser bisher ,,übersehenen" Galaxie, zur weiteren Abklärung der Veränderlichkeit, wären sehr wünschenswert, und auch eine visuelle Sichtung steht noch aus. Aber vielleicht ergibt sich ja einmal die Chance bei einem erneuten Helligkeitsausbruch, wenn die Zentralregion mal wieder die 16. Größenklasse überschreitet.
Literaturhinweise: [1] Klaus Wenzel, SuW 1/2007 77:
S5 0716+71: ein helles, aktives BLLacertae-Objekt [2] Klaus Wenzel, Wolfgang Düskau, BAV-Rundbrief 1/2008 31: Eine veränderliche anonyme Galaxie bei S5 0716+71?
Vorschau
4. Ravensburger Teleskoptreffen
- RATT -
September 2010 bei 88263 Horgenzell (Nähe 88214 Ravensburg)
Information: Carsten Przygoda
Finkenweg 25 88339 Bad Waldsee carsten@ratt-rv.de
www.ratt-rv.de
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
45
Zufällige ,,Entdeckung" eines binären Sternclusters in der Großen Magellanschen Wolke
von Hans-G. Diederich
1 Die Umgebung von NGC 1926 +
NGC 1928 in der Großen Magellanschen Wolke; Ort und Instrumentierung: IASSternwarte Hakos, 50-cm-Cassegrain, f = 4.500 mm, STL-1001E, AO-L, Klarglasfilter, Integrationszeit 720 s, Maßstab 1,1"/Pixel
Am Anfang stand eine Entdeckung in der Literatur: Es gibt nicht etwa nur einen einzigen binären (,,doppelten") Sterncluster in der Milchstraße (h und chi Persei), sondern mehrere. Und recht viele in den Magellanschen Wolken. Beim letzten Besuch auf der IAS-Sternwarte Hakos entstand eine Aufnahme des binären Sternclusters NGC 1926 + NGC 1928 in der Großen Magellanschen Wolke (Abb. 1).
Beide erinnerten mich so sehr an das heimische Paar h und chi Persei, dass sich eine weitere Literaturrecherche anschloss und dabei folgendes heraus kam: Beide Sterncluster weisen zwar nach [1] ein höchst unterschiedliches Alter auf (170 Millionen Jahre für SL 385 bzw. >= 250 Millionen Jahre für SL 387) und können daher nicht gemeinsam entstanden sein, sie werden aber nach [2] möglicherweise in den nächsten 10 Millionen Jahren miteinander verschmelzen. Bereits jetzt zeigen sie Gezeitenschweife als Folge der gegenseitigen Wechselwirkung.
Und ein solcher Schweif konnte sogar in der eigenen Aufnahme nachgewiesen werden. In Abb. 3 ist er markiert. So werden interessante Deep-Sky-Objekte entdeckt, auch ohne nach ihnen zu suchen: durch genaues und neugieriges Hinsehen bei der Bildauswertung.
Literaturhinweise: [1] A. Dieball, E. K. Grebel, 2000:
,,Studies of binary star cluster candidates in the bar of the LMC II", arXiv:astro-ph/0004208 [2] S. Leon, et al., 1998: ,,Interacting star clusters in the LMC - Overmerging problem solved by cluster group formation", arXiv:astroph/9812112
2 Identifizierte Objekte im Ge-
sichtsfeld
3 Ausschnitt aus Abb. 1 mit dem
binären Sterncluster SL 385 (rechts) + SL 387 (links). Das Bild wurde zweifach vergrößert, die übrigen Daten entsprechen denen aus Abb. 1. Die Lage des Gezeitenschweifs wurde nachgezeichnet.
Nach der Identifizierung des ,,Zielobjekts" folgte als Teil der üblichen Bildauswertung die Identifizierung und Untersuchung aller übrigen im Bild erkennbaren Strukturen (Abb. 2). Hierbei fiel mein Blick auch auf zwei kleine, gleichhelle und eng benachbarte Sterncluster, deren Bezeichnung SL 385 + SL 387 lautet.
VdS-Journal Nr. 33
46
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
1 Die Zodiakallichtpyramide am
Abendhimmel nach einer Zeichnung von Étienne Leopold Trouvelot (1827 - 1895).
Die Wiederentdeckung des Zodiakallichts
von Stefan Binnewies
Nicht neu ist es, sondern schon seit dem Altertum bekannt - das Zodiakallicht [1]. Bezeichnet wird damit eine Lichtpyramide entlang der Ekliptik, dem Zodiakalkreis. Ursache dieser Erscheinung ist an interplanetarem Staub vorwiegend gestreutes, weniger auch reflektiertes Sonnenlicht, eine Erklärung die Giovanni Domenico Cassini, Direktor an der Pariser Sternwarte, Ende des 17. Jahrhunderts als Erster lieferte [2]. Damals, in den Zeiten vor der Erfindung der Gaslaterne und der Glühbirne war das Zodiakallicht von jedem
VdS-Journal Nr. 33
Punkt der Erde zu beobachten. Es stand als riesiger, schwacher Lichtkegel mit einem Helligkeitsmaximum in Richtung der Sonne, jeweils vor ihrem Aufgang mit Beginn der Dämmerung am Morgen oder zu Ende der Dämmerung am Abend über dem Horizont. Voraussetzung, um es zu sehen, war nur ein unverstellter Blick auf die horizontnahe Ekliptik, ein weitgehend Mondlicht-freier Nachthimmel und eine gute atmosphärische Transparenz (Abb.1).
Doch in den letzten 100 Jahren trat mehr und mehr eine weitere Randbedingung bei der Beobachtung des Zodiakallichts auf den Plan: die Lichtverschmutzung. Sie vereitelt in den Städten überall auf der Welt und zunehmend auch auf dem Lande mit fortschreitender Beleuchtung noch des kleinsten Weilers eine erfolgreiche Sichtung dieser großartigen Himmelserscheinung.
So hatte ich, wenn ich von Deutschland aus den Himmel betrachtete oder fotografierte, das Zodiakallicht nie in meinen Beobachtungsplan aufgenommen. Beobachtungen gelangen mir erst von den österreichischen oder den Schweizer Alpen, besser noch aus dem Mittelmeerraum - hier besonders in Spanien und Griechenland, zumal dort die Ekliptik steiler als in Mitteleuropa über den Horizont steigt, was die Sichtung des Zodiakallichts vereinfacht. Doch eine Beobachtung direkt vor der Haustür, die kam mir nicht in den Sinn. Auch, als vor bald 20 Jahren "Dunkeldeutschland" der BRD beitrat, kam ich nicht auf den Gedanken, dass damit Zodiakallichtbeobachtungen innerhalb weniger Stunden Autofahrt möglich gewesen wären, so sehr habe ich der Metapher "Dunkeldeutschland" dann doch nicht getraut. Übrigens fand ich diese Bezeichnung insgeheim ganz wunderbar, suggerierte sie doch einen Nachthimmel, wie wir ihn uns alle wünschen und wie er nun auch in den neuen Bundesländern bald der Vergangenheit angehören wird.
So jedenfalls meine Einschätzung - bis 2006. Dann in Brandenburg, 80 Kilometer südlich von Berlin fand Ende September das 7. Herzberger Teleskoptreffen statt, verbunden mit einer fotografisch gut dokumentierten Beobachtung des morgendlichen Zodiakallichtkegels [3]. Es ging also doch, das Zodiakallicht war zurück in Deutschland, und seine Beobachtung wurde auch in den Folgejahren vom Ort dieses Teleskoptreffens bestätigt. Ich habe mir daraufhin meine älteren Zodiakallichtaufnahmen angesehen, zumeist in Chile entstanden und zusammen mit der Sommermilchstraße
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
47
im Bildfeld. Und in meiner Erinnerung konnte sich das Helligkeitsmaximum im Zodiakallichtkegel durchaus mit der im Schützen stehenden Zentrumswolke der Milchstrasse messen. Eine dieser Aufnahmen (Abb. 2) wurde nun eingescannt und bezüglich ihrer Dichte vermessen. Daraus habe ich Helligkeitswerte für verschiedene Areale des Zodiakalichts im Verhältnis zur Milchstrasse ermittelt.
2 Zodiakallichtkegel und Milchstraße am Morgenhimmel, fotografiert von der
europäischen Südsternwarte in Chile/La Silla, 6.3.1989, 60 Minuten belichtet durch ein 15 mm-Fisheye Objektiv (1:4) auf Agfachrome 1000 RS.
Die Auswertung ergab, dass das Zodiakallicht nicht einmal ganz die Helligkeit der Schildwolke erreicht; doch immerhin, die Schildwolke gehört unter einem mäßig guten Landhimmel durchaus zu den
beobachtbaren Milchstraßenarealen. So auch von meinem Heimatort Much aus und das bis in den Oktober hinein, wenn sie dort, noch etwa 20 Grad hoch über dem Horizont stehend, langsam von der
Anzeige
48
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
3 Der Mond dominiert den Osthorizont, er steht im unteren Viertel der Zodiakallichtpyramide, die sich bis hinauf zu Mars,
südöstlich von Kastor und Pollux erstreckt. Aufnahme am 15.10.2009, digitales Sandwich aus zwei je fünf Minuten belichteten Mittelformatdias, 30 mm-Fisheye Objektiv (1:5,6), Fuji Provia 400 X, Aufnahmeort Much, Rhein Sieg Kreis.
im Südwesten liegenden Lichtglocke der Stadt Bonn verschluckt wird.
Mit diesen Informationen präpariert habe ich mich am Morgen des 15. Oktober 2009 vier Kilometer nördlich der Gemeinde Much und 31 Kilometer östlich des Kölner Doms auf eine freie Wiese gestellt und noch vor Beginn der Morgendämmerung den Osthorizont fotografiert. Der 26 Tage alte Mond störte die visuelle Beobachtung in diese Richtung deutlich, die Milchstraße war aber bis knapp südlich Sirius gut zu sehen und tief im Süden blitzte Alpha Columbae, ein 2,6 mag heller Stern, vier Grad über dem abgeernteten Feld. Aufnahmeoptik war ein Fisheye-Objektiv, Brennweite 30 mm, Blende 5,6 und als Film diente mir der bewährte Fuji Provia 400 X Rollfilm. Zweimal fünf Minuten dauerten die ersten Belichtungen, später dann mit Fortschreiten der Dämmerung wurden
VdS-Journal Nr. 33
sie immer kürzer und mit dem Aufgang von Merkur erfolgte der Abbau von Optik und Montierung. Doch hatte ich das Zodiakallicht erwischt, würde es sich gegen die durchaus vorhandene Lichtverschmutzung, gegen die einsetzende Dämmerung und das Mondlicht durchsetzen können? Die Filmentwicklung brachte die Klärung: das Zodiakallicht ist auch in NRW zurück, es lässt sich nur 30 Kilometer außerhalb Kölns fotografisch nachweisen, beobachtet man im Herbst den Morgenhimmel in Richtung Osten.
Doch heißt das nun, das mit der Lichtverschmutzung ist gar nicht so schlimm wie immer geschildert wird? Nein, das heißt es nicht: im Gegenteil! Wie bei einer seltenen Tierart, die längst ausgestorben galt und nur durch verfeinerte Methoden, hier den gezielten Fotos mit einer extrem weitwinkligen Optik, wieder entdeckt wurde. Wir sollten uns umso
mehr dafür einsetzen das Wiedererlangte nicht erneut zu verlieren. Übertragen auf die Astronomie bedeutet das noch mehr Aufklärungsarbeit über eine sinnvolle Außenbeleuchtung und vielleicht zukünftig einmal die Einrichtung eines ,,Nationalparks Ursprünglicher Nachthimmel".
Literatur- und Internet-Hinweise: [1] S. J. O´Meara: Observing the Zodi-
acal Light, Sky & Telescope 4/2000, 108 [2] G. D. Cassini: Decouvert de la lumiere celèste qui paroist dans le Zodiaque, Mem. Ac. ad. Roy. Sci. Tom VIII (1666-1699); Paris: Comp. Libraires 1730,119 [3] http://www.herzberger-teleskoptreffen. de/images/7htt-galerie/index.php
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
49
Ergebnisse aus 10 Jahren Videokameranetz der IMO
von Sirko Molau
Das Videokameranetz der International Meteor Organization (IMO) feiert in diesem Jahr sein zehnjähriges Bestehen. Zu diesem Anlass wurde in der IMOZeitschrift WGN eine umfangreiche Analyse der bestehenden Meteordatenbank vorgenommen. Die wichtigsten Ergebnisse sollen hier kurz zusammengefasst werden - für weitere Details und Literaturreferenzen sei auf den Originalartikel in WGN verwiesen, der auch im Internet unter http://www.imonet.org heruntergeladen werden kann.
1 Gesichtsfelder der Kameras des IMO Video Meteor Networks in Mitteleuropa
im Dezember 2008.
2 Verteilung der Meteore über
die Sonnenlänge. Durch die gleitenden Intervalle fließt jedes Meteor doppelt in die Auswertung ein.
VdS-Journal Nr. 33
50
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
3 Darstellung der Radianten, die über das ganze Jahr verteilt ermittelt wurden, in sinusoidaler Projektion. Die x-Achse
stellt die Rektaszension und die y-Achse die Deklination dar. Die Meteorstromgeschwindigkeit wird über die Farbe kodiert. Jeder Punkt stellt einen Radianten dar, der im Mittel aus 50 Meteoren besteht, wobei der Bereich zwischen 10 und 10.000 schwankt. Die Zahl der Meteore wird mit der Intensität der Punkte kodiert, wodurch starke Radianten und zusammenhängende Meteorströme besser hervortreten.
Das IMO Video Meteor Network Alles begann mit einer ersten Kamerastation in Aachen, die seit März 1999 in jeder klaren Nacht den Himmel nach Meteoren absuchte. Weitere Videobeobachter schlossen sich dem Kameranetz des Arbeitskreises Meteore (AKM) an und am Jahresende hatten 5 Beobachter in tausend Stunden effektiver Beobachtungszeit über achttausend Meteore aufgezeichnet. In den Folgejahren wuchs das Netz auch über die Landesgrenzen hinaus und im Jahr 2004 wurde es in IMO Netzwerk umbenannt, um dem internationalen Charakter gerecht zu werden.
Alle Kameras im Netzwerk nutzen die Meteorerkennungs- und -vermessungssoftware ,,MetRec". Das Videosignal wird dazu direkt in den Auswerte-PC gespeist, mit einer Matrox Framegrabberkarte digitalisiert und in Echtzeit durch MetRec analysiert. Jedes erkannte Meteor wird astrometriert und photometriert. Die Position, Helligkeit und Geschwindigkeit des Meteors wird zusammen mit einem Summenbild und einer kurzen Videosequenz abgespeichert. Jeweils am Mo-
VdS-Journal Nr. 33
natsende werden die Daten von den Beobachtern an die IMO Video Commission geschickt, wo sie gesammelt, überprüft, analysiert und veröffentlicht werden.
Der Schwerpunkt des IMO Netzwerks liegt bei den ,,single Station"-Beobachtungen. Das hat den Vorteil, dass jeder Beobachter mit dem notwendigen Equipment mitmachen kann. Er muss nicht seine Kameraparameter und das Gesichtsfeld mit anderen Beobachtern in seiner Region synchronisieren, um ,,double Station"-Beobachtungen zu erhalten. Jedes einzelne Meteor trägt zur Datenbank bei, egal wann und wo es aufgezeichnet wurde. Auf der anderen Seite kann man aus Beobachtungen einer Station allein keine räumlichen Trajektorien und Meteoroidenorbits berechnen. Man benötigt eine umfangreiche Meteordatenbanken und ausgefeilte Algorithmen, um mit statistischen Methoden die Geschwindigkeit und andere Meteorstromparameter zu ermitteln. Der Automatisierungsgrad im IMO-Netzwerk hat in den vergangenen Jahren stark zugenommen. Früher wurden die Kameras in klaren Näch-
ten manuell gestartet und abgeschaltet. Heute werden die meisten Systeme per Zeitschaltuhr jeden Abend gestartet und schalten sich in der Morgendämmerung automatisch ab. Damit werden auch kleinste Wolkenlücken zur Beobachtung genutzt. Zudem ist das Netzwerk in den vergangenen Jahren stark gewachsen. So beteiligten sich im vergangenen Jahr 24 Beobachter aus 10 Ländern mit insgesamt 37 Kameras am IMO-Netzwerk (Abb. 1). Dank der guten Abdeckung gab es seit Anfang 2006 lediglich eine Beobachtungsnacht, in der aufgrund schlechten Wetters überhaupt kein Meteor aufgezeichnet werden konnte.
Das Datenmaterial Die vorliegende Analyse basierte auf allen Beobachtungen bis einschließlich Juni 2009 - in Summe sind das 451.282 Meteore, die in 3.363 Beobachtungsnächten und 107.594 Stunden effektiver Beobachtungszeit aufgenommen wurden. Etwa die Hälfte der Beobachtungsdaten wurde dabei von den Beobachtern des AKM beigesteuert.
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
51
Dank der langen Beobachtungsreihe sind alle Sonnenlängen gut mit Beobachtungen abgedeckt (Abb. 2). Zur Analyse wurden jeweils die Meteore aus zwei Grad Sonnenlänge (entspricht etwa zwei Tagen) mit einem Grad Versatz zusammengefasst. Pro Intervall lagen damit zwischen 680 und über 16.000 (im Mittel 2.500) Meteoraufzeichnungen vor.
Die Auswerteprozedur Der Algorithmus zur Auswertung der Meteordatenbank wurde 2006 zuerst veröffentlich und im Jahr 2008 weiter verfeinert. Das Grundprinzip lässt sich folgendermaßen zusammenfassen:
Jeder Meteorstromradiant wird durch vier Parameter beschrieben - die Sonnenlänge (also das Datum), die Rektaszension / Deklination des Radianten und die Meteorstromgeschwindigkeit. Zu einem beobachteten Meteor kann man über bestimmte Annahmen die Wahrscheinlichkeit berechnen, dass es zu einem gegeben Radianten gehört. Diese Wahrscheinlichkeit berechnet sich im wesentlichen aus der Distanz, in der die rückwärts verlängerte Meteorspur den Radianten verfehlt, und seiner beobachteten Winkelgeschwindigkeit. Bei der Auswertung wird zunächst die Wahrscheinlichkeit aller möglichen Radianten über alle Meteore pro Sonnenlängenintervall akkumuliert. Die Radiantensuche erfolgt dann iterativ: Zunächst wird der stärkste Radiant mit der höchsten Gesamtwahrscheinlichkeit ermittelt. Sein Beitrag wird von der Gesamtverteilung subtrahiert und dann wird der nächststärkste Radiant ermittelt. Am Ende erhält man eine Liste aller Radianten, die in einem bestimmten Intervall aktiv waren (Abb. 3). Die Berechnung für alle Sonnenlängenintervalle dauert bei dem gegebenen Datensatz auf 30 CPUKernen etwa eine Woche.
Im zweiten Schritt werden Radianten mit ähnlichen Parametern (Position, Geschwindigkeit) in benachbarten Sonnenlängenintervallen gesucht. Ist ein Radiant in mehreren Nächten aktiv, hat man einen Meteorstrom identifiziert. Anhand der Meteorzahl lässt sich ein Aktivitätsprofil und weitere Parameter (Aktivitätsanfang und -ende, Maximumszeitpunkt, Radiantendrift) ableiten. Die Daten werden mit einer vom Meteor Data Center (MDC) der IAU gepflegten Liste von über
4 Radiantenposition und -drift (oben), Aktivitätsprofil (Mitte) und Geschwindig-
keitsdrift (unten) der südlichen Delta-Aquariiden
VdS-Journal Nr. 33
52
Schwerpunktthema Amateurentdeckungen
300 bekannten oder vermuteten Strömen abgeglichen, um den Strom zu identifizieren. Schließlich werden die automatisch extrahierten Meteorströme und ihre Parameter noch einmal manuell verifiziert, um die Datenqualität zu erhöhen.
Einige Ergebnisse Während der aktuellen Analyse der Meteorströme fiel uns auf, dass die Geschwindigkeit einiger Ströme nicht konstant war, sondern im Laufe ihres Aktivitätszeitraums kontinuierlich zu- bzw. abnahm. Zunächst glaubten wir an einen systematischen Fehler in unserer Auswertungsprozedur - auf unsere Nachfrage konnten jedoch japanische Beobachter des SonotaCo-Netzwerks diesen Effekt bestätigen. Da sie andere Beobachtungsund Auswertmethoden sowie einen komplett unabhängigen Datensatz verwenden, ist der Nachweis perfekt. Wir haben zwar noch keine schlüssige Erklärung für die beobachteten Variationen, aber Fakt ist, dass z. B. die Geschwindigkeit der Lyriden, Eta-Aquariiden und KappaCygniden merklich zunimmt, während die der südlichen delta-Aquariiden, Quadrantiden, Capricorniden und Orioniden um bis zu 0,25 km/s pro Tag langsamer werden.
In Summe haben wir in der Meteordatenbank 9 große und 46 kleine Meteorströme identifiziert. Dank des umfangreichen Datenmaterials konnten wir nicht nur genaue Stromparameter ermitteln,
sondern erstmalig zu jedem der Ströme auch ein Aktivitätsprofil ableiten. Dabei gab es auch bei den großen und scheinbar gut bekannten Strömen die eine oder andere Überraschung - häufig in Form eines ungewöhnlich langen Aktivitätsintervalls. Auch ,,Mysterien" wie die ComaBereniciden, deren Radiant 15 Grad von der erwarteten Position abweicht, ließen sich aufklären. Die Abbildung 4 zeigt exemplarisch die Ergebnisse für einen der erkannten Ströme - die südlichen DeltaAquariiden.
Schließlich konnten 12 Meteorströme identifiziert werden, die zu keinem der bisher bekannten oder vermuteten Meteorströme passen und daher neu in die Liste des MDC aufgenommen wurden. Meistens handelt es sich dabei um sehr schwache Ströme im Zeitraum von Juli bis September, die im Maximum nur ein Meteor pro Stunde hervorbringen. In zwei Fällen (Delta-Pisciden und AlphaTrianguliden) erreicht die Rate jedoch drei bis vier Meteore pro Stunde, so dass sie auch durch einen visuellen Beobachter gut wahrgenommen werden können. Auf der anderen Seite wurden bestimmte Meteorströme, die in der MDC-Liste als ,,established" markiert sind, von uns in Frage gestellt, da sich in unseren Daten keinerlei Anzeichen für diese Ströme fanden.
Eine umfassende Darstellung der Ergebnisse findet man in WGN oder im Inter-
net unter http://www.imonet.org/wgn09/ wgn09.pdf.
Ein Fazit Die Meteorbeobachtung war schon immer eine Domäne der Amateurastronomen - und sie ist es auch heute noch. Mit nur wenigen Stunden Versatz kann man z. B. im Internet auf visuellen Beobachtungen beruhende Aktivitätsprofile großer Meteorströme sehen. Die Videobeobachtung hat vor allem die Analyse kleiner Ströme revolutioniert. Während visuelle Beobachter hier an Ihre Grenzen stoßen, können automatisierte Videosysteme große und qualitativ hochwertige Datenmengen zusammentragen, mit denen sich ein immer genaueres Bild der Meteorströme zeichnen lässt. Der Schlüssel zum Erfolg liegt dabei in der Ausdauer der Beobachter und ihrem Zusammenschluss in internationalen Kameranetzen. Damit überwinden wir die durch die Nachstunden und das Wetter gesteckten Grenzen und liefern einen wesentlichen Input zur geplanten ersten ,,offiziellen" Meteorstromliste der IAU.
Literaturhinweise [1] S. Molau, J. Rendtel, 2009:
"A Comprehensive List of Meteor Shower Obtained from 10 Years of Observations with the IMO Video Meteor Network", WGN, IMO Journal 37, 98
VdS-Journal Nr. 33
Mitgliedsbeiträge und Abo-Kosten für ,,Sterne und Weltraum"
Mit ungefähr 50.000 Lichtjahren wird der Radius des sichtbaren Teils der Milchstraße angegeben - ganz nett! Mit genau 52.389,71 EUR sind die Außenstände der Vereinigung der Sternfreunde e.V. am 28. Februar 2010 zu beziffern - das ist eine wirklich astronomische Dimension!
Sollte bei Ihnen die Zahlung versehentlich in Vergessenheit geraten sein, erinnere ich daran und bitte um baldigen Zahlungsausgleich.
Thomas Kessler, Schatzmeister der VdS
Amateurteleskope/Selbstbau
53
Eigene Entdeckungen leicht gemacht
von H. U. Mor
Einundvierzigtausendzweihundertdreiundfünfzig Quadratgrad. Größer ist der Himmel nicht. Und doch groß genug, damit sich für jeden Amateur die Gelegenheit bietet, selbst eine astronomische Entdeckung zu machen! Ein typisches Amateurteleskop zeigt bei niedriger Vergrößerung ein Gesichtsfeld von einem Quadratgrad. Fotografen können diesen Himmelsausschnitt mit einer digitalen Spiegelreflexkamera bei ca. 1000 mm Brennweite aufnehmen. Kurze Brennweiten sind hier im Vorteil, denn sie zeigen einen größeren Himmelsausschnitt.
Doch bleiben wir bei einem Feld von 1 x 1 Grad. Um den vollständigen Himmel nach neuen Objekten abzusuchen, muss man nur die oben erwähnten 41.253 Felder beobachten oder fotografieren. Am besten täglich. Da man von Mitteleuropa
aus nur bis ca. -40 Grad Deklination sehen kann, bleibt uns der Himmel südlich davon verborgen. Der sichtbare Himmel reduziert sich somit auf eine Fläche von 29.794 Quadratgrad. Im Jahresmittel stehen pro Nacht zwölf dunkle Stunden zur Verfügung. Für jedes Feld hat man damit knapp 1,5 Sekunden zur Verfügung. Da es in Deutschland für einen bestimmten Ort nur ca. 60 klare Nächte gibt, verkürzt sich die Beobachtungszeit pro Feld auf 0,025 Sekunden. Andererseits hat man für eine Endteckung auch einige Tage Zeit (wer schafft es schon, jeden Tag den gesamten Himmel abzusuchen?), sagen wir mal eine Woche. Somit bleiben pro Feld 0,175 Sekunden Zeit.
Um eine Entdeckung zu machen, muss man also nur den gesamten in dieser Nacht zur Verfügung stehenden Himmel
absuchen und hat jeweils 0,175 Sekunden Zeit, um zu erkennen, ob sich im Gesichtsfeld/auf dem Foto etwas verändert hat. Das ist offensichtlich eine recht kurze Zeit. Doch hat die VdS über 4000 Mitglieder. Wenn man den Himmel (von Deutschland aus sichtbar, 29.754 Quadratgrad) auf alle VdS-Mitglieder verteilt, bleibt für jeden ein Feld von 7,5 Quadratgrad. Diese Himmelsregion regelmäßig zu überwachen müsste doch für jedes Mitglied ein Leichtes sein! In zwölf Stunden mit einem Quadratgrad Gesichtsfeld hat man dann über 1,5 Stunden Zeit pro Region. Mit dieser Belichtungszeit erreicht man mit einem größeren Teleskop Objekte jenseits der 20. Größe.
Die VdS ruft daher alle Mitglieder auf, sich an dieser Aktion zu beteiligen!
Das typische Einsteiger-Teleskop:
Das Newton Omegon 130/920 mit der Montierung EQ-2
von Herbert Zellhuber
Es stand ein Paket in der Größe 25 cm x 50 cm x 108 cm und 18,5 kg Gewicht bereit. Darin befand sich das Newton-Teleskop 130 mm / 920 mm ,,Omegon" mit der Montierung EQ-2, das als typisches Einsteiger-Teleskop gilt. Der Kaufpreis beträgt 169 Euro (März 2009). Beigelegt war eine englischsprachige Bedienungsanleitung.
Für so manchen Beobachter wird diese Schrauberei allerdings bald etwas lästig sein, zumal man die Schräubchen bei Dunkelheit leicht verlieren kann. Man kann eine Höhe von 72 cm bis 125 cm einstellen, mit je einer Flügelschraube werden die Ausziehbeine geklemmt. Mit einer mittigen Sterngriffschraube wird die Montierung befestigt.
Das Dreibein in Aluminium-Ausführung wiegt 2 kg. Nach dem Aufspreizen der Beine kann man eine Okularablage mit drei Flügelschrauben befestigen (Abb. 2).
1 Das Newton-Teleskop Omegon
130/920 mit der Montierung EQ-2
VdS-Journal Nr. 33
54
Amateurteleskope/Selbstbau
2 Das eingeklappte Stativ mit der
anschraubbaren Okularablage
Die Montierung ist unter dem Namen EQ-2 bekannt. Es ist eine parallaktische, deren Gehäuse aus Aluguss besteht. Für das Einstellen der Polhöhe ist eine Skala angebracht. Sie wird mit einer Knebelschraube eingestellt. Mit einer weiteren Knebelschraube ist der Polblock arretierbar. Die Polachse hat ein Schneckengetriebe, über ein Treibrad oder eine biegsame Welle kann nachgeführt werden. Die Deklinationsachse hat einen Tangentialarm, welcher ebenfalls per biegsamer Welle bewegt wird. Beide Achsen sind durch Lösen einer Sternschraube frei in jede Richtung drehbar.
Schon beim ersten Blick auf die 2 kg leichte Montierung war ich skeptisch, ob sie einen Tubus mit 4 kg und ein ebenso schweres Gegengewicht anstandslos trägt. Die ersten Tagbeobachtungen zeigten deutlich, dass die Montierung mit diesem Gewicht deutlich überfordert ist. Man musste schon sehr vorsichtig am Okularauszug drehen, damit sich die Ausschwingdauer in Grenzen hält. Eine
VdS-Journal Nr. 33
Steifigkeitsmessung brachte dann ein ernüchterndes Ergebnis. Am Polblock wurde eine Aufnahme angeklemmt und die Messuhr an das Deklinationsgehäuse gelegt. Mit einem Kraftmesser wurde mit 15 N auf die Gegengewichtsachse gedrückt. Dabei konnte ich an der Montierung eine Verbiegung von 0,1 mm ablesen (Abb. 3). Beim Aufladen des 4-Kilo-Gegengewichts fand dann gleich eine Verbiegung von 0,35 mm (!) statt. Das ist zu viel für diese Montierung! Ich persönlich würde empfehlen, sie höchstens mit 2-3 kg zu beladen. Für ein 130-mm-Newton-Teleskop sollte man also mindestens eine Montierung in der Größe einer EQ-3 nehmen. Anhand des Verkaufskatalogs wird zu diesem Teleskop die EQ-3-Montierung für einen Mehrpreis von 20 Euro angeboten. Man sollte also unbedingt dieses Angebot vorziehen. Im letzten VdS-Journal für Astronomie stellte ich die MON-1 vor, auch dort nahm ich eine Steifigkeitsmessung vor (Abb. 4). Bei derselben Belastung bewegte sich die Messuhr nur im Bereich eines Hundertstel Millimeters. Die beiden Rohrschellen aus Aluguss werden mit je zwei Zollschrauben befestigt. Bekanntlich sind diese im deutschsprachigen Raum nicht in jedem Laden um die Ecke erhältlich, man sollte sie deshalb nicht verlieren. Die Steifigkeit ist akzeptabel, allerdings war an einer Schelle das Gewinde um mehrere Millimeter versetzt (Abb. 5). Das Einschrauben musste mit viel Gefühl geschehen, sonst wäre das Gewinde schon beim ersten Gebrauch ruiniert worden. Bei solchen Fehlern sollte man unbedingt beim Händler reklamieren.
Die Optik mit 130 mm Öffnung und 920 mm Brennweite hat einen Fangspiegel mit 33 mm Durchmesser, somit beträgt die Obstruktion 25%. Die FangspiegelSpinne ist ein stabiles, angeschraubtes Alugussteil; die vier Streben sind je 4 mm dick. Das Gesichtsfeld mit 100% Ausleuchtung hat einen Durchmesser von 7,5 mm, das reicht für 1,25-ZollOkulare völlig aus. Leider fiel der Okularauszug (Antrieb über Zahnstange) gleich unangenehm auf, da das Auszugsrohr (Kunststoff mit aufgedampfter Metallschicht) wackelte. Wieder kam die Messuhr zum Einsatz und offenbarte 2 mm ,,Luft", als der Auszug bei 47 mm ganz ausgefahren war (Abb. 6). Bei der Beobachtung braucht er zwar nur 34 mm
3 Steifigkeitsmessung an der EQ-
2. Der Maßstab wurde mit abgebildet, um die Abstand-Verhältnisse zu dokumentieren. Eine zweite Messuhr war am Dreibein angelegt, auch hier konnte man einen Ausschlag registrieren.
4 Steifigkeitsmessung an der
MON-1, bei der Belastung von 15 N bewegte sich die Messuhr im Bereich von 0,01 mm, also um den 10-fach geringeren Wert wie bei der EQ-2.
Amateurteleskope/Selbstbau
55
ausgefahren zu sein, da ist es aber immerhin auch noch 1 mm - allein schon bei leichtem Fingerdruck. Eine Überprüfung der Justage mit einem Laserjustierer macht daher keinen Sinn, es wurde nur die ,,Augenpeilmethode", wie sie auch in der Bedienungsanleitung beschrieben ist, angewendet.
Der Tubus besteht aus Alublech, deren Innenseite mattschwarz lackiert ist. Erste Prüfungen an der Prüftafel ergaben ein etwas flaues Bild. Ein Blick ins Innere des Okularauszugs ließ eine stark reflektierende Fläche erkennen. Nachdem der Auszug ausgebaut war, legte ich zusammengerolltes schwarzes Tonpapier an die spiegelnden Flächen, was dann ein deutlich kontrastreicheres Bild ergab. Sicher wäre der Kontrast noch weiter zu verbessern, wenn man die Innenseite vom Tubus mit schwarzem Velours auskleidet. Am künstlichen Doppelstern konnte das theoretische Auflösungsvermögen von 1,0 Bogensekunden bei einer 260-fachen Vergrößerung (AP = 0,5 mm) erreicht werden.
Die beigelegten dreilinsigen Kellner-Okulare mit 10 mm und 25 mm Brennweite ergeben eine Vergrößerung von 92- und 37-fach. Sie haben einen Kunststoffkörper und besitzen ein Gesichtsfeld von ca. 45 Grad . Die Mittenschärfe ist gut, die Randschärfe akzeptabel. Für den Anfang reichen solche Okulare, allerdings wird man sich schon bald etwas mehr Gesichtsfeld wünschen.
Sehr erfreulich war der Leuchtpunkt-Peiler mit regulierbarer Helligkeit. Mit zwei Rändelschrauben kann der Leuchtpunkt leicht justiert werden. Nach Ansicht vieler Beobachter ist die Orientierung damit am Nachthimmel wesentlich einfacher als mit einem 6x30-Sucher - auch ich kann dies bestätigen (Abb. 7).
Eigene Beobachtungen am Nachthimmel zeigten, dass ein 130-mm-Newton für einen Anfänger schon ein respektables Instrument zur Deep-Sky-Beobachtung ist. Es werden sicher etliche Jahre der Übung nötig sein, bis man die volle Leistungsfähigkeit (vorausgesetzt man hat entsprechend gute Verhältnisse) nutzen können wird. Allerdings sollte man unbedingt eine stabilere Montierung (mindestens EQ-3) für ein Gerät dieser Größe haben.
5 Die rechte Rohrschelle war verbogen, das Gewinde um einige Millimeter
versetzt.
6 Oben: Der Okularauszug hatte
kräftiges Winkelspiel.
Ich selbst habe bei absoluter Windstille beobachtet; das ging zwar, aber schon bei mäßigem Wind werden schnell die Schwächen der EQ-2 deutlich. Mich hätte interessiert, wie bei einer größeren Montierung das Schwingungsverhalten gewesen wäre.
Die Gerätschaften wurden freundlicherweise von der Firma Astroshop.de zur Verfügung gestellt.
7 Unten: Der Leuchtpunkt-Peiler
stellt ein sehr praktisches Zubehör dar, das sinnvoller erscheint als ein billiger 6x30-Sucher.
VdS-Journal Nr. 33
56
Amateurteleskope/Selbstbau
Eine Punktlichtquelle mit wechselbaren Blenden als Justier- und Testhilfe für astronomische Teleskope
von Frank Möller
1 Gehäuse aus einer Chipsdose
Die Abbildungsleistung eines Teleskops hängt frappierend von seiner genauen Justierung ab. Als Teleskopbesitzer sollte man daher die werkseitige Einstellung seines Geräts nicht leichtfertig aufs Spiel setzen. Wird eine Justierung aus bestimmten Gründen jedoch unvermeidbar, kann die notwendige Feineinstellung ohne technische Hilfsmittel praktisch nur nachts anhand eines relativ hellen Sterns erfolgen [1, 2]. Das ist jedoch insbesondere dann keine leichte Aufgabe, wenn die Teleskopmontierung nicht automatisch nachgeführt werden kann. Das erforderliche Hantieren an Justierschrauben in Kombination mit der manuellen Nachführung stellt sich als
Nerven strapazierende Tätigkeit heraus, die kaum zu befriedigenden Ergebnissen führt. Schnell kommt daher der Wunsch
nach einem Gerät auf, das den Stern als Lichtquelle ersetzen kann. Ein solches Hilfsmittel ist unter dem Begriff ,,künstlicher Stern" bekannt: Eine Glühlampe oder eine Leuchtdiode wird hinter einer möglichst winzigen Lochblende platziert, so dass das austretende Lichtbündel in einer gewissen Distanz praktisch punktförmig erscheint. Wie Herbert Zellhuber auf den Internetseiten der Fachgruppe Selbstbau der VdS zeigt, kann man eine solche Vorrichtung selbst herstellen [3]. Im deutschsprachigen Raum scheint sein Beitrag gegenwärtig allein zu stehen. Auch international sind nur wenige Informationen zur Herstellung künstlicher Sterne zu finden. Zu erwähnen sind die Amateurastronomen Harvey Gryttenholm aus dem US-Bundesstaat New York [4] und Tanveer Gani aus dem Staat Washington [5].
Muss es eine amerikanische Chipsdose sein? Der Gedanke an eine Pappröhre als Gehäuse lag nahe. Ohne zunächst über Details der Konstruktion nachzudenken, hatte ich jene klassischen Lebens-
2 Die herausnehmbare Innenein-
richtung besteht aus schwarzem Tonpapier. Die Lochblenden sind aus Alufolie und werden in eine Tasche geschoben.
VdS-Journal Nr. 33
Amateurteleskope/Selbstbau
57
3 Mit einer Stecknadel gestochene Lochblenden unter dem Mikroskop: (a) Durchmesser ca. 90 Mikrometer, (b) ca. 35
Mikrometer. (c) Löcher unter 50 Mikrometern sind praktisch immer unregelmäßig begrenzt.
4 Mit einer Plattenspielernadel gestochene Löcher: (a) Durchmesser ca. 25 Mikrometer, (b) ca. 12 Mirkometer, (c) ca. 3,5
Mikrometer
5 Eine ausgediente Plattenspielernadel im Vergleich mit einer Stecknadel
mittelverpackungen mit einem stabilen Blechboden vor Augen. Als ich jedoch in einem Supermarkt einschlägige Verpackungen umdrehte, stellte ich fest, dass meine Suche einer aussterbenden Spezies galt. Lediglich Cappuccinopulver und die bekannten Stapelchips aus den USA wiesen noch die gesuchte Verpackung auf. Die Wahl fiel auf die Chips, weil bei ihnen die Verpackung für eine weitere Verwendung schnell zur Verfügung steht. Deshalb muss auch gewarnt werden: Die amerikanischen Kartoffelchips sind nicht nur außergewöhnlich lecker, sondern auch besonders fetthaltig (sechs Prozentpunkte mehr als bei üblichen Stapelchips).
In den stabilen Metallboden der Papprolle konnte eine kleine LeuchtdiodenTaschenlampe als Lichtquelle eingesetzt werden (Abb. 1). Deren Knopfbatterien wurden entfernt und stattdessen ein Kabel eingelötet. Da das Gehäuse der Taschenlampe als Leiter dient und ein
VdS-Journal Nr. 33
58
Amateurteleskope/Selbstbau
6 Chipsdose von vorn: links ohne und rechts mit eingesetztem Okular
direkter Kontakt mit dem Dosenboden besteht, musste das zweite Kabel dort nur angelötet werden (wobei allerdings zu beachten ist, dass das Dosenblech mit einer isolierenden Lackschicht überzogen ist). An geeigneten Stellen der Taschenlampe mussten außerdem isolierende Pappscheiben angebracht werden, um einen Kurzschluss zu verhindern. Die so realisierte Beleuchtung wird aus einer Batterie gespeist und über ein Potentiometer geregelt. Das im Elektronikhandel erworbene Batteriegehäuse nimmt zwei Zellen des Typs ,,AAA" auf und zeichnet sich durch einen integrierten Schalter aus. Das passende Potentiometer wurde durch Probieren ausgewählt. Es hat einen Regelbereich von 0 bis 300 kOhm.
Auswechselbare Lochblenden Vor die Lichtquelle muss nun eine winzige Lochblende gesetzt werden. Als Material bietet sich Alufolie an, in die mit einer Nadel ein winziges Loch gestochen wird. Auswechselbare Lochblenden sind ein nahe liegender Gedanke, denn so können jederzeit verbesserte Blenden genutzt oder auch solche für unterschiedliche Zwecke angefertigt werden. Mit zwei dicht beieinander liegenden Lichtlöchern lassen sich z. B. Doppelsterne simulieren. Solche Überlegungen waren es aber nicht, die zur Idee wechselbarer Blenden führten. Es hatte mich lediglich der Gedanke
VdS-Journal Nr. 33
abgeschreckt, Alufolie zu verkleben, weil das Schmier- und Knitterkram bedeutet. Die Lösung ist in der Abbildung 2 dargestellt: Eine innere Röhre aus Tonpapier, die jederzeit herausgezogen und wieder eingeschoben werden kann, nimmt die Alufolienstreifen in einer Tasche auf. Alle mit einer Nadel gestochenen Löcher sind unterschiedlich. Es ist daher sinnvoll, aus einer Serie von Versuchen die besten auszuwählen. Im vorliegenden Fall habe ich insgesamt etwa 40 Alustreifen im Format 1 cm x 2 cm ausgeschnitten und dann die Löcher mit Steck- und Nähnadeln sowie einer Zirkelnadel gestochen. Ein kleines Loch erreicht man übrigens nur dann, wenn die Folie auf einer harten Unterlage liegt, im vorliegenden Fall eine Glasplatte.
Der Weg zur winzigsten Blende Mit einem Mikroskop der Marke ,,Biolux" samt zugehöriger USB-Kamera, die ich anhand eines geliehenen Objektmikrometers geeicht hatte, wurde eine Vermessung der Lochblenden möglich. Es fiel auf, dass die genannten Nadelarten keinen Einfluss auf die Lochgüte haben. Vielmehr hängen Qualität und Größe davon ab, ob man beim jeweiligen Stechvorgang zufällig eine ruhige Hand hatte. Wie die Abbildung 3 zeigt, hat ein durchschnittliches Loch einen Durchmesser von etwa 100 Mikrometern. Klei-
nere Löcher sind unregelmäßig begrenzt, da die Nadel in diesen Fällen die Alufolie eher eingerissen als gestanzt hat.
Damit ist für den Heimwerker die Grenze jedoch noch nicht erreicht. Die verschlissene Nadel eines Schallplattenspielers ist sichtbar feiner ist als eine Stecknadel (Abb. 5). Schon wenige Stechversuche zeigten denn auch, dass damit deutlich kleinere Löcher gelingen (Abb. 4). Selbst ein nur ca. 12 Mikrometer kleines Loch hat hier fast noch eine runde Form. Das kleinste Loch wurde mit ca. vier Tausendstel Millimetern vermessen.
Berechnung des Mindestabstands Damit der künstliche Stern im Teleskop nicht als flächiges Lichtobjekt erscheint, muss er in ausreichender Entfernung aufgestellt werden. Hier wird unterstellt, dass ein Mindestabstand gegeben ist, wenn der Winkel, unter dem die entfernte Lochblende erscheint, kleiner ist als das visuelle Auflösungsvermögen des zu justierenden Fernrohrs. Eine Formel zur Berechnung der Mindestentfernung muss also das Auflösungsvermögen des Fernrohrs mit dem gegebenen Lochblendendurchmesser in Beziehung setzen.
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops hängt von seinem Optikdurchmesser ab. Aus der Literatur ist die Formel bekannt, bei der eine Konstante (meist die Zahl 12,5) durch den Objektivdurchmesser (angegeben in Zentimetern) geteilt wird. Das Ergebnis der Berechnung gibt den Winkelabstand in Bogensekunden an, den zwei Punkte haben müssen, damit sie im Teleskop gerade noch voneinander getrennt wahrgenommen werden können [6]. Die praktischen Versuche von Herbert Zellhuber legen nahe, die Maßstäbe strenger anzulegen. Dazu wurde die Konstante hier von 12,5 auf 10 herabgesetzt. Es lässt sich folgende Formel ableiten:
E = LB/(1.000.000 * tan (1/(D * 300 ))) (1)
wobei: LB = Lochblendendurchmesser in Mikrometern, D = Optikdurchmesser des Teleskops in Zentimetern, E = Mindestentfernung in Metern.
Nehmen wir als Beispiel ein Teleskop mit einem Objektiv von 20 cm Durchmesser und eine durchschnittlich gut gestochene
Amateurteleskope/Selbstbau
59
Lochblende von 100 Mikrometern, dann ergibt sich für den künstlichen Stern ein Mindestabstand von 41 Metern. Selbst wer einen eigenen Garten hat, wird damit schon auf Schwierigkeiten stoßen. Es ist also lohnenswert, etwas Mühe auf die Herstellung möglichst kleiner Blendenlöcher zu verwenden.
Vorschaltung eines Okulars Es gibt aber noch eine andere Möglichkeit, den Mindestabstand zwischen Teleskop und künstlichem Stern zu verringern. Blickt man durch ein am ausgestreckten Arm gehaltenes Okular, erscheinen alle entfernten Gegenstände deutlich verkleinert. Ein vor der Lochblende platziertes Okular (Abb. 6) rückt den künstlichen Stern also in die Ferne. Auf Basis der Überlegungen von Tanveer Gani lässt sich die obige Formel zur Berechnung des Mindestabstands für die Verwendung eines Okulars erweitern:
(2) E=LB * f/((o-f) * (1.000.000 * tan (1/(D * 300))))
Hinzugekommen sind: f = Brennweite des Okulars in Millimetern, o = Abstand zwischen der Lochblende und dem Okular in Millimetern.
So exotisch die Formel aussieht: Empirisch fand sie sich bestätigt, als ich mit Teleskop und Mikrometerokular die Abstände eines künstlichen Doppelsterns vermaß, also zwei nah beieinander liegender Löcher in einem der Alustreifen. Die Praxis zeigt übrigens auch, dass ein künstlicher Stern für den Einsatz bei Tageslicht kaum geeignet ist. Trotz der Abdunkelung des Innenraums der Papprolle ist der erreichte Kontrast zu gering, um die Fernrohrjustierung bei nicht fokussiertem Kunststern beurteilen zu können. In der Nacht oder in einem abgedunkelten Raum ergibt der künstliche Stern jedoch in jedem Fall Bilder wie aus dem Lehrbuch, nach denen man das Teleskop bestens justieren kann.
Literaturhinweise: [1] R. Stoyan, 2003: ,,Fernrohrführer-
schein in vier Schritten", Erlangen, 43 f [2] T. Legauld, 2009: ,,The Collimation", www.astrosurf.com/legault/ collim.html (Link geprüft am 14.07.2009) [3] H. Zellhuber, 2009: ,,Künstliche Sterne", www.zellix.de/kuester.htm (Link geprüft am 14.07.2009) [4] H. Gryttenholm, 2009: "Building a Artificial Star", http://home. ix.netcom.com/~mrgrytt/ArtificialStar.html (Link geprüft am 16.07.2009) [5] T. Gani, 2007: "Building a Artificial Star", update Feb 13 2007, http://tanveerg.googlepages.com/bui ldinganartificialstar(pointsource) [6] H. Nicklas, 1989: ,,Die optischen Teleskope und ihre Zusatzinstrumente", in: G.D. Roth (Hrsg.): Handbuch für Sternfreunde, Heidelberg, (4. Aufl.), Bd. 1, S. 9-90
Ein SoFi- und MoFi-SQM-L
Selbstbau von Zubehör am Sky-QualityMeter für Finsternis-Messungen
von Klaus-J. Stepputat
Mit verhältnismäßig einfachen Mitteln, wie selbstgebauten Blenden und Masken, lässt sich das SQM-L (Sky-Quality-Meter mit Linse) für Helligkeitsmessungen einsetzen, an die der Hersteller UNIHEDRON noch gar nicht dachte, so z. B. bei Tageslicht, bei Sonnenfinsternissen oder zur Messung der Mondhelligkeit, mit oder ohne Verfinsterung desselben.
Über die Sky-Quality-Meter in ihren zwei Versionen (SQM und SQM-L) sind schon einige Aufsätze erschienen (z. B. Hänel in [1] und [2]). Hauptsächlich geht es darin um den Einsatz am Nachthimmel, d. h. um die Bestimmung der aktuellen Dunkelheit, mit dem Ziel, die nächtlichen Umweltbedingungen für astronomische Beobachtungen einzuschätzen, bzw. auch um die Beurteilung der Qualität eines Beobachtungsortes.
1 Geometriebeziehungen zwischen den Abmessungen einer Kegelblende und
dem dadurch begrenzten Raumwinkel W am Himmel
VdS-Journal Nr. 33
60
Amateurteleskope/Selbstbau
Die Anzeige der Himmelshelligkeit erfolgt in ,,Magnituden pro Quadratbogensekunde" (mag/''), einem in der Astronomie üblichen Helligkeitsmaß für die Leuchtdichte. Nachteilig für einen anschaulichen Vergleich der gemessenen Helligkeiten ist hierbei allerdings die logarithmische und außerdem negative Definition der Magnituden. Das heißt, hohe Zahlenwerte entsprechen wenig Licht (wie z. B. 22,00 mag/'') und die Zahlen stehen in keiner proportionalen, sondern in einer logarithmischen Relation zueinander. Man muss also umrechnen, um anschaulich vergleichbare Verhältnisse für die Helligkeiten zu erhalten. Hierfür ist eine Tabelle beigefügt, in der SQMAnzeigewerte in Candela pro Quadratmeter umgerechnet wurden (mit einer Auflösung von 0,1 ( mag/''), Umrechnungsweise siehe Kasten).
,,Abartige" Messungen mit dem SQM Es ist auch möglich, mit dem SQM in heller Umgebung zu messen. Man muss dazu das Gerät nur genügend abblenden, z. B. durch ein starkes Begrenzen in seinem Messwinkelbereich. Damit wird die ,,Menge" des einfallenden Lichts reduziert. Als Folge wird die Anzeige verfälscht, es wird ein zu hoher Magnitudenwert angezeigt. Weil aber eine Kegelblende von bestimmter fester Größe stets einen gleich großen Bruchteil des erfassten Himmels abschneidet, so ist bei isotrop angenommener Himmelshelligkeitsverteilung die angezeigte Magnituden-Differenz im Vergleich zum wahren Wert stets konstant (das ist hier sicher der größte Vorteil einer MagnitudenAnzeige). Man kann die Differenz am Himmel also einfach ausmessen, einmal ohne und einmal mit Kegelblende, und in Zukunft diese Differenz vom angezeigten Wert abziehen, wenn man mit Blende arbeitet. Im Extremfall kann man so das Gerät auch am taghellen Himmel einsetzen. Normal ist mit dem SQM-L bei Anzeigen kleiner als 06,00 mag/'' etwa ab Sonnenaufgang keine Messung mehr möglich (es werden dann vier auf dem Kopf stehende u angezeigt).
Um bei der totalen Sonnenfinsternis in China die Helligkeitsab- und -zunahme im Zenit über den gesamten Finsternisverlauf messen zu können, habe ich mit einer schwarzen Kleinbildfilmdose für
VdS-Journal Nr. 33
2 Sky Quality Meter mit den Einzelteilen der SoFi-Kegelblende
3 Zwei Sky Quality Meter, einmal mit SoFi-Kegelblende und einmal im
Blechkasten mit größerer Kegelblende
mein SQM-L eine einfache, sehr wirksame ,,Tageslichtblende" gefertigt: Das Gehäuse des SQM-L bildet oben um den Sensor einen Rahmen. Aus dicker Pappe schnitt ich ein kleines Rechteck zu, das genau in diesen Rahmen passte. Damit wird jedes Seitenlicht vermieden. In der Mitte der Pappe ist eine etwa 1 cm große Öffnung herausgeschlagen, genauso wie
in dem auf die Pappe geklebten Deckel der Filmdose. So kann Licht nur von oben auf den SQM-L-Sensor fallen.
Die Filmdose wird umgedreht auf ihren Deckel gesteckt. Im Boden, nun himmelwärts gerichtet, ist ein 1 mm kleines Loch, welches über die Dosenhöhe den Kegelwinkel bestimmt. Das Loch liegt
Amateurteleskope/Selbstbau
61
rund 60 mm über dem Sensor (damit ist der Kegelwinkel ,,w" knapp ein Grad, weil tan w = 1/60).
Eine Kalibrierung während der Abenddämmerung erbrachte einen Differenzwert der Anzeige mit und ohne Dose von 8,1 mag/'' (d. h. mit Dose wurde ein um 8,1 mag/''zu großer Wert angezeigt, was einem Dämpfungsfaktor von 1740 entspricht).
Messungen bei der China-Sonnenfinsternis Bei der Finsternis am 22. Juli 2009 habe ich nahe Wuhan in China mit dieser Anordnung gemessen. Leider erlaubte die Wettersituation keinen durchgehend störungsfreien Blick auf die Sonne, so dass die Messwerte durch die wechselnde Bewölkung beeinflusst wurden (hoher Schleier und zeitweise Schäfchenwolken).
Doch als Beispiele hier einige Messwerte: - Um 01:17 Uhr UT: 13,3 mag/'', abzüg-
lich der Korrektur von 8,1 wird das zu 5,2 mag/'', das entspricht einem sehr stark bewölkten Tageshimmel (umgerechnet rund 900 cd/m2); - Um 01:21 Uhr UT: 14,2 mag/'', dies reduziert sich auf 6,1 mag/'', das ist gut die doppelte Zenithelligkeit bei Sonnenaufgang (umgerechnet knapp 400 cd/m2), - Um 01:24 (zur Totalität): 21,3 mag/'', reduziert auf 13,2 mag/'', halb so hell wie beim Ende der Bürgerlichen Dämmerung, man kann nicht mehr lesen (nach Tabelle 0,57 cd/m2); - Um 01:30 (kurz nach Totalität): 17,5 mag/'', reduziert auf 9,4 mag/'', das entspricht einem Sonnenstand von etwa 3 Grad unterm Horizont (nach Tabelle 19 cd/m2); - Um 01:50 Uhr UT: 10,4 mag/'', reduziert 2,3 mag/'', das entspricht schon einem sehr hellem Tageshimmel! (leider verzog sich die Bewölkung erst nach dem Finsternisende).
Messungen im Mondlicht Durch die Montage einer Kegelblende und Maske vor dem SQM-L kann man auch Messungen im Mondlicht anstellen und sogar das direkte Mondlicht von dem des ihn umgebenden aufgehellten Himmels trennen. Hierfür empfiehlt es sich, einen kleinen Blechkasten zu basteln, in
4 Sky Quality Meter im Blechkasten auf Fotostativ mit Kegelblende
und Mondmaske
VdS-Journal Nr. 33
62
Amateurteleskope/Selbstbau
Tabelle zur Überführung der Leuchtdichten von SQM-Anzeigen
(1) (2)
(3) (4)
(5) (6)
(7) (8)
(Größenklassen pro Quadratbogensekunde, m'' steht für mag/'') in den Spalten 1, 3, 5 und 7 in die gesetzliche Einheit für die Leuchtdichte L (Candela/m2) in den Spalten 2, 4, 6 und 8. Bis SQM = 12,5 ist die Leuchtdichte in zehntausendstel cd/ m2 angegeben, ab SQM = 12,4 in cd/m2.
den das SQM genau hineinpasst (dünnes Sperrholz ist dafür auch geeignet). Unten versieht man den Kasten mit einem Fotogewinde, um ihn auf einem Fotostativ mit SQM winkelsicher aufstellen und dann direkt auf den Mond ausrichten zu können. Oben sägt man in den Kasten zentrisch vor dem Sensor ein größeres Loch, das durch einen Gewindering, z. B. von einem Fotofilter, oder auch durch ein M42-Gewinde abgeschlossen wird. Nun kann man z. B. als Kegelblenden M42-
VdS-Journal Nr. 33
Verlängerungsringe vor das SQM schrauben, um die gewünschte Begrenzung des den Mond umgebenden Himmelslichts zu erreichen. Man kalibriert das SQM-L, wie oben besprochen, durch die Messung am Himmel einmal mit und einmal ohne Blende. Ich habe mit einer Kegelblende mit ,,w" nahe 30 Grad gemessen (s. u.), für die ich in mehreren Testreihen eine Magnitudendifferenz von 0,8 mittelte. Am 10. Januar 2009 (einen Tag nach Vollmond) habe ich das SQM-L mit Blen-
de auf dem Stativ zentral auf den etwa 50 Grad hoch stehenden Mond gerichtet und einen Ablesewert von 12,8 mag/'' erhalten. Gemessen wird hierbei die Summe des Lichts vom Mond und des ihn umgebenden wegen der Kegelblende begrenzten Himmels. Um das Licht des Himmels allein zu erhalten, muss der Mond ausgeblendet werden. Das kann eine passend große Maske bewirken, die man so positioniert, dass ihr Schatten (im Mondlicht!) genau auf den Sensor fällt. So etwas ist frei Hand natürlich kaum möglich. Also habe ich zwei stabile, 3 mm starke Holzstäbchen von 50 cm Länge mit Klebeband so an der Blende befestigt, dass sie parallel zur Sensorachse ausgerichtet sind (siehe Abb. 4). Vorn kann jetzt mit dünnem Draht die Maske aufgesteckt werden. Sie ist eine kleine Münze aus Aluminium von 21 mm Durchmesser und darf nicht zu klein sein, um auch wirklich alles direkte Mondlicht vom Sensor fernzuhalten.
Tipp: Man kann beim Ausrichten des SQM den Schatten der Münze im Mondlicht besser erkennen, wenn eine kleine Ringmaske aus weißem Papier um den Sensor liegt. Angesichts des über 700 Quadratgrad großen Kegelsektors (bei w = 30 Grad) können weder die dünnen Holzstäbe noch die Münze (etwa 4,5 Quadratgrad groß) merkliche Teile des Himmelslichts abschatten.
Bei abgeschattetem Mond habe ich eine Helligkeit von 17,2 mag/'' abgelesen. Der Wert ist um die o. a. Kegelblendenkorrektur um 0,8 zu vermindern. So ergibt sich ein reduzierter Helligkeitswert von 16,4 mag/''. In der Tabelle findet man dazu 0,0298 cd/m2. Also ist die mittlere Leuchtdichte L des Himmels im Kegelsektor um den Mond knapp 0,03 cd/m2. Über eine simple Beziehung lässt sich damit die Beleuchtungsstärke E (ohne Mond) auf dem Sensor in guter Näherung berechnen (siehe Kasten):
E = W x L
(1)
Der Raumwinkel W (Omega) der verwendeten Kegelblende beträgt hier 0,22 sr, denn ihr genauer Winkel ist w = 30,4 Grad. Damit wird die durch das Himmelslicht aus dem Sektor allein verursachte Beleuchtungsstärke E = 0,22 sr x 0,03 cd/m2 = 0,0066 Lux.
Astrofotografie
63
Wenden wir uns jetzt dem Mondlicht allein zu: Durch eine Kegelblende wird der direkt vom Mond kommende Teil des Lichtes nicht beeinflusst, während der Anteil Himmelslicht dagegen sehr klein ist (s. u.). Also bleibt es bei obigem Ablesewert 12,8 mag/''. In der Tabelle findet man hierzu rund L = 0,82 cd/m2. Dies wäre die mittlere Leuchtdichte in einem Sektors der Größe W = 0,22sr, über den man sich das Himmels- und das Mondlicht gleichmäßig ,,verschmiert" denken kann. Daraus berechnet sich die erzeugte Beleuchtungsstärke E = 0,22 x 0,82 = 0,18 Lux (Vollmond-Beleuchtungsstärken um etwa 0,2 Lux stehen auch in der Literatur).
Die vom Mond allein verursachte Beleuchtungsstärke ergibt sich durch Abzug
obigen Himmelslichtanteils von 0,0066 Lux. Es bleiben also für den Mond E = 0,1734 Lux. D. h. es kommen gut 96% des Lichtes vom Mond direkt und knapp 4% vom ,,Himmel".
Weil das direkte Mondlicht tatsächlich aus einem viel kleineren Raumwinkel kommt (Sehwinkel des Mondes w = 0,5 Grad, also WMond = 0,000 06 sr), ist die wirkliche Leuchtdichte der Mondoberfläche sehr viel größer als obige ,,verschmierte" 0,82 cd/m2. Man erhält durch Umstellung der Formel den Zusammenhang
LMond = EMond / WMond
(2)
Also wird LMond = 0,1734 lx / 0,000 06 sr = 2890 cd/m2. Fazit: Wir haben mit dem
SQM, einer Kegelblende, einer Maske und etwas Überlegen die Mondleuchtdichte einen Tag nach Vollmond zu knapp 2900 cd/m2 bestimmt.
Ebenso sollte es doch mit dieser Methode möglich sein, die Abnahme der mittleren Leuchtdichte auf dem Mond während eines Finsternisverlaufs zu dokumentieren?
Literaturhinweise [1] A. Hänel, 2008: ,,Ein Gerät zur
Messung der Himmelsqualität", VdS-Journal für Astronomie 27, 79 [2] A. Hänel, 2009: ,,Messung der Himmelshelligkeit mit dem Sky Quality Meter", Sterne und Weltraum 3/2009, 74
FG Astrofotografie aktuell -
Bilder gewünscht!
Hallo Astrofotografen! Im Frühjahr 2010 läuft das Projekt ,,Gezeitenschweif von NGC 3628" aus [1]. Einige schöne Einsendungen dazu liegen mir bereits vor. Alle interessierten Amateure können, wenn sie den nach Osten gerichteten Gezeitenschweif von NGC 3628 fotografisch erfasst haben, ihre Bildergebnisse an die Fachgruppe Astrofotografie schicken (siehe Impressum). In einer späteren Ausgabe des Journals sowie auf den Fachgruppenveranstaltungen werden diese Ergebnisse vorgestellt.
Für das VdS-Journal für Astronomie Nr. 35 steht das Schwerpunktthema ,,Kugelsternhaufen" an. Mitglieder der Fachgruppen Astrofotografie und Visuelle Deep-Sky-Beobachtung werden dieses Thema mit Beiträgen aufbereiten. Von den Standardobjekten (M 3, M 13, M 15, M 92, Omega Centauri usw.) liegen schon Aufnahmen in genügender Menge vor. Sollten aber einige Astrofotografen Bilder selten gezeigter Kugelsternhaufen besitzen, können sie diese an die Fachgruppe Astrofotografie senden. Auf mei-
ner ,,Wunschliste" wären da beispielsweise Aufnahmen der Palomar-Kugelhaufen oder der Terzan-Kugelsternhaufen aus Skorpion/Schütze [2]. Peter Riepe
Literaturhinweise [1] P. Riepe, 2009: Vortrag auf dem
Deep-Sky-Treffen DST 2009, 13.15. März in Bebra/Hessen [2] http://www.deepsky-visuell.de/ Projekte/TerzanGC.htm
Anzeige
64
Astrofotografie
Linearer Mikrofokussierer
von Harald Strauß
Als begeisterter CCD-Astrofotograf nutze ich bevorzugt lichtstarke Spiegeloptiken, in meinem Fall eine 6 Zoll Flatfieldkamera f/3,5 und einen 14 Zoll Hypergraphen f/3,3. Beide Instrumente kommen auf der Sternwarte Gahberg bei recht guten Bedingungen auf 860 m Seehöhe zum Einsatz. Als CCD-Kameras verwende ich eine SBIG ST-8 oder eine Starlight SXV-H9. Beide Fernrohre wurden für den Einsatz mit Film ausgelegt, was bei CCD-Kameras und speziell beim Einsatz mit Filtern (H, RGB u. a.) zu Platzproblemen führt (Abstand letzte Linse bis Fokus = ,,Back-
fokus"). Dies war lange Zeit der Grund, warum ich ausschließlich Schwarzweißaufnahmen gewinnen konnte. Mit der Zeit wuchs jedoch der Wunsch nach bunten Bildern und entsprechende konstruktive Abhilfe tat Not. Wenn man im Kreise der Kollegen bei Veranstaltungen in die Runde hört, so ist das Problem mit dem Backfokus auch ein Klassiker bei Newton-Teleskopen. Gerade Systeme mit Korrektoren erfordern eine sehr genaue Einhaltung der maßlichen Rahmenbedingungen. Die gestiegenen Kameragewichte (z. B. mit einer DSLR) tragen auch
noch dazu bei, dass Fokussierer in Kurzbauweise schnell die Grenzen des Geräts und des Beobachters aufzeigen. Bei lichtstarken Systemen sei weiters angemerkt, dass sich in meinem Fall am Hypergraphen rechnerisch eine Fokusabweichung von 0,03 mm bereits bildqualitätsmindernd auswirkt. Eine entsprechende Recherche bei Händlern und im Internet brachte kein zufrieden stellendes Ergebnis, also blieb nur der Selbstbau. Die Konstruktion und Anfertigung eines Mikrofokussierers mit sehr geringem Backfokus, welchen ich
1 Rückansicht, wobei man hier die Anordnung der Druck-
feder für den Gewichtsausgleich erkennen kann. Die Feder selbst kann durchaus kräftig ausgelegt werden. Die Spindel ist eine einfache NIROSTA-Gewindestange, auf welcher mittels einer Kontermutter eine Flügelmutter befestigt ist. Erklärung: 1 = Spindel, 2 = Mitnehmer, 3 = Druckfeder.
VdS-Journal Nr. 33
2 Die Kameraklemmung wird mit zwei einfachen, gebo-
genen Blechlaschen bewerkstelligt. Es reicht eine der Befestigungsschrauben am Schlitten zu lösen, um die Kamera zu verschieben, bzw. zu verdrehen. Die Stirnplatte der Filterschublade (dort wo der Griff befestigt ist), wurde so angefertigt, dass die Unterkante der Platte mit dem Filtereinschub abschließt, damit konnte ich viel Bauraum gewinnen. Es bedeuten: 1 = SXV-H9, 2 = Kameraklemmung, 3 = Filterschublade.
Astrofotografie
65
für den Hypergraphen entworfen habe, ist daher Gegenstand dieses Aufsatzes. Eine vergleichbare Konstruktion habe ich im Nachgang auch für die FFC angefertigt.
Erst nach Fertigstellung des Projektes fand ich noch eine recht interessante Seite eines Herstellers, der für ,,Backfokusgeplagte" Amateure recht interessante Lösungen anbietet [1]. Nachstehende Kriterien waren für mich wichtig: · Rasche Umbaubarkeit für Nutzung
von ST-8 auf SXV-H9 · Die volle Drehbarkeit des Gesichts-
feldes durch die Ringschwalbe beim Korrektor des Hypergraphen sollte erhalten bleiben. · Es war schnell klar, dass eine Kamera mit integriertem Filterrad trotz aller
Bemühungen nicht einsetzbar war, zumindest die damals am Markt befindlichen Modelle. D. h. manueller Filterwechsel (modifizierte NeumannFilterschublade) kam zum Einsatz.
Technisches Konzept Bestehende Konzepte bei Fokussiersystemen beruhen immer auf dem Prinzip, dass der Fokussierer zwischen der Aufnahmeoptik und der Kamera sitzt. Dadurch verringert sich der Backfokus noch zusätzlich um die Länge des Fokussierers. In meinem Fall habe ich die Verschiebefunktion (das Fokussieren) ,,neben" die Kamera gesetzt, was im Fall der SXV-H9 auch möglich ist. Dadurch kann der Fokussierer beliebig konstruktiv ausgeführt werden (Steifigkeit, Führungslänge, usw.)
Ausführung Zum Verständnis der nachfolgenden Ausführungen betrachte der Leser die Abbildungen 1 bis 4. · Das Schubladengehäuse ist fest mit
dem Korrektorflansch (= Schnittstelle zum Hypergraphen) verschraubt. · Die Kamera sitzt auf einem Schlitten und wird mittels einer Spindel linear verschoben. · Spindel = M6-Gewindestange (eine Umdrehung = 1 mm Hub). Drehung mittels Flügelschraube, das ergibt im Dunklen eine bessere Positionsreproduzierbarkeit (im Vergleich zu einer Skala oder rundem Drehknopf). · Der Schlitten ist mit selbst gefertigten Messingführungen (V-Leisten) geführt. · Die Abdichtung zwischen Kamera und Schubladengehäuse erfolgt mittels Labyrinthdichtung (= Begrenzung für Fokushub, da der am Ladengehäuse angedrehte Dom in der Kamera am Sichtfenster ansteht). · Eine Druckfeder eliminiert das Gewindespiel. · Auf beiden Seiten ist eine Schlittenklemmung mittels Rändelschraube möglich.
3 Die jeweils außen liegenden Messingführungen können
mit Stellschrauben justiert werden. Daher ist es möglich, die Führungsschienen spielfrei einzurichten. Auf eine Schmierung der Schienen wurde verzichtet. Die Klemmschraube kann sowohl links als auch rechts angebracht werden. Im Bild: 1 = Messingführungen, 2 = leicht geöffnete Filterschublade mit dem erkennbaren, tiefergesetzten Filtergewinde, 3 = Schlittenklemmung.
4 Das Bild zeigt in einer Ansicht von unten die zentrische
Bohrung im Deckel. Sie ist derzeit auf den Einsatz von 11/4 Zoll Filtern ausgelegt. Für die SXV-H9 ist das gerade noch ausreichend. Die Befestigungsschrauben, welche den Fernrohrflansch mit dem Fokussierer verbinden, wurden zwecks Reflexminderung mit schwarzem Gewebeband abgeklebt.
VdS-Journal Nr. 33
66
Astrofotografie
· Die Kamera wird mit 2 Nirosta-Blechschellen gegen ein ,,V" im Schlitten gespannt. Dadurch ist die Kamera frei verschieb- und drehbar (weiters eine sehr leichte Konstruktion).
· Auf die Einbindung einer Messuhr wurde verzichtet, das Nachrüsten ist aber sehr einfach möglich.
· Um einen möglichst geringen Backfokus zu erreichen, wurde die Filterschublade ,,halbseitig" ausgeführt. D. h. der Hypergraphenflansch dient als Boden für die Filterschublade. Dazu mussten 5 neue Schubladenfrontplatten angefertigt werden.
· Die Messingführungen können mit Druckschrauben spielfrei vorgespannt werden.
· Die Fokussierspindel dreht sich in der Aluminiumplatte, wobei das Längsspiel mit den im Bild zu sehenden Messingmuttern (2x oben und 2x unten) eingestellt werden kann.
Konstruktion des Linearfokussierers für die SXV-H9 Die Konstruktion des Fokussierers entstand als CAD-Zeichnung (Abb. 5). Man erkennt die baulichen Details - wie in den Abbildungen 1 bis 4 ersichtlich - und ihr Zusammenwirken.
Technische Daten · Durchmesser 142 mm · Höhe ca. 130 mm (ohne Justier-
schraube) · Gewicht komplett einschließlich
Flansch 1,38 kg (SXV-H9: 0,350 kg) · maximaler Fokussierweg 6,5 mm · minimal möglicher Backfokus 32,5 mm
Erfahrungen Der Fokussierer erfüllt meine Erwartungen voll und ganz. Die Steifigkeit der Konstruktion ist noch besser als erhofft und in keiner Weise vergleichbar mit gängigen Fokussiersystemen. Die Klemmung des Kameraschlittens ist nicht erforderlich. Selbst bei Vollmond ist das System nahezu lichtdicht. Die Abdichtung mit dem Schiebekonzept war mein planerisches Sorgenkind. Eine Abdeckung mit dunklem Tuch ist nicht erforderlich. Leider ist das Konzept auf eine kleine und runde Kamera maßgeschneidert und daher für größere Kameramodelle nicht direkt übertragbar. Das System hat mir geholfen, nun auch endlich bunte Bilder gewinnen zu können. Damit hat sich mein Problem nun vom Fokussierer zur Bildbearbeitung verlagert, aber das ist eine andere Geschichte.
Literaturhinweis [1] http://www.clementfocuser.com/
home.html
Einladung
zum 5. Sächsischen Sommernachtsteleskoptreffen
18. - 20. Juni 2010 Jugendherberge Strehla
Wir laden hierzu herzlich ein!
Die Jugendherberge Strehla ist eine alte idyllische Holländerwindmühle und ein hervorragendes Gelände zum Beobachten. Auch Familien können dort viel unternehmen, so dass auch Familienväter ihre Kleinen und Liebsten für Tagesausflüge zum Treffen kommen können. Es soll beobachtet, gefachsimpelt und im allgemeinen ein gemütliches Wochenende werden. Veranstalter sind Sternfreunde Riesa und Sternwarte Riesa.
Infos und Anmeldung: Stefan Schwager Telefon: 0173 / 807 68 41 SternwarteRiesa@web.de www.Sternenfreunde-Riesa.de
Zimmerreservierung: Wolfgang Müller Telefon: 03 52 64 / 9 20 30
5 CAD-Zeichnung des Mikrofokussierers
VdS-Journal Nr. 33
ADVANCED PRODUCTS DIVISION
Das Meade Universum
MEADE DS-2000 Serie Der perfekte Einstieg
gün Das Ms E t A i DE n in de gste LX Öffnu ko 90 nm A 8, gen afr CF 10 u eie
n
d 12. Telesko p
MEADE ETX 90 / 125 Spitzenleistung auch für die Reise
MEADE LIGHTBRIDGE Dobsons Astronomie Pur
Da M s E U ADE nivers L a X lt D e 75 leskop
MEADE und das M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2010 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.
Coronado obachtung Sonnenbe
127 APO MEADKon E tra E s D t Pur
MEADE rme Astrof D ot S o I g I r I a I fie rauscha
MEAD O E pt L is X < 200 c he Tub -OT ACF en A
MEADE ADVANCED PRODUCTS DIVISION
MEADE r High-End A L ll X ro 2 u 0 n 0 d A e C r F De
MEADE Instruments Europe GmbH & Co. KG 46414 Rhede · Gutenbergstraße 2 Tel.: (0 28 72) 80 74 - 300 FAX: (0 28 72) 80 74 - 333 E-Mail: info.apd@meade.de Internet: www.meade.de
68
Astrofotografie
Servo-Okularauszug SFOK48 im Eigenbau
von Rene Rogge
Auf dem heutigen Markt werden alle möglichen Okularauszüge (OAZ), falls erforderlich, auch motorisiert angeboten. Warum ich mich trotzdem dazu entschlossen habe, einen motorisierten OAZ neu zu entwickeln, möchte ich hier erläutern.
Im letzten Jahr konnte ich ein älteres 10 Zoll Ritchey-Chretien-Teleskop aus den Händen des Erbauers Eckhard Alt bekommen [1]. Auf Grund des Alters von rund 30 Jahren wies der vorhandene Mikrofokussierer während der Verstellung bereits ein deutliches Spiel auf, so dass dieser für die Astrofotografie nur noch bedingt geeignet war und konstruktionsbedingt über keine Motorisierung verfügte. Sicherlich hätte man einen fertigen Auszug auf Crayford-Basis [2] irgendwie adaptieren können, aber zu einem außergewöhnlichen Teleskop gehört eben auch ein außergewöhnlicher OAZ mit besonderen Eigenschaften, er muss eben in Funktion und Design genau auf das Teleskop abgestimmt sein. Bei einer Brennweite von 2.000 mm (f/8) bzw. 3.750 mm (f/15) sollte das Gerät absolut
1 Lösungsansatz Thomas Heinle
ohne Shifting (vertikale Bewegung des Aufnahmeobjektes während der Fokussierung als Lastwechselreaktion infolge fehlender Längsstabilität) laufen. Wer ein wenig Erfahrung im Teleskopbau sammeln konnte, dem dürfte klar sein, dass es hierfür keine einfache Lösung von der Stange gibt. Auch die Motorisierung einiger Anbieter ist nicht präzise genug oder lässt die für meine Bedürfnisse erforderliche Stabilität vermissen. Selbst Produkte aus dem Hoch-Preis-Segment lassen oft nicht alle Wünsche in Erfüllung gehen bzw. sind finanziell, zumindest für mich, nicht mehr erschwinglich.
2 Lagerring
VdS-Journal Nr. 33
Als ich gerade überlegte, welche Schrittmotoren zum Einsatz kommen könnten, entdeckte ich das fertige Modul QuasarScope-Control (QSC), welches meine Problematik exakt lösen kann [3]. Dort arbeitet man nicht mit Schrittmotoren, sondern liefert dem Kunden eine fertige
3 Oben: Erste mechanische Prüfung
4 Mitte: Test mit manueller
Verstellung
5 Unten: Eingebaute Welle
mit Motor
Steuerung mit passendem Motor auf Servo-Basis. Da ich am Teleskop genügend Backfokus (Abstand von der letzten Korrektorlinse bis zum Fokus) besaß, spielte die endgültige Baulänge nur eine Nebenrolle, ich konnte die Vorteile eines Servomotors nicht von der Hand weisen. Herr Thomas Heinle, der Inhaber von QuasarAstrotech, überzeugte mich von den Vorteilen gegenüber der Schrittmotortechnik und unterstütze mich gleichzeitig mit Lösungsansätzen zur mechanischen Machbarkeit. Die von dort stammenden Vorschläge zur Verwendung von Linearlagern und Kugelumlaufspindeln erschienen mir jedoch in der Umsetzung zu schwierig, nach einigen Misserfolgen stellte ich Versuche in dieser Richtung ein, die erforderliche Genauigkeit sowie die Materialkosten waren einfach zu hoch.
Vor einigen Jahren hatte ich schon einmal einen Auszug nach dem CrayfordPrinzip gebaut. Nun kam mir die Idee, einfach zwei unabhängige Lagerringe mit jeweils drei Kugellagern im Abstand von 120 Grad anzuordnen. Der maximal mögliche Hub liegt bei etwa 11,6 mm. Die Anordnung der Lager sollte in Längsrichtung sein, so dass ein beliebiges Auszugsrohr problemlos und spielfrei hin- und her bewegt werden kann. Dabei sollten beide Lagerringe so weit wie möglich voneinander entfernt liegen, damit auch unter Last keinerlei Shifting auftreten kann. Damit genügend Stabilität vorhanden ist, wurden verchromte 10 mm Rundstahlstangen auf 0,01 mm genau abgedreht, welche übrigens aus einem alten Flachbrett-Scanner stammten. Die Baulänge muss ja mindestens der Länge des Servomotors inklusive Zahnrad entsprechen. Für einen ersten Stabilitätstest am Teleskop wurde ein manuelles Handrad verbaut.
Als Nächstes wurde der Motor aus dem QSC-Bausatz mit einer Wunschuntersetzung von 152:1 eingepasst. Die Zahnrä-
Astrofotografie
69
70
Astrofotografie
VdS-Journal Nr. 33
6 Oben: Endmontage
7 Links Oben: Angebaute Atik
16HR mit Filterrad FR03 (G. Neumann) und OAG
8 Links Mitte: RC mit neuem OAZ
auf einer ALT-5 HarmonicDrive
9 Links Unten: Während der Mon-
tage bei E. Alt
der werden von der Fa. Mädler vertrieben [4] und sind aus Kunststoff bzw. Aluminium. Die in der Abbildung 5 sichtbare Welle M10 x 0,75 mm wurde ebenfalls auf meiner Drehbank hergestellt. Der Motor wird mittels angefertigter Spannzange in Position gehalten und auf der Gegenseite mit einem exzentrisch angeordneten Messingbolzen stabilisiert.
Mittlerweile ist auch das Gehäuserohr fertig. Die Wandstärke liegt bei etwa 4 mm und der Außendurchmesser bei 128 mm. Der minimale Durchlass am OAZ beträgt 45 mm bei einer Wandstärke von ebenfalls 4 mm. Die optisch wirksame Gesamtbaulänge beträgt etwas mehr als 90 mm. Kameraseitig ist ein Gewinde M48 x 0,75 mm vorhanden, mit passendem Zwischenstück für den ebenfalls im Selbstbau gefertigten Off-Axis-Guider (OAG) [5]. Für einen sicheren Betrieb musste das Gerät zunächst ohne Gehäuserohr eingestellt werden. Wenn alles läuft, wird der Seitendeckel der Zahnradseite entfernt und das fehlende Rohr eingeschoben, anschließend wird die Abdeckung wieder in die Passung gesteckt und sitzt tadellos. Eine abschließende Korrektur der Riemenspannung kann durch Verdrehen der Madenschrauben erfolgen.
Astrofotografie
71
Eine während des Betriebes angebaute Messuhr zeigte ein Umkehrspiel von unter 1/100 mm an, so dass dieser Umstand nicht in die Berechnungen einfließen muss. Es kann nun während der Belichtung ohne Shifting fokussiert werden. Die zusätzliche Funktion FDC (Fokus Drift Compensation) der QSC-Software erlaubt auch einen automatischen Ausgleich der Fokusdrift bei Änderung der Außentemperatur. Das Getriebe in Verbindung mit der zusätzlichen Untersetzung durch Spindel und Zahnräder hatte bisher immer ausreichende Durchzugskraft. Während des Probebetriebes stellte ich kleine Softwarefehler fest, die aber mittlerweile tadellos durch die Fa. Quasar-Astrotech beseitigt wurden. Herr Heinle ging sogar noch einen Schritt weiter und ergänzte die Software um weitere Funktionen nach meinen Wünschen. Natürlich handelt es sich hier nur um ein Versuchsmodell mit einem relativ kleinen OAZ-Innendurchmesser. Da sich auch Eckhard Alt für diese Art Fokussierung interessiert, hatte ich im Juli 2009 die Möglichkeit, das neue Gerät einmal am 16-zölligen RC zu testen. Eckhard Alt hat mich gebeten, einen weiteren OAZ mit großem Gewinde M68 x 1 mm zu konstruieren, die Messingbol-
zen durch echte Kugellager zu ersetzen und für noch mehr Hub zu sorgen, damit der Einsatzbereich auch bei anderen Fangspiegelzellen ausreicht. Mittlerweile haben wir Oktober und der neue SFOK68 ist am RC von Eckhard Alt im Einsatz, mehr dazu in einem der nächsten Hefte...
Literaturhinweise [1] http://freenet-homepage.de/eckhard.
alt [2] http://de.wikipedia.org/wiki/
10 OAZ mit einer SBIG ST-8E
Okularauszug [3] QSC von Quasar-Astrotech®:
www.quasar-astrotech.de [4] Fa. Maedler: www.maedler.de [5] http://de.wikipedia.org/wiki/Off-
Axis-Guider Weitere Infos als Online-Bildbericht unter: http://astromaster.as.ohost.de/ servooaz/servooaz.htm
Mond-Mosaikbilder mit der DMK
von Manfred Wolf
12 Jahre ist es nun schon her, als ich das Terrain der Astrofotografie betrat. Die Fortschritte und Neuerungen waren in diesem Zeitraum gewaltig. Im Rahmen meiner finanziellen Möglichkeiten konnten einige dieser Neuerungen auch bei mir immer wieder Einzug halten. Tatsächlich ist die im Einsatz befindliche Optik, ein Celestron 11, mittlerweile das dienstälteste Teil meiner Astro-Ausrüstung. In dieser Zeit kristallisierte sich schließlich die Mondfotografie immer deutlicher als ,,mein Ding" heraus. Die
1 Diese Ansicht von Montes Jura
entstand am 15.08.2009 in der Morgendämmerung mit C11, Brennweite mit FFC 2-fach verlängert, DMK31AF03.AS mit vorgeschraubtem Rotfilter, Belichtungszeit 1/30 s, 30 Bilder/s, gestackt mit AviStack 1.80.
2 Die Aufnahme der Gebietes Birt-
Maginus entstand am 03.04.2009 bei fortgeschrittener Abenddämmerung mit C11, Brennweite mit FFC 2-fach verlängert, DMK31AF03.AS mit vorgeschraubtem Gelbfilter, Belichtungszeit 1/30 s, 30 Bilder/s, gestackt mit AviStack 1.80.
Astrofotografie
73
3 Diese Zusatzabbildung konnte sich der FG-Redakteur nicht verkneifen. Der
Ausschnitt aus Abb. 2 zeigt, was an Details im Bild steckt. Sohlenkrater von 0,5 Bogensekunden Ausdehnung sind deutlich auszumachen.
Planetenfotografie konnte zwar schon verbessert werden, aber so richtig im Griff habe ich eigentlich noch nicht. In der digitalen Deep-Sky-Fotografie zähle ich mich noch zu den absoluten Frischlingen, da erziele ich nur mühselig Fortschritte. Doch die Ergebnisse, die ich in der Mondfotografie zu erzielen vermochte, machen das eine oder andere Manko immer wieder mehr als wett.
Ganz nebenbei sei aber noch erwähnt, dass mein C11 nicht gerade über die optimale Qualität der optischen Elemente verfügt. Zwei neue Anschaffungen eröffneten mir dennoch ganz neue Möglichkeiten, das Maximum aus meiner Optik herauszuholen. Da wäre zum einen die neue Generation der WebCam, eine monochrome DMK 31 von The Imaging Source. Das zweite ist eine neue Software zur Verarbeitung von Mondvideos, sie heißt AviStack, kommt von Michael
Theusner und ist, unglaublich aber wahr, eine Freeware!
Die monochrome DMK 31 besticht nicht nur durch ihren deutlich größeren Chip mit 1024 x 768 Pixeln, sondern vor allem durch ihr Tempo. Mit bis zu 30 unkomprimierten Bildern pro Sekunde gibt sie so richtig Gas. Der Vergleich mit einer klassischen WebCam, einer ToUCam von Phillips beispielsweise, offenbart eine weitere Stärke. Eine gewaltige Steigerung der Auflösung feiner Strukturen bei angenehm moderat erforderlichem Öffnungsverhältnis 1:20. Schuld ist hier nicht nur die Pixelgröße, sondern vor allem die fehlende Bayer-Maske. Diese ist zwar äußerst bequem für die Gewinnung von Farbaufnahmen (Single-Shots), allerdings opfern wir dafür leider Auflösungsvermögen, Bildschärfe und Lichtempfindlichkeit - wichtige Kriterien eigentlich für hoch aufgelöste Mondbilder.
Die Ansteuerung der DMK erfolgt durch die mitgelieferte Software IC Capture 2.0, die sich nach kurzer Einarbeitung als sehr benutzerfreundlich erweist. So kann ich sogar während der Aufnahme in die Regler eingreifen, was ich bis jetzt bei Giotto vermisste. Lediglich eine feinere Abstufung bei der Bilderrate würde ich mir wünschen, auch sollte bei der Vergabe der Reglerwerte eine Norm eingehalten werden.
Haben wir dann ein paar Videostreams inklusive dazugehöriger Flats im Kasten, dann geht die Arbeit erst richtig los. Nun wird eine Software benötigt, die in der Lage ist, aus den Videostreams mit hunderten oder tausenden Einzelbildern die besten herauszufiltern, perfekt auszurichten und zum Endergebnis zu stacken. Das Stacken, eine gemittelte Addition der besten Bilder, oder besser noch Bildsegmenten, führt zu einer enormen Reduzierung des Rauschens im Verhältnis zum erwünschten Nutzsignal. Das unvermeidliche Rauschen reduziert sich etwa um den Wurzelbetrag aus der Zahl der verwendeten Bilder. Bei 400
VdS-Journal Nr. 33
74
Astrofotografie
verwendeten Bildern reduziert sich das Rauschen also um den Faktor 20. Erst dadurch ist es möglich, mittels vernünftiger Schärfung kleinste Details sichtbar zu machen. Bei einem Einzelbild würde unser Schärfen sofort dazu führen, dass kleine Details im Rauschen untergehen. Bisher überließ ich diese Arbeit immer RegiStax 4, doch in Zukunft wird AviStack diesen Platz einnehmen. Nach anfänglich gescheuter Einarbeitung staunte ich nicht schlecht, was diese neue Software aus den Aufnahmen noch rauszuholen vermochte. Zwar verfügt RegiStax 4 zur exakteren Ausrichtung über das so genannte Multipointalignment, jedoch geriet diese bei mir ständig ins Stocken, was ich mit AviStack bis jetzt noch nicht erleben musste. AviStack läuft absolut
stabil und zieht die Arbeit anstandslos durch. Auch empfinde ich die Anwendung als wesentlich unkomplizierter und benutzerfreundlicher. Mit dem Einsatz von hunderten bis eigentlich unnötigen tausenden Ausrichtfeldern gelingt es AviStack wirklich bravourös, seeingbedingte Verzerrungen zu eliminieren. Das Selektieren, Ausrichten und Stacken erfolgt wesentlich exakter, was letztlich zu einem besseren Endergebnis führt. Der Gewinn an Detailwiedergabe über die gesamte Bildfläche ist mehr als deutlich wahrnehmbar.
Die weitere Verarbeitung zum Großmosaik erfolgt ab hier wie gewohnt. Die als Fits-Datei abgespeicherten Endergebnisse von AviStack schärfe ich persönlich
weiterhin gerne mit den Waveletfiltern von RegiStax 4. Dann werden die Ränder beschnitten und die Einzelteile mit der Software iMerge zu einem großflächigen Mosaik zusammengesetzt. Abschließend erfolgt noch mittels Photoshop die notwendige Tonwertkorrektur, den Schattenwürfen verpasse ich eine Weichzeichnung und an der Oberfläche nehme ich noch eine unscharfe Maskierung vor, soweit das geht. Eine große Hilfe war mir auch das Tutorial zur Erstellung hoch aufgelöster Mondaufnahmen von Peter Wellmann [1].
Literaturhinweis [1] P. Wellmann: http://www.gym-
vaterstetten.de/faecher/astro/Fotografie/MondfotografieTutorial.htm
M 17 - mein erster Projekterfolg
von Thorsten Zilch
Zum Jahreswechsel 2008/2009 habe ich in Form eines Selbstbau-Projektes meinen kleinen Reise-APO-Refraktor mit 80 mm Öffnung fertig gestellt. Am 18.8.2009 hatte ich, weil es nun vom neuen Balkon besser möglich ist, den Schützen im Visier. Dabei ist mir sehr schnell aufgefallen, dass M 17 trotz meines ungünstigen Wohnorts Dortmund im Ruhrgebiet und tiefer Deklination des Objekts sehr wohl ein lohnendes Objekt sein kann. Zudem passte M 17 einfach schön in das Gesichtsfeld der neuen Brennweite von 560 mm. Als CCDKamera diente mir eine ATIK 16HR, belichtet wurde in den Farbkanälen R, G und B jeweils 6 x 5 Minuten in der Zeit nach 20 Uhr.
Seit dem Tag der Astrofotografen 2007 in Recklinghausen [1] steht bei mir und meinen eigenen Fotos das Thema G2-SternKalibration [2] ganz weit oben, und die Motive werden entsprechend berücksichtigt. M 17 bereitete mir hiermit zunächst Probleme, denn der zuletzt aufgenommene Blaukanal hatte den größten extinktionsbedingten Einfluss und die größte Himmelsaufhellung kurz vor Untergang im Südwesten. Aber gerade dieses Bild hat mir letztlich geholfen, eine persönliche Routine zu entwickeln, die auch bei Objekten angewendet werden kann, die nicht durch große Störeinflüsse in der RGBInformation gänzlich verschoben sind. Weitere Programmieransätze können nun verfeinert werden.
1 Aufnahme des Omega-Nebels, Daten siehe Text.
VdS-Journal Nr. 33
Literaturhinweise [1] P. Riepe, 2008: ,,Neues aus der FG Astrofotografie",
VdS-Journal für Astronomie 25, 40 [2] H- Tomsik, P. Riepe, 2008: ,,Farbkalibration einer CCD-
Aufnahme mit Hilfe von G2-Sternen", VdS-Journal für Astronomie 25, 57
Astrofotografie
75
1 Mit einem 130 mm Refraktor As-
tro-Physics EDF-S (f/6) und einer SBIG STL-11000M plus Baader-Filtersatz nahm Bernd Koch am 13. Oktober 2009 die Dreiecksgalaxie M 33 auf. Belichtet wurde L = 10 x 5 min, RGB jeweils 5 x 5 min. Aufnahmeort: Sörth/Westerwald.
Messier 33, die große Dreiecksgalaxie
von Peter Riepe
M 33 ist die wohl bekannteste Spiralgalaxie des Sternbilds Triangulum (Dreieck). Sie bildet mit dem Andromedanebel M 31 und unserer Milchstraße das ,,Dreigestirn" an großen Galaxien der Lokalen Gruppe. Charles Messier entdeckte M 33 im Jahre 1764 und beschrieb sie als gleichförmig weiß. Im Gegensatz dazu bemerkte Lord Rosse bei Beobachtungen mit dem 72 Zoll Reflektor auf Birr Castle in Irland eine S-förmige Gestalt, deren Arme ihm voll von knotigen Details erschienen. Damit war Rosse vermutlich der erste Beobachter, der die Spiralstruktur erkannte. Heute wird M 33 als ScSpirale klassifiziert.
Die Dreiecksgalaxie hat eine Ausdehnung von ca. 62' x 39'. Bei einer scheinbaren visuellen Gesamthelligkeit von 5,7 mag sollte sie einfach zu erspähen sein, oder? Nein, denn ihre mittlere Flächenhelligkeit liegt bei etwa 23 Größenklassen pro Quadratbogensekunde. Damit bleibt sie für visuelle Beobachtungen ohne optische Hilfsmittel schwierig. Man benötigt
für ihre Beobachtung in der Regel mindestens ein Fernglas und außerdem einen recht dunklen Himmel.
Die Koordinaten (2000.0) von M 33 betragen Rektasz. = 01h 33,9m, Dekl. = +30 Grad 39'. Nach Schätzungen aus Cepheidenhelligkeiten ist sie etwa 2,7 Millionen Lj entfernt [1], mit Hilfe der hellsten Roten Riesen ergeben sich ungefähr 3 Millionen Lj [2]. Daraus errechnet sich ein echter Galaxiendurchmesser von knapp 50.000 Lj. M 33 lässt sich wegen ihrer relativen Nähe und wegen der nahezu ,,face on" -Draufsicht fotografisch sehr leicht in Einzelsterne auflösen. Dies gelang einigen Astronomen bereits vor dem Jahre 1900, ganz sicher aber Ritchey im Jahre 1910. Und dennoch erriet damals niemand die wahre Natur der Galaxie. Erst 1926 wurde M 33 von Hubble als ein stellares System beschrieben [3]. Eine ausgedehnte, moderne Untersuchung der Einzelsterne stammt von [4]. Dabei bestand das Hauptproblem darin, die Sterne in M 33 von schwachen Sternen unserer
eigenen Milchstraße zu unterscheiden. Der hellste blaue Stern in M 33 hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 15,25 mag. Die Mehrzahl heller blauer Sterne in Assoziationen liegt zwischen 16 und 19 mag. Der hellste Rote Überriese kommt auf 16,5 mag. Einen Eindruck über die für Amateure erreichbaren Einzelsterne bekommt man in der Abbildung 8.
M 33 hat von ihrer Struktur her Ähnlichkeit mit der Spiralgalaxie NGC 2403 im Sternbild Camelopardalis. Was ihre Farbe betrifft, so ist sie blauer als der Andromedanebel, ein Zeichen für viele junge, neu entstandene Sterne und Assoziationen. Dies wird durch einen mittleren Farbindex von B-V = 0,55 mag untermauert [5]. Schauen wir uns die hier abgebildeten Amateur-Aufnahmen an (Abb. 1 bis 8), so wird klar: Der Galaxienkern hat einen ,,warmen" Farbton, der wegen der unterschiedlichen Bildbearbeitung auch unterschiedlich ausfällt. Kritisch könnte man fragen, ob denn auch überall ein korrekter Weißabgleich stattgefunden
VdS-Journal Nr. 33
76
Astrofotografie
Astrofotografie
77
3 Michael Deger setzte einen 4,5 Zoll Newton mit f =
440 mm auf Vixen New Atlux ein. Mit einer SBIG ST-2000XM plus SBIG LRGB-Filtern wurde belichtet: L = 48 x 5 min, RGB jeweils 6 x 5 min. Die Aufnahme datiert vom 28./29.09.2008, Aufnahmeort war Erdweg/Bayern.
4 Einen Takahashi-Refraktor FS102 NSV benutzte Mark
Hellweg, um M 33 mit einer Canon EOS 20Da bei ISO 800 in 10 Einzelbildern zu je 8 Minuten Belichtungszeit abzubilden. Als Montierung diente eine Losmandy G11. Nachgeführt wurde über einen Zusatzrefraktor Vixen ED81 + 2x Barlowlinse mittels Webcam-Autoguiding.
hat. Eines wird auf allen Bildern deutlich: Die groben Spiralarme sind von auffälligen Sternassoziationen gebildet, die dicht mit leuchtkräftigen, blauen Sternen bevölkert sind. Hier hat ohne Zweifel vor wenigen Millionen Jahren eine kräftige Sternbildung stattgefunden. Farbenhelligkeitsdiagramme demonst-
2 Bad Schwartau war der Stand-
ort, von dem aus Dirk Bautzmann am 19.09.2009 mit einem Refraktor TEC140ED und einer SBIG STL-11000M die Dreiecksgalaxie aufnahm. Als Montierung wurde eine Losmandy Titan 50 benutzt. Dazu kam der LRGB-Filtersatz von Baader zum Einsatz. Belichtet wurde L: 11 x 360 s und RGB jeweils 6 x 500 s.
rieren, dass die Assoziationen zwischen 4 bis 6 Millionen Jahre alt sind [4]. Auf gut Deutsch heißt das: Vor 6 Millionen Jahren sah M 33 im Vergleich zu heute völlig anders aus, die hellen Assoziationen waren noch nicht vorhanden. Deshalb muss M 33 damals erheblich lichtschwächer gewesen sein als heute. Dass sich die letzte Sternentstehung vor relativ kurzer Zeit abspielte, wird auch durch die vielen roten HII-Regionen belegt, die sich entlang der Spiralarme ziehen. Vor 6 Millionen Jahren gab es sie auch noch nicht! Die Staubverteilung indessen kann nicht dazu herangezogen werden, die Spiralstruktur zu definieren. In einer der nächsten Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie wird über die HII-Regionen und weitere Details in M 33 berichtet.
Literaturhinweise [1] T.D. Kinman et al., 1987: "Variable
stars in local group galaxies. I. M 33", Astron. J. 93, 833 [2] M. Kim et al., 2002: "Determination of the distance to M33 based on the tip of the red giant branch and the red clump", Astron. J. 123, 244 [3] E. Hubble, 1926: "A Spiral Nebula as a Stellar System M33", Astrophys. J. 63, 236 [4] R.M. Humphreys, A. Sandage, 1980: "On the Stellar Content and Structure of the Spiral Galaxy M33", Astrophys. J. Suppl. Ser. 44, 319 [5] A. Hirshfeld, R.W. Sinnot, 1985: "Sky Catalogue 2000, Vol. 2", Sky Publishing, Cambridge
VdS-Journal Nr. 33
78
Astrofotografie
5 Bruno Mattern verwendete
einen 12 Zoll ACF von Meade und eine Canon EOS 20Da, die an einem Giant Easy Guider saß, Brennweite 2.000 mm. Belichtet wurde 4 x 8 min, nachgeführt über eine SBIG ST-2000Xm (Imager-Chip) am Giant Easy Guider.
6 Einen Takahashi-Refraktor
TOA-150 mit Bildfeldebnung (FF67, macht f = 1090 mm) auf einer Montierung EM-400 verwendete Hartmut Bornemann. Die Nachführung geschah über ein Takahashi FS-60 (355 mm, f/5,9) und eine ST-402ME. Mit seiner SBIG ST-2000XM nach Fokussierung mit RoboFocus wurde folgendermaßen belichtet: L = 20 x 5 Minuten ohne Binning, RGB je 7 x 5 Minuten (2x2Binning). Flatfields wurden auch für alle Filter gemacht (jeweils 12 Stück).
VdS-Journal Nr. 33
Astrofotografie
79
7 Diese Aufnahme von Jürgen Stein entstand in Hofheim an einem 250 mm Newton bei 1.200 mm Brennweite. Belichtet
wurde mit einer SBIG ST-2000XM insgesamt 290 Minuten (LRGB: 15 x 10 min, 12 x 5 min, 7 x 5 min, 9 x 5 min).
VdS-Journal Nr. 33
80
Astrofotografie
8 Von Sömmerda aus nahm Knut
Schäffner M 33 mit einem 12-Zöller (ASA f/3,6) auf. Das Teleskop steht auf einer Montierung DDM85. Alle Aufnahmen erfolgten ohne Nachführkorrektur. Belichtet wurde: H-Alpha 3 x 10 min, L 17 x 5 min, RGB je 10 x 5 min.
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.
VdS-Journal Nr. 33
NUTZEN SIE IHRE VORTEILE ALS VDS-MITGLIED
*Preise inkl. Inlandsversand und MwSt. Wissenschaft aus erster Hand
... UND ABONNIEREN SIE ZU BESONDERS GÜNSTIGEN KONDITIONEN! Sterne und Weltraum (12 Ausgaben) für nur 66,-*. Sie sparen fast 20,- gegenüber dem Normalabo. Schüler, Studenten, Azubis, Wehr- und Zivildienstleistende zahlen auf Nachweis nur 53,-.
BESTELLEN SIE NOCH HEUTE ÜBER DIE VDSGESCHÄFTSSTELLE!
Sterne und Weltraum entsteht in enger Kooperation mit dem Max-Planck-Institut für Astronomie. Sie erhalten tiefe Einblicke in die aktuellsten nationalen und internationalen Forschungsprojekte: kompetent, authentisch, verständlich. Raumfahrt, Satelliten und Planetensonden sind ein weiterer Schwerpunkt der Berichterstattung. Schauen Sie führenden Wissenschaftlern über die Schulter und erfahren Sie alles über ihre neuesten Erkenntnisse aus erster Hand.
www.astronomie-heute.de
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH | Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg | Tel. 06221 9126-743 | Fax 06221 9126-751 | service@spektrum.com
82
Atmosphärische Erscheinungen
Erneut Vulkanaerosolwolken
über Mitteleuropa
von Claudia Hinz
Seit Anfang Juli 2009 gibt es über Deutschland wieder auffällige Dämmerungserscheinungen, anfangs mit zarten Wolkenstrukturen, später als intensives Purpurlicht - ähnlich wie es im letzten Jahr nach dem Ausbruch des Vulkans Kasatochi zu beobachten war. Diesmal war ein Vulkan nur ein paar tausend Kilometer südwestlich des Kasatochi, zwischen Kamtschatka und Japan der Verursacher. Am 12.06.2009 brach am nordwestlichen Ende der Matua-Insel der Sarychev Peak, einer der aktivsten Vulkane der Kurilen-Inseln aus. Das von der Internationalen Raumstation ISS auf-
1 Ausbruch des Vulkans Sarychev,
aufgenommen von der ISS (Quelle: NASA)
2 Unten: Rückstreuverhältnis
zwischen Gesamtrückstreuung (= Luft + Aerosol) und Rückstreuung nur von Luft aus Lidarmessungen bei 353 nm Wellenlänge am Hohenpeißenberg. Das Rückstreuverhältnis ist ein gutes Maß für den Aerosolgehalt. (Quelle: Deutscher Wetterdienst, Meteorologisches Observatorium Hohenpeißenberg)
VdS-Journal Nr. 33
3 Oben: Grün: Vorwärts-Trajektorie einer Luftmasse, die am 13.06. 00:00 UTC
über dem Vulkan Sarychev in 15 km Höhe gestartet wurde. Die kleinen Kreise geben den Ort jeweils um 00:00 UTC an. Rot: Rückwärts-Trajektorie mit Ankunft über Hohenpeißenberg am 15.7. 20:00 UTC in 22 km Höhe, d. h. zur Zeit der Lidarmessung aus Abb. 3. Blaugrau: Bodenspur der CA-LIPSO Lidar-Satelliten-Messungen, Blau: Bereiche, in denen CALIPSO Sarychev Aerosole registriert hat. (Quelle: Deutscher Wetterdienst, Meteorologisches Observatorium Hohenpeißenberg)
Atmosphärische Erscheinungen
83
4 13.07.2009 - Aerosolwolken und Crepuscularstrahlen (Foto: Björn Hamann)
5 13.07.2009 - Detailansicht der nach Sonnenuntergang angeleuchteten Aerosolwolken (Foto: Reinhard Nitze)
6 15.07.2009 - charakteristische Crepuscularstrahlen im Kreis Heinsberg (Foto: Silvia Aretz)
VdS-Journal Nr. 33
84
Atmosphärische Erscheinungen
VdS-Journal Nr. 33
genommene Bild der NASA zeigt diesen Ausbruch sehr eindrucksvoll. Seine Asche wurde 20 km in die Höhe geschleudert. Nur wenige Stunden nach dem Ausbruch bedeckte die Schwefeldioxidwolke des Vulkans bereits eine Fläche von 2.407 km Breite und 926 km Länge über der Insel.
In den darauf folgenden Wochen breitete sich das Aerosol über die Nordhalbkugel aus. SO2 wurde zu SO3 oxidiert und in Schwefelsäuretröpfchen umgewandelt. Lidarmessungen zeigen, dass die stratosphärische Ausbreitung in verschiedenen Schichten geschah, in Mitteleuropa z. B. in 12, 15, 18 und 22 km Höhe. Interessant ist, dass die Schichten in 12 bis 18 km mit Westwinden über Alaska, Kanada, und den Atlantik zu uns gekommen sind, während die Schicht in 22 km Höhe mit stratosphärischen Ostwinden über Asien (Russland/China) zu uns transportiert wurde (Abb. 2). Das Vulkanaerosol ist also einmal westwärts und einmal ostwärts um die halbe Erde gewandert, und hat sich dann bei uns wieder getroffen.
Ende August / Anfang September nahmen die per Lidar bei der Wellenlänge 353 nm gemessenen aerosol-optischen Dicken für die Stratosphäre wieder zu und haben kurze Zeit später das Dreifache des Normalwertes ohne Vulkanasche erreicht. Die Dämmerungen präsentieren sich auch jetzt noch (Mitte Oktober) mit intensivem Purpurlicht und wunderbaren Dämmerungsstrahlen.
An dieser Stelle noch ein herzliches Dankeschön an Wolfgang Steinbrecht und Ulf Köhler vom Observatorium Hohenpeißenberg für die Bereitstellung von Infos und Daten!
7 19.08.2009 - Entwicklung des
Purpurlichtes im 30-min-Intervall, von oben nach unten (Fotos: M. Großmann)
Atmosphärische Erscheinungen
85
8 20.08.2009 - Purpurlicht vom Hochwald in Richtung Lausche/Zittauer Gebirge (Foto: Wolfgang Hinz)
9 31.08.2009 - Bis zum Zenit reichendes Purpurlicht
nach Sonnenuntergang, aufgenommen auf dem
Wendelstein (1.838 m) (Foto: Claudia Hinz)
10 06.09.2009 - auffällige Crepuscularstrahlen ca. 15 min
nach Sonnenuntergang auf dem Wendelstein (1.838 m) (Foto: Claudia Hinz)
11 12.09.2009 - leicht strahlenförmiges Purpurlicht (Foto: Michael Großmann)
VdS-Journal Nr. 33
86 Dark Sky
12 03.10.2009 - Crepuscularstrahlen im Inntal (Foto: Claudia Hinz)
Adressen der Autoren und Bildautoren: Autor: - Claudia Hinz,
Bräuhausgasse 12, 83098 Brannenburg
Bildautoren: - Claudia und Wolfgang Hinz,
Bräuhausgasse 12, 83098 Brannenburg - Björn Hamann - Reinhard Nitze,
Heinrichstr. 11, 30890 Barsinghausen - Silvia Aretz,
Grebbenerstraße 77, 52525 Heinsberg - Michael Großmann,
Große Brunnenstraße 18, 75236 Kämpfelbach
13 04.10.2009 - Intensives gelb-orangefarbenes Purpurlicht auf dem Wendelstein (1.838 m) (Foto: Claudia Hinz)
Neues aus der Fachgruppe Dark Sky
von Andreas Hänel
Lichtverschmutzung war im Internationalen Jahr der Astronomie eines der großen Schwerpunktthemen - auch in Deutschland. Und obwohl eine finanzielle Förderung fehlte, konnten viele Dinge realisiert werden.
Wie angekündigt hat die Fachgruppe eine Plakatreihe zu dem Thema erstellt, die alle Interessierten als Dateien im Format DIN A3 oder DIN A1 von der Internetseite der Fachgruppe herunterladen können. Diese Dateien können dann auf einem entsprechenden Drucker oder in einem Copyshop ausgedruckt werden. Erstellt wurden sie vom Autor, wobei das Layout und die Korrekturen von Guido Wortmann vorgenommen wurden (Abb. 1). Auch eine selbst ablaufende Power-
VdS-Journal Nr. 33
point-Präsentation wurde zusammengestellt, die beispielsweise von Volkssternwarten oder Naturschutzorganisationen für Vorträge genutzt werden kann. Die Betreuung der Internetseite wurde weiterhin dankenswerterweise von Guido übernommen [1].
Das Fachgruppentreffen fand traditionsgemäß während des ATT in Essen statt, die Beteiligung hätte allerdings etwas reger sein können. Bei der Ausleihe der SQM-Messgeräte gab es Engpässe, einerseits wegen der großen Nachfrage, andererseits aber auch deshalb, dass die Ausleihzeiten länger als die geplante Monatsperiode sind. Dies mag an dem chronisch schlechten Wetter, vielleicht aber auch an unterschiedlichsten Grün-
den bei den Leihnehmern liegen. Die Rückmeldungen der Messungen erfolgen teilweise sehr schleppend, einige sind noch gar nicht erfolgt.
Andererseits gibt es erfreulicherweise auch Sternfreunde, die immer wieder Messungen mit ihren privaten Geräten an die Fachgruppe liefern. Die Messungen sollen in der Yahoogruppe ,,darkskyde" der Fachgruppe nach einer ersten Aufbereitung zur Verfügung gestellt werden. Dankenswerterweise hat der VdS-Vorstand zwei weitere Geräte angeschafft, so dass sich die Wartezeit auf ein Leihgerät in Zukunft hoffentlich verkürzen wird. Ein zusätzliches Gerät wurde von der Darksky Awareness Gruppe aus den USA gespendet, das vor allem zur Arbeit mit Schulklassen eingesetzt wird.
Dark Sky 87
Lichtverschmutzung in der Politik Die Petition von Roy Hengst, der ein Gesetz gegen die Lichtverschmutzung forderte, wurde inzwischen abgeschlossen, sie wurde immerhin an das Bundesministerium für Umweltschutz, Naturschutz und Reaktorsicherheit sowie die Fraktionen verwiesen. Als Folge dessen findet inzwischen das Thema Lichtverschmutzung auch bei Politikern immer mehr Gehör. VdS-Mitglied Peter Hettlich, der in der vergangenen Legislaturperiode noch Bundestagsabgeordneter von Bündnis 90/Grünen gewesen ist, hatte im April 2009 zu einem Fachgespräch über Lichtverschmutzung Vertreter unterschiedlicher Fachdisziplinen eingeladen, ein Bericht über das Treffen mit einigen der Vorträge ist auf seiner Homepage zu finden [2].
Fast gleichzeitig haben die forschungspolitischen Sprecher der CDU/CSULandtagsfraktionen eine Resolution zur Reduzierung der Lichtverschmutzung verabschiedet. Dabei wurden Forderungen gestellt, die sehr weitgehend sind, zu finden unter [3]. Und im niedersächsischen Landtag gab es gleich zwei Anfragen von CDU-Politikern zur Lichtverschmutzung, wobei die Antworten des Umweltministeriums ziemlich wenige Informationen gaben.
Zudem formiert sich in Berlin gerade ein Verbund von Forschungsinstituten, die den ,,Verlust der Nacht" (so der Name des Forschungsverbundes) interdisziplinär wissenschaftlich untersuchen wollen. Neben Biologen, Gewässerkundlern, Soziologen, Beleuchtungsfachleuten, Medizinern ist als Astronom auch Dr. Axel Schwope vom Astrophysikalischen Institut Potsdam daran beteiligt. Noch im Jahre 2009 erschien dazu eine Broschüre in der Reihe ,,Zwischenruf", die bei der Leibniz-Gesellschaft kostenlos angefordert werden kann [4].
Auf dem Weg zum Fachgespräch von Bündnis 90/Die Grünen konnte ich noch eine der dunkelsten Nächte im Naturpark Westhavelland erleben. Kaum zu glauben, aber hier, 70 km vor Berlin, ist der Himmel fast so dunkel wie in den dunkelsten Alpenregionen und es konnte eine Himmelshintergrundshelligkeit von 21,78 mag/arcsec2 gemessen werden (Abb. 2). Die Dunkelheit solcher Regio-
1 Eines der Poster, die die Fachgruppe auf ihrer Internetseite zum
Herunterladen anbietet
nen muss für die Zukunft erhalten bleiben, dass es auch in Deutschland noch einen natürlich dunklen Himmel zu erleben gibt.
Lichtverschmutzung international Daher ist die Fachgruppe auch international eingebunden in die Starlight Initiative, die vom Astrophysikalischen
Institut der Kanarischen Inseln und der spanischen Unesco initiiert wurde. Ziel soll es sein, Gebiete mit dunklem Sternhimmel im Rahmen von Starlight Reservaten zu schützen. Zu diesem Zweck wurde im März 2009 auf von der dortigen Inselregierung geförderten Workshop in Fuerteventura Kriterien für solche Reservate entwickelt [5]. Die Insel
VdS-Journal Nr. 33
88 Dark Sky
2 Im Naturpark Westhavelland ist
der Himmel fast noch natürlich dunkel - nur der Osthorizont wird von der Lichtglocke des 70 km entfernten Berlin dominiert.
Fuerteventura möchte Teile der Insel zu solchen Starlight Reservaten erklären, dazu soll die Beleuchtung angepasst und es sollen dunkle Gebiete der Insel für die Beobachtung des Sternenhimmels eingerichtet werden. Außerdem ist geplant, durch Aufzucht Meeresschildkröten wieder einen abgelegenen Strandabschnitt zur Fortpflanzung anzubieten, wobei es wichtig ist, dass dieser nicht durch künstliches Licht beeinträchtigt wird.
Im Herbst fand das 9. Europäische Symposium zum Schutz des Nachthimmels im nordirischen Armagh statt, veranstaltet von der irischen astronomischen Gesellschaft, der Sternwarte von Armagh und der International Dark Sky Association (IDA) [6]. Hier wurde die Marke ,,Dial4Light" der Stadtwerke Lemgo mit dem ,,Outdoor Lighting Design Award" ausge-
3 Vor dem Austausch der Straßen-
beleuchtung wurden die Hausfassaden in Georgsmarienhütte noch von Pilzleuchten stark aufgehellt, auch in den Gärten störte das Licht bei Beobachtungen (oben). Nach dem Austausch durch Aufsatzleuchten fällt kaum noch Licht auf die Hausfassaden, in den Gärten ist es deutlich dunkler, während es auf der Straße heller geworden ist (unten) - die beiden Aufnahmen sind mit identischen Einstellungen aufgenommen! VdS-Journal Nr. 33
zeichnet. Nachdem im Lemgoer Stadtteil Dörentrup nachts die Beleuchtung aus Energiespargründen abgeschaltet wurde, kam Dieter Grote auf die Idee, die Beleuchtung per Anruf oder SMS für eine Viertelstunde in ausgewählten Straßen auf Bedarf wieder einzuschalten. Seither wird die Beleuchtung in 14 Straßen von 21 bis 6 Uhr abgeschaltet und kann bei Bedarf wieder eingeschaltet werden. Die IDA hält dies für eine gute Idee, die Lichtverschmutzung zu reduzieren, da das Licht nur bei Bedarf eingeschaltet wird [7].
Dark Sky 89
Mit moderner Lichttechnik Lichtverschmutzung reduzieren Wer in einem besiedelten Gebiet einen dunklen Nachthimmel wünscht, wird sicher keine komplette Abschaltung fordern können. Wenn man sich jedoch etwas mit der Technik beschäftigt, kann man durchaus Möglichkeiten für die Schaffung eines dunkleren Himmels erreichen. Wie in vielen Gemeinden sollte auch in meiner die Beleuchtung erneuert werden. Zugzwang schafft hier die EU-Richtlinie, nach der ab 2015 keine Quecksilberdampflampen eingesetzt werden dürfen. Diese waren in unserer Gemeinde in den klassischen Pilzleuchten mit Opalglas mit einer Leistungsaufnahme von 125 W eingebaut. Diese Leuchten gehören nach den Kugelleuchten zu den ineffizientesten, es wird maximal 30 - 40 % des ausgesendeten Lichtes für die Beleuchtung der Straße genutzt (der Wirkungsgrad). Ersetzt werden sollten sie durch Pilzleuchten mit Klarglas und Lamellen, die das Licht besser zum Boden lenken, als Leuchtmittel sollten 2 Leuchtstoffstäbe mit je 18 W eingesetzt werden, von denen einer zwischen 22:30 Uhr und 6:00 Uhr ausgeschaltet werden sollte. Doch da auch diese Leuchten rundherum strahlen, ist ihre Effizienz nur geringfügig größer, worauf ich den verantwortlichen Beleuchtungsingenieur hinwies. Ob dies Ausschlag gebend war, weiß ich nicht, tatsächlich wurden schließlich Mastaufsatzleuchten eingesetzt, die das Licht vorwiegend auf die Straße lenken. Es ist zwar nicht die optimale Lösung mit voll abgeschirmten Leuchten, die kein Licht oberhalb der Horizontalen abstrahlen,
damit wäre beim vorgegebenen großen Mastabstand und der geringen Masthöhe nur eine schlechte Ausleuchtung möglich gewesen. Trotzdem ist es seither in unserem Garten deutlich dunkler geworden, Himmelsbeobachtungen sind besser möglich und in die Zimmer wird nicht mehr soviel Licht gestrahlt. Damit wird die Stadt in Zukunft etwa 70 % an Energie einsparen und unter den Leuchten ist es sogar doppelt so hell (Abb. 3)!
Ein weiteres Thema wird in Zukunft der Einsatz von LED-Leuchten sein, die zwar noch nicht so effizient wie die Natriumdampflampen sind, dafür aber viel länger haltbar. In vielen Städten sind inzwischen Teststrecken mit den Leuchten unterschiedlichster Hersteller aufgebaut worden. Mehrere davon wurden inzwischen von mir in Augenschein genommen, wobei vor allem auf die Lichtfarbe und Abstrahlcharakteristik geachtet wurde. Es wird immer wieder behauptet, dass die LEDs wegen ihrer gerichteten Abstrahlung wenig Lichtverschmutzung erzeugen. Leider muss man aber bei vielen Modellen beobachten, dass diese Eigenschaften nicht genutzt wurden, und erhebliche Lichtmengen in oder gar oberhalb der Horizontalen abgestrahlt werden. Die Leuchten sollten zudem eine möglichst warme Lichtfarbe haben, die man wie bei den Sternen mit einer Farbtemperatur beschreiben kann, diese sollte möglichst nicht höher als 3.000 K sein. Damit tragen sie nicht so stark zur Streuung des Lichts in der Atmosphäre bei, zudem könnten sich hohe Blauanteile als gesundheitsgefährdend erweisen. Die
Untersuchungen sind in einem Bericht zusammengefasst, der bei mir angefordert werden kann.
Und im November 2009 erschien noch das erste Buch zum Thema: ,,Das Ende der Nacht", herausgegeben von dem Wiener Astronomen Dr. Thomas Posch und den Produzenten des gleichnamigen Films, der Anfang des Jahres von Arte ausgestrahlt wurde.
Literaturhinweise [1] www.lichtverschmutzung.de [2] www.peter-hettlich.de/index.
php?id=360 [3] www.michael-brinkmeier.de >
Service > Archiv > 21.07.2009: Brinkmeier gegen Lichtverschmutzung [4] Leibniz-Gemeinschaft, Schützenstr. 6a, 10117 Berlin: www.wgl.de/ ?nid=zwr&nidap=&print=0 [5] www.starlight2007.net/pdf/ StarlightReserve.pdf [6] www.lightpollution2009.eu [7] docs.darksky.org/PR/Europe2009. pdf
Anzeige
90 Deep Sky
Visuelles Deep-SkyBeobachtungsprojekt
1 Aufsuchkarte für das Galaxienpaar NGC 4438/4435. Die Karte entspricht dem Anblick des Himmels Richtung Süden Mitte
April um 23:00 Uhr MESZ (Grafik erstellt mit Hilfe von Guide 8.0). Zur Aufsuchkarte für Melotte 111 siehe die Aufsuchkarte zum Kugelsternhaufen NGC 5053 im nachfolgenden Beitrag in diesem Heft.
Die dritte Runde des Beobachtungsangebots führt uns an den Frühlingshimmel. Beim Frühlingshimmel denkt man sofort an den Virgo-Galaxienhaufen. Wir wollen uns mit einem wechselwirkenden Galaxienpaar und einem großen offenen Sternhaufen beschäftigen.
Zunächst zum Galaxienpaar Es handelt sich um NGC 4438/4435. Hat man einmal die elliptische Riesengalaxie M 86 gefunden, sind es nur noch wenige Bogenminuten in östlicher Richtung zum Galaxienpaar. Sie sind Mitglieder von Markarians Galaxienkette, die sich von M 86 bis M 88 erstreckt. Die größere der beiden ist NGC 4438 und befindet sich etwa 50 Millionen Lichtjahre von
VdS-Journal Nr. 33
uns entfernt. Mit einer Helligkeit von 10 mag ist sie ein relativ einfaches Objekt. Die Galaxie erstreckt sich über eine 8,5 x 3 Bogenminuten2 große Fläche. Selbst die knapp 3 Bogenminuten messende Begleitgalaxie NGC 4435 sollte kein großes Problem darstellen, besitzt sie doch eine scheinbare Helligkeit von ca. 10,8 mag.
Das zweite Frühlingsobjekt, das wir Ihnen schmackhaft machen möchten, ist deutlich größer: Es handelt sich dabei um Melotte 111, auch bekannt unter dem Namen ,,Coma Haufen" (nicht zu verwechseln mit dem Coma-Galaxienhaufen!). Er ist schon problemlos mit dem bloßen Auge beobachtbar. Der Haufen befindet sich unmittelbar südlich des
Sterns g Com. Mit einer Helligkeit von 4,4 mag ist dieser unter Vorstadthimmel ohne größere Schwierigkeiten zu erkennen.
Mel 111 ist knapp 300 Lichtjahre entfernt und besitzt einen wahren Durchmesser von etwa 20 Lichtjahren. Er hat damit einen scheinbaren Durchmesser von grob 5 Grad ! Hohe Vergrößerungen haben hier keine Chance, Kometensucher und allgemein kurzbrennweitige Instrumente, welche eine schwache Vergrößerung liefern, sind klar im Vorteil.
Viel Spaß und Erfolg beim Beobachten wünschen Daniel Spitzer und Johannes Schilling
Deep Sky 91
Visuelles Deep-SkyBeobachtungsprogramm
2 Aufsuchkarte zum Kugelsternhaufen NGC 5053 und zum Coma Haufen Melotte 111. Die Karte zeigt den Himmel Richtung
Süden Mitte April um 23:00 Uhr MESZ (Grafik erstellt mit Hilfe von Guide 8.0).
Wie bereits angekündigt wird das VdSJournal für Astronomie Nr. 35 wesentlich durch das Schwerpunktthema ,,Kugelsternhaufen" geprägt sein. Es handelt sich dabei um ein Projekt der Fachgruppen ,,Astrofotografie" und ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung".
Indem wir in diesem Heft ein drittes Objekt vorstellen, möchten wir einen zusätzlichen Beitrag zum Schwerpunktthema leisten. Da der Einsendeschluss für Heft 35 zum 1. Mai 2010 angesetzt ist, bitten wir unbedingt um rechtzeitige Zusendung der Beobachtungsergebnisse!
Doch nun zum Objekt: NGC 5053, einem Kugelsternhaufen, der sicher oft übersehen wird, obwohl er einen bekannten Nachbarn hat: M 53. Beide befinden sich im Sternbild Coma Berenices unmittelbar östlich des Sterns Com. Entdeckt wurde er im Jahre 1784 von Wilhelm Herschel. Der scheinbare Durchmesser beträgt gut 10 Bogenminuten, der wahre Durchmesser etwa 160 Lichtjahre. Bei einer scheinbaren Helligkeit von 10 mag ist er auch schon in einem kleineren Instrument sichtbar. Wie die Konzentrationsklasse XI dokumentiert, ist der Haufen recht locker aufgebaut.
Doch sehen Sie selber!
Viel Spaß und Erfolg beim Beobachten wünschen Johannes Schilling und Daniel Spitzer
VdS-Journal Nr. 33
92 Deep Sky
Ein planetarischer Nebel und ein Kohlenstoffstern
von Daniel Spitzer
Es ist Anfang September, die Sommersternbilder wie der Schwan stehen schon früh nach Einbruch der Dunkelheit nahe dem Zenit. Es überrascht mich jedes Jahr aufs Neue, wie schnell es schon zum Ende des Sommers dunkel wird. Ich hatte mir den Kugelsternhaufen M 15 für das Beobachtungsprojekt mit den Astrofotografen schon eingehend angesehen und wurde schon langsam müde. Zum Abschluss wollte ich aber noch den planetarischen Nebel NGC 6884 beobachten. Man findet ihn von 30 Cyg ausgehend eigentlich recht leicht, aber die Müdigkeit hat alles massiv erschwert. Das führte schon mal zum ersten schweren Fehler: Ich hatte nicht 30 Cyg im Sucher zentriert, sondern 32 Cyg. Dabei sind die beiden extrem leicht zu unterscheiden: Nur wenige Bogenminuten von 32 Cyg
entfernt befindet sich der Stern 30 Cyg, der auch im Gesichtsfeld des Suchers hätte sichtbar sein müssen. Im guten Glauben suchte ich nach besagtem Planetarischen Nebel und landete ... keine Ahnung wo. Mir fiel plötzlich ein kleiner extrem roter Stern auf. Mir wurde sofort
1 Lage von SAO 49477, ausge-
hend von o2 Cyg (= 32 Cyg)
klar, dass dieser Stern etwas Besonderes sein musste: Seine rote Farbe war mit nichts vergleichbar, was ich bisher sah. Selbst prominente Sterne mit rotem Licht wie Beteigeuze oder Herschels Granatstern erscheinen gegen dieses Objekt eher orange. Die Position wurde sofort fest-
2 Detailliertere Skizze mit der näheren Umgebung des Kohlenstoffsterns
VdS-Journal Nr. 33
Deep Sky 93
gehalten (Abb. 1) und eine detailliertere Ansicht angefertigt (Abb. 2). Die Müdigkeit war mittlerweile verschwunden. Was dann folgte war Internetrecherche. Ich habe den Stern auf etwa 10. Größe geschätzt - auf den Aufnahmen des DSS [1] ist er also garantiert sichtbar. Ich hatte wenig Hoffnung, den Stern auch auf den Karten des Programms ,,Cartes du Ciel" zu finden, doch ich hatte Erfolg! Es handelt sich um den Stern SAO 49477 (auch: BD+47 3077, auch: U Cyg, auch: ...). Dort wird auch sein Farbindex angegeben: 3,25!!! Ganz naiv habe ich einfach mal die SAO-Bezeichnung bei Google eingetippt. Das Ergebnis: knapp 21.000 Einträge, fast alle über Ibbenbüren (eine Postleitzahl von Ibbenbüren ist 49477). Ich suchte mich durch die ersten Seiten der Trefferliste und fand doch ein Paar ,,wirkliche" Treffer. Die Seite [2] erbrachte einige interessante Fakten. SAO 49477 ist ein Kohlenstoffstern und besitzt eine variable Helligkeit im Bereich von 5,9 mag bis 12,1 mag. Der Spektraltyp wird
hier mit C7,2e-C9,2(Npe) angegeben. Das ,,e" bedeutet dabei, dass das Spektrum Emissionslinien zeigt. Die genaue Position lautet Rektasz. 20h 19m 36,159s und Dekl. +47 Grad 53' 41,86''.
Ein weiterer Treffer [3] der Suche stuft den Kohlenstoffstern in die Spektralklasse Cme ein. Das ,,m" steht für starke Metalllinien. Jetzt sind auch Entfernung und Eigenbewegung bekannt. Er ist 2.938 Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Eigenbewegung ist jedoch im Millibogensekundenbereich und daher weniger spektakulär.
Außerdem konnte ich herausfinden, dass es sich bei SAO 49477 um einen Veränderlichen Stern des Mira-Typs handelt. Die hohe Amplitude der Helligkeitsvariationen und die auffällige Farbe deuteten schon darauf hin. Seine Periode beträgt etwa 500 Tage. Diese Informationen fand ich auf der Homepage [3], wo auch eine Lichtkurve geboten wird.
Es blieb noch zu klären, was eigentlich ein Kohlenstoffstern ist. Es handelt sich dabei um Sterne, die Kohlenstoff und Sauerstoff in ihrer Atmosphäre beherbergen, mehr Kohlenstoff als Sauerstoff. In den äußeren Schichten kann sich aufgrund der geringeren Temperatur Kohlenmonoxid (CO) bilden. Der Stern hat also Ruß in seiner Atmosphäre. Das rote Licht kommt dort besser durch während kurzwelligere Anteile des (sichtbaren) Spektrums absorbiert werden.
NGC 6884 habe ich übrigens in dieser Nacht nicht mehr beobachtet ...
Literaturhinweise [1] http://archive.stsci.edu/cgi-bin/
dss_form [2] http://homepage.ntlworld.com/
robin.gatter/data/Cyg.htm [3] http://www.nckas.org/carbonstars/ [4] http://de.wikipedia.org/wiki/
Kohlenstoffstern
Die Umgebung von NGC 6577
von Frank Leiter
Zu den schönsten Objekten für die visuelle Deep-Sky-Beobachtung gehören Galaxiengruppen. Gerade, wenn Teleskopgröße und/oder Himmelsqualität dem Detailreichtum von Einzelgalaxien Grenzen setzen, kann die Gruppierung von Galaxien zusammen mit Vordergrundsternen einen besonderen Reiz ausüben. Nicht alle am Himmel gruppiert erscheinende Galaxien sind tatsächlich gravitativ an einander gebunden. Solche Daten sind gerade für lichtschwächere Galaxien nur schwer zu bekommen und so scheint die etwas offenere Bezeichnung ,,Galaxienfeld" sinnvoll zu sein. Im Folgenden soll ein solches Feld im Sternbild Herkules näher untersucht werden. Beobachtern, denen mittlere und größere Teleskope für die visuelle Beobachtung zur Verfügung stehen, ist der Herkules als Sternbild mit zahlreichen Galaxienfeldern bekannt. Im
vorliegenden Fall geht die Reise in den südöstlichen Teil des Sternbilds, dem die Milchstraße bereits recht nahe ist. Doch
auch hier, nur etwa 18 Grad vom galaktischen Äquator entfernt, sind noch immer extragalaktische Objekte zu finden.
1 Das Galaxienfeld um NGC 6577.
Zeichnung von Frank Leiter am 16 Zoll Newton-Teleskop bei 220-facher Vergrößerung.
VdS-Journal Nr. 33
94 Deep Sky
Bei Rektasz. 18h 12m und Dekl. 21 Grad 27' steht die Galaxie NGC 6577. Sie steht dort nicht vereinzelt, sondern bereits im Radius von 10' finden sich ein gutes halbes Dutzend Galaxien, die im Folgenden betrachtet werden sollen. Dieses Feld liegt am südwestlichen Rand des Galaxienhaufens Zwicky 8345.
Die einschlägige Literatur ist schweigsam. Gemeint sind folgende empfehlenswerte Werke: ,,Observing Handbook and Catalogue of Deep Sky Objects" von Skiff/ Luginbuhl, das ,,Deep Sky Wonders" von Walter Scott Houston, der ,,Night Sky Observers Guide" von Kepple und Sanner sowie das ,,Praxishandbuch Deep Sky" von Wolfgang Steinicke und anderen. Diese Schweigsamkeit steigert natürlich den Reiz der Gruppe.
Typischerweise beobachte ich mit einem 16 Zoll Dobson vom mittelhessischen Lahn-Dill-Kreis aus. Eine Grenzgröße von 6,2 mag und besser wird auf den Feldern zwischen den Städten Gießen und Wetzlar regelmäßig erreicht, so auch in der Beobachtungsnacht, in der das Galaxienfeld NGC 6577 näher untersucht wurde. Beide Städte liegen auf einer OstWest-Achse und im Lahntal, der Beobachtungsort ist hingegen auf den Höhen außerhalb des Tals gelegen, so dass Zenit und Süden sehr gute Beobachtungsrichtungen abgeben.
Das Galaxienfeld ist recht leicht über den 4,4 mag hellen Stern 102 Her zu finden. Anderthalb Grad nordöstlich von diesem Stern befindet sich PPM 106928, der mit 6 mag je nach Bedingungen mit bloßem Auge zu sehen ist. Im Sucher sollte er auf jeden Fall sichtbar sein. Das Galaxienfeld befindet sich ein Grad nordöstlich von 102 Her, d. h. auf zwei Drittel der Strecke zu PPM 106928.
Zunächst fällt NGC 6577 auf, die nur etwa 2' entfernt von einem Stern etwa 10. Größe steht. Laut NGC-Katalog ist sie ,,very faint, small in angular size". An jenem Abend erschien sie mir bei 220-facher Vergrößerung rund, recht stark konzentriert, wobei das Zentrum blickweise beinahe stellar aufblitzte. Der Durchmesser lag geschätzt bei 60''.
Etwa drei Bogenminuten nordwestlich dieser Galaxie taucht PGC 61535 auf, die mit 400-facher Vergrößerung sicher zu sehen war, bei runder Gestalt jedoch extrem lichtschwach und nur sehr gering konzentriert erschien. Mit geschätzten 15'' Durchmesser ist sie eher klein geraten. Von dieser Galaxie ausgehend lässt sich in drei Bogenminuten Abstand in nordöstlicher Richtung PGC 61538 finden. Diese Galaxie ist als Nichtstern 13,5ter Größe in den GSC aufgenommen worden. Bei 220-facher Vergrößerung ist sie mit 30'' größer als die vorherige Galaxie, ebenfalls rund und nur wenig stärker konzentriert.
Die Reise führt nun 4 Bogenminuten nach Westen zu PGC 61525. Zwar erscheint auch diese rund, sie weist jedoch einen mittleren Konzentrationsgrad auf, d. h. sie ist heller zum flächigen Kern. Auch ist sie mit etwa 30'' Durchmesser nicht besonders groß.
Viereinhalb Bogenminuten südwestlich von NGC 6577 steht die Galaxie mit nächst niedrigerer Nummer, NGC 6576. Sie erscheint als rundes, gleichmäßig helles Objekt mit einem Durchmesser von 15'', also eher klein. Dieser Eindruck steht in gutem Einklang mit dem NGCKatalog, der hier anführt ,,extremely faint, very small in angular size".
Siebeneinhalb Bogenminuten in ostsüd
östlicher Richtung von NGC 6577 steht ein Stern von etwa 12,5ter Größe. Dieser bildet den Wegweiser zu dem engen Galaxienpärchen, mit dem die Reise durch dieses Galaxienfeld zu Ende gehen soll. Das Pärchen besteht aus NGC 6579 und NGC 6580, wobei erstere die westlichere von beiden ist. Bei 220-facher Vergrößerung bilden die Galaxien einen Komplex mit etwa 1,2' Länge, der auf Positionswinkel 235 Grad im Verhältnis von etwa 1:2 elongiert ist. Beide sind gleichhell, jedoch lichtschwach, diffus, nur gering konzentriert und wirken jeweils rund. Diese Formbestimmung ist aufgrund der Nähe der Objekte zueinander erschwert. Ein Blick in den ,,Morphological Catalog of Galaxies" (MCG) bestätigt diesen Eindruck. NGC 6579 besitzt nach diesem Katalog einen 0,2' x 0,2' großen Kernbereich, der relativ zur Galaxie hell ist. Weiterhin ist eine ,,face-on"-Stellung angegeben, d. h. wir blicken senkrecht von oben auf die Galaxie. Bei NGC 6580 ist der Fall etwas anders, hier wird eine mittlere Stellung zwischen ,,face-on" und ,,edge-on" erwähnt. Jedoch ist der Außenbereich, der diese Form prägen soll, lichtschwach. Der wesentlich hellere Kern dagegen ist mit 0,3' x 0,4' in guter Näherung rund. Es lohnt sich, mit größerer Öffnung und besserem Himmel auf die Suche nach dem schwächeren Außenbereich zu gehen.
In der Abbildung ist die Umgebung von NGC 6577 nach den oben genannten visuellen Beobachtungen mit Hilfe eines 16-Zöllers zeichnerisch dargestellt. Spannend dürfte die Beobachtung mit anderen Teleskopöffnungen sein. Auch fotografisch ist die Himmelsregion interessant. Beispielsweise sollte sich das Feld bereits mit einer digitalen Spiegelreflexkamera und einer Optik ab etwa 500 mm physikalischer Brennweite ablichten lassen.
Anzeige
VdS-Journal Nr. 33
Deep Sky 95
Materiebrücken in Galaxien des Arp-Katalogs: Arp 104 und Arp 85
von Johannes Schilling
Beim Studium des Arp-Katalogs [1] fallen einem die wechselwirkenden Galaxien immer wieder als spektakuläre und ästhetisch besonders reizvolle Objekte ins Auge: Die Gemeinschaft von Weltinseln über unvorstellbare Distanzen hinweg wird in ihrer Dynamik sinnlich anschaubar. Aber nur auf Fotos von größeren Teleskopen? Oder können sich auch dem visuell beobachtenden Amateur verbindende Spiralarme und Materiebrücken erschließen?
Arp 104 Im Mai 2008 startete ich meinen ersten Versuch. Ich wählte dazu das wechselwirkende Galaxienpaar Arp 104 im Sternbild Großer Bär, die beiden Galaxien NGC 5216 und NGC 5218. Mit einer Distanz von 130 Millionen Lichtjahren und Helligkeiten von 13,6 mag und 13,1 mag gehören sie nicht zu bekannten Alltagsobjekten. War da überhaupt eine Chance, die auf dem Foto von Mount Palomar [2] schon schwach genug erscheinende Materiebrücke visuell mit meinem 40 cm Newton-Teleskop zu entdecken? Die Galaxien waren kein Problem, bei der Aufsuchvergrößerung von 58-fach wirkten sie überraschend hell. Wie erstaunt war ich aber, dass schon bei 116-facher Vergrößerung die feine, lange Materiebrücke im indirekten Sehen deutlich und völlig unzweifelhaft aufschimmerte (Abb. 1). Die Sichtung gelang viel leichter als das Foto zu vermuten gab! Zum ersten Mal in meinem Beobachterleben sah ich nun eine solche Lichtbrücke, die sich wohl durch Zigtausende von Lichtjahren durch das Weltall erstreckt. Sie besteht
1 Das Galaxienpaar Arp 104 im Sternbild Großer Bär. NGC 5218 mit 13,1 mag
links und NGC 5216 mit 13,6 mag rechts. Zeichnung von Johannes Schilling an einem 16 Zoll Newton-Teleskop mit 231-facher Vergrößerung. Westen ist oben.
2 M 51 = Arp 85: Die Begleitga-
laxie NGC 5195 mit dem verbindenden großen Spiralarm von NGC 5195. Zeichnung von Johannes Schilling an einem 16 Zoll Newton-Teleskop mit 231-facher Vergrößerung. Für die Zeichnung wurden zwei Sunden Beobachtung aufgewendet. Ort: Schwäbische Alb.
VdS-Journal Nr. 33
96
Geschichte
vermutlich aus Millionen von Fixsternen - und wie ist nun deren Anschrift: NGC 5218 oder NGC 5216? Die Materiebrücke ist doch ein gemeinschaftliches Produkt beider Galaxien! Eine besondere Note gewann die Beobachtung dadurch, dass ich beim Eindringen der Materiebrücke in NGC 5216 beobachten konnte, wie sie in Kernnähe eine Ablenkung nach Westen hin zu erfahren scheint und sich in den äußeren Bereich der Galaxie hinein fortsetzt.
Arp 85 Nachdem ich, durch diese erste Beobachtung ermutigt, in den folgenden Monaten weitere Materiebrücken, Gezeitenschweife und verbindende Spiralarme des ArpKatalogs beobachten und zeichnen konnte, fiel mir im Frühling 2009 ein, dass ja die große und vergleichsweise helle und nahe Strudelgalaxie M 51 (Arp 85) einen verbindenden Spiralarm aufweist, der von vielen auch Materiebrücke genannt wird. Bekannt sind die Diskussionen darüber, ab welcher Öffnung und wie weit diese Materiebrücke visuell be-
obachtet werden kann. Ich fragte mich, ob es möglich ist, den Staubstreifen in der Materiebrücke visuell zu sichten, wodurch die Brücke visuell eher als ein in der Wechselwirkung deformierter Spiralarm der großen Galaxie erlebbar würde. Für die Beobachtung und Zeichnung konzentrierte ich mich mit 231-facher Vergrößerung auf die Begleitgalaxie NGC 5195 und auf den Bereich, in welchem der Spiralarm der großen Galaxie in den Begleiter einzudringen scheint. Die Beobachtung des dunklen Staubbandes im indirekten Sehen gelang, aber sie fiel mir nicht leicht - schwerer als die Sichtung der Lichtbrücke in Arp 104. Am besten hebt sich das dunkle Band im insgesamt lichtschwächeren östlichen Bereich der Begleitgalaxie ab (Abb. 2). Mit dem Steigen der Galaxie in Zenitnähe wuchs die Erkennbarkeit von Details spürbar an.
Nun vergleiche man beide Materiebrücken Bei Arp 104 ist die im Vergleich zu Arp 85 (M 51) lange Brücke nur sehr leicht gebogen, sie erscheint ganz als Gemein-
schaftswerk beider Weltinseln, die sich einander auch von der Größe her entsprechen, obwohl sie sich vom Typ her visuell deutlich unterscheiden.
Dagegen wirkt die Brücke in M 51 in ihrer geschwungenen Form und mit dem prominenten Staubband klar als deformierter äußerer Spiralarm der größeren Galaxie. Bei der Begleitgalaxie fielen mir im visuellen Beobachten schwache und interessante Ansätze zu einer Spiralschwingung viel deutlicher auf als in Fotos.
Über Beobachtungen anderer Amateure zu den beiden hier vorgestellten Materiebrücken würde ich mich sehr freuen!
Literaturhinweise [1] K. Kanipe, D. Webb, 2006: "The
Arp Atlas of Peculiar Galaxies, A Chronicle and Observers' Guide", (USA) [2] Titel in [1], 23
Die 6. Fachtagung ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Tagungsort war diesmal das ArgelanderInstitut für Astronomie (AIfA) in Bonn. Dort fanden sich am Samstag, 31. Oktober 2009 insgesamt 40 Teilnehmer ein. Erweitert durch ein interessantes Rahmenprogramm war die Veranstaltung wieder ein voller Erfolg - und ein besonderes Ereignis im auslaufenden Internationalen Jahr der Astronomie.
1 Die eindrucksvolle Inszenierung ,,Cassini - Der Ring" (V. Witt)
VdS-Journal Nr. 33
Das Rahmenprogramm am Freitag Eine Neuerung war das Rahmenprogramm am Freitag (30. Oktober), das sehr positiv aufgenommen wurde. Los ging es bereits um 16:30 Uhr in der Bonner Universitätsbibliothek. Geboten wurde eine Sonderführung durch die kommende Ausstellung ,,Kosmos im Wandel". Etwa 15 Personen trafen sich im Foyer der UB und erlebten anschließend eine hochkompetente Präsentation bedeutender
Geschichte
97
Werke der Astronomiegeschichte. Darunter Werke von Kopernikus, Kepler, Apian und Cellarius.
Anschließend ging es zum AIfA, wo um 18:15 schon der nächste Höhepunkt wartete. Der unvorbereitete Gast erblickte als erstes eine Phalanx bedeutender geschichtlicher Personen, gekleidet in der am Hof von Louis XIV üblichen Tracht (Abb. 1). Zu sehen waren: Jean Baptiste Colbert (Minister des Königs), die Astronomen Jean-Dominique Cassini, Christiaan Huygens, Guiseppe Campani und Ole Røemer, sowie Françoise (Maitresse des Königs) und die Hofastrologin Xenia. In dieser Form waren sie sicher nie zusammen; die illustre Podiumsdiskussion ist das Werk von Professor Walter Oberschelp aus Aachen. Der Titel ,,Cassini - Der Ring" macht deutlich, worum es geht: um den Saturnring und dessen Teilung. Die von Laien gestaltete Inszenierung bot aber viel mehr: einen Querschnitt durch die Probleme der Astronomie in der Mitte des 17. Jahrhunderts. Sie wurde mit großem Beifall quittiert.
Der Tag wurde mit einem gemütlichen Beisammensein in einer Traditionsgaststätte am Bonner Marktplatz abgerundet. Die gewohnt familiäre Atmosphäre machte es auch den Neuen leicht, ins Gespräch zu kommen.
Die Vorträge am Samstag Ab 9:00 Uhr war das Tagungsbüro geöffnet, das gewohnt souverän von Gisela Steinicke geführt wurde. Nach einführenden Worten von Wolfgang Steinicke und dem ,,Hausherrn" Michael Geffert startete das Vortragsprogramm pünktlich um 10:00 Uhr. Passend zum Tagungsort Bonn lag der Schwerpunkt der Beiträge diesmal im 19. und 20. Jahrhundert. Den Anfang machte Herr Geffert mit dem Thema ,,Argelander und die Bestimmung der ersten Sternentfernungen". Hier ging es um die Bonner Durchmusterung (BD) und die daraus resultierenden Eigenbewegungen von Sternen. Vorgestellt wurden interessante nahe Sterne wie Lalande 21185 und Gliese 628. Der nächste Vortrag ,,Nebel in der Bonner Durchmusterung" von Wolfgang Steinicke beleuchtete einen anderen, bisher kaum beachteten Aspekt des BD: in Friedrich Argelanders Katalog, basierend auf Beobachtungen von Eduard Schönfeld und
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Vom 30. Oktober bis 1. November 2009 fand die diesjährige Fachgruppentagung im Argelander-Institut für Astronomie, Bonn, statt. Nach Meinung der 40 Teilnehmer war sie wieder ein voller Erfolg. Lesen Sie dazu meinen Bericht in diesem Heft. Weitere Informationen zur Fachgruppe finden Sie wie gewohnt auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de.
Ein weiterer Artikel behandelt einen bekannten Ostdeutschen Astronomen: Paul Ahnert. Frau Pfitzner hat über sein Leben und Werk recherchiert und präsentiert die ,,Jahre in Chemnitz und Umgebung". Viel Spaß beim Lesen - und versorgen Sie mich weiter mit interessanten Beiträgen!
2 Professor Seggewiss bei seinem
Vortrag (W. Steinicke)
Adalbert Krüger, finden sich insgesamt 97 ,,Nebel". Bei den meisten handelt es sich um Messier- und Herschel-Objekte, zwei aber (NGC 1333 und NGC 6643) wurden von Schönfeld mit dem 76 mm Kometensucher entdeckt.
Für den einstündigen Hauptvortrag konnte Professor Wilhelm Seggewiss, ehemaliger Direktor der Sternwarte auf dem Hohen List, gewonnen werden (Abb. 2). In seinem Beitrag ,,Von Argelander bis zum Argelander-Institut - Bonner Astronomen auf den Spuren der Milchstraße" wurden die wichtigsten an den Bonner Instituten gemachten Entdeckungen, nebst den beteiligten Personen, vorge-
stellt. So wurde ein weiter Bogen von der alten Sternwarte, über die Beobachtungen in der Eifel am Observatorium Hoher List sowie auf dem Stockert und in Effelsberg (letztere unter der Regie des Bonner Max Planck Instituts für Radioastronomie) bis hin zum neu-formierten AIfA gespannt. Der informative Vortrag wurde durch zahlreiche Anekdoten angereichert. Anschließend ging es zum Mittagessen in die nur 2 Gehminuten entfernte Gaststätte ,,La Taverna".
Das Nachmittagsprogramm wurde von Klaus-Jochen Stepputat eröffnet, der ,,Aus der Geschichte der Sternwarte zu Kiel, 1770-1950" berichtete. In Kiel und Umgebung standen bedeutende Fernrohre, wie das Riesenteleskop von Schrader, Friedrich von Bülows großer Refraktor (Bothkamp) und der große Meridiankreis der Universitätssternwarte. Leider entwickelte sich die Geschichte in allen Fällen recht tragisch. Vom Schicksal gezeichnet war auch ,,Die Sternwarte Pulkowo und die Dynastie der Astronomenfamilie Struve", wie Volker Witt zeigte. Er konnte den im Krieg stark zerstörten Standort besuchen und auch überraschende Einblicke in die Reste der bedeutenden Bibliothek gewinnen, darunter umfangreiche Manuskripte von Kepler. Anschließend behandelte Benjamin Mirwald in seinem Vortrag ,,Motivkonstellationen von Populärastronomen bis 1935" die bislang wenig untersuchte Entwicklung der deutschen Volkssternwarten. In der nachfolgenden Diskussion ging es um
VdS-Journal Nr. 33
98
Geschichte
3 Gruppenfoto vor dem Argelander-Institut (W. Steinicke)
den Einfluss des Nationalsozialismus und die Wirkungen auf die Amateurastronomie in der DDR.
Die 45-minütige Kaffeepause, wie gewohnt mit einem ausreichenden Kuchenangebot, bot Zeit und Muße für Gespräche und Kontakte. Nebenbei konnte in den ausgelegten Büchern geblättert werden. Das anhaltend gute Wetter wur-
de für das obligatorische Gruppenfoto genutzt (Abb. 3).
Die letzten beiden Vorträge wurden von Hilmar Duerbeck und Arndt Latusseck gehalten. Professor Duerbeck präsentierte den ,,Astronomenalltag 1867-1882 im Spiegel der Briefe von Winnecke an Schönfeld". Die ca. 150 Briefe wurden durch Zufall in Bonn entdeckt und mit
4 Im Deutschen Museum, Bonn: links der 76 mm Refraktor, mit dem der BD
erstellt wurde, und rechts das 15 cm Heliometer (W. Steinicke)
VdS-Journal Nr. 33
Unterstützung der Leipziger AstronomieHistorikerin Gisela Münzel, die die weite Anreise nicht gescheut hatte, analysiert. Sie liefern ungeahnte Einblicke in die Beziehungen bedeutender Astronomen des späten 19. Jahrhunderts, darunter Ernst Hartwig und Arthur Auwers. Herr Latusseck präsentierte abschließend - leider von ein paar technischen Schwierigkeiten behindert - Ergebnisse aus seiner Dissertation zum Thema ,,Via Nubila - am Grund des Himmels. Johann Georg Hagen und die Kosmischen Wolken". Es ging um die Beobachtung der obskuren Dunkelwolken und die Frage ihrer Existenz. Hagen hatte diese in einer umfangreichen visuellen Beobachtungsserie an der Vatikansternwarte studiert. Die Ergebnisse wurden bis in die Mitte des 20. Jahrhunderts kontrovers diskutiert.
Wie üblich endete die Tagung mit einer Abschlussbesprechung. Dank der Disziplin der Referenten konnte der Zeitplan wieder eingehalten werden. Nur so ist eine entspannte Veranstaltung möglich, die nach jedem Vortrag Zeit für Diskussion und Umbau lässt und Raum für persönliche Kontakte bietet. Die Resonanz war entsprechend positiv. Der Tag wurde mit einem gemeinsamen Abendessen beim ,,Italiener um die Ecke" beschlossen.
Sonntag: Besuch im Deutschen Museum, Bonn Um 10:00 Uhr traf man sich am Deutschen Museum. In der dortigen Ausstellung ,,Bonner Durchmusterungen - Argelander und sein astronomisches Erbe" konnten nun endlich die Fraunhofer-Te-
Geschichte
99
5 Zeichnung der alten Bonner Sternwarte (1838)
leskope des Meisters bewundert werden: der 76 mm Refraktor und das imposante 15 cm Heliometer, 1851 bzw. 1845 installiert (Abb. 4). Auch die weiteren Exponate, darunter Handschriften Argelanders, der gedruckte BD und die bei der
Sternmessung benutzte Pendeluhr, wurden in der Führung vorgestellt. Anschließend bot das schöne Wetter noch Zeit für einen Besuch der alten Sternwarte an der Poppelsdorfer Allee (Abb. 5).
Der Dank gilt vor allem den lokalen Organisatoren: Michael Geffert vom AIfA und Daniel Fischer. Der Ort der nächsten Tagung steht zwar noch nicht fest, ein heißer Kandidat ist aber die Sternwarte in Hamburg-Bergedorf. Termin ist voraussichtlich Samstag, 30. Oktober 2010.
Paul Ahnert - die Jahre in Chemnitz und Umgebung
von Elvira Pfitzner
Im Rahmen einer größeren Arbeit über die Amateurastronomie in Chemnitz in den Jahren 1799-1953 wurde die Verfasserin auf das Wirken Ahnerts aufmerksam.
Die ersten 40 Jahre im Leben des späteren Astronomen wurden vor allem von den äußeren Umständen geprägt. Den Chemnitzer Jahren folgten die Studienzeit und sein Wirken als junger Lehrer, das jäh abbrach.
Die Großstadt Chemnitz in Sachsen hatte in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts ein ganz eigenes Flair entwickelt, eine gesunde Mischung aus Industrie und Kultur. Auf allen Ebenen vollzog sich ein großer Aufschwung. Der Bildung der jungen Generation wurde besondere Aufmerksamkeit zuteil. Maßgeblichen Anteil hieran hatte die im Jahre 1863 gegründete Naturwissenschaftliche Ge-
1 Paul Ahnert 1982 in Sonneberg (Foto: Verfasserin)
VdS-Journal Nr. 33
100 Geschichte
Bildungsweg des Paul Ahnert. Er lernte schnell und nahm alle Anregungen auf, auch jene, die Vaters Tätigkeit als Laternenwärter für die Gaslaternen bot.
Ein erstes großes Erlebnis am Sternenhimmel wurde prägend für die Zukunft. Zusammen mit vielen Hobbyastronomen und Anwohnern stand der Zwölfjährige am 26. und 27. Januar 1910 gegen 18 Uhr in der Nähe der Ulmenwiese, unweit der elterlichen Wohnung. Alle warteten gespannt auf das Erscheinen des schönen Johannesburger Kometen 1910 I (T = 17.01.1910, q = 0,129 AE, i = 41 Grad 13'), der nach Sonnenuntergang sichtbar werden sollte. Das Chemnitzer Tageblatt hatte darüber berichtet. Ein Raunen ging durch die Menge, da stand er, hell strahlend und alle Blicke auf sich ziehend. Es war nicht Komet Halley 1910 II (T = 20.04.1910, q = 0,587 AE, i = 162 Grad 02', rückläufig), der erst im Mai nach 22 Uhr beobachtet werden konnte. Zu spät am Abend für den Schuljungen, der diesen weniger hellen, dafür aber berühmten Schweifstern eben nicht sah [2]. Freie Sicht auf den Südund Nordhimmel durch die Dachfenster luden zur Beobachtung des Sternenhimmels ein. Wenige Jahre später sah er bei einem Freund das Buch ,,Aus fernen Welten" von Bruno H. Bürgel (1875-1948), das bei ihm einen tiefen Eindruck hinterließ sowie den festen Willen, auf ein Fernrohr zu sparen.
2 Paul Ahnert am Fernrohr in Burkhardtsdorf (Foto im Besitz von Frau Schüler)
sellschaft zu Chemnitz. Helle Kometen, die totale Sonnenfinsternis 1887 und der Bau der kleinen Sternwarte des Königlichen Gymnasiums 1893 hielten das Interesse an der Astronomie wach.
In diese Zeit wurde Oswald Paul Ahnert, Sohn des Schuhmachermeisters Friedrich Oswald Ahnert und Liane Pauline Ahnert, geb. Bachmann, am 22. November 1897 hineingeboren [1]. Das Geburtshaus in der Gutenbergstraße 21, Ecke Altenhainer Straße (Gründerzeit) im Lutherviertel wurde im Krieg zerstört. Familie Ahnert wohnte in der 1.Etage, und das aufgeweckte Kind wurde früh zur Sparsamkeit und Ehrlichkeit erzogen. Vor allem
VdS-Journal Nr. 33
der Umzug im Jahre 1904 in die Hauswartswohnung Germaniastraße 12 (heute Rudolf-Breitscheid-Straße) im Dachgeschoss, 4. Etage auf dem Kaßberg hatte Einfluss auf die späteren Interessen des Jungen. Das Gründerzeithaus lag fast auf dem Kamm des Kaßberges und aus den Fenstern der Wohnung konnte der Blick weit in die Landschaft schweifen. Nur wenige Straßen weiter, an der I. Bezirksschule für Knaben in der Kastanienstraße (heute Heinrich-Beck-Straße) begann der
3 Ahnert im Garten des Hauses
Wittgensdorf, Burgstädter Straße 44 (Foto im Besitz von Frau Schüler)
Geschichte 101
4 Schule in Wittgensdorf (Foto im Besitz von
Frau Schüler)
5 Hier stand das Geburtshaus, unbebaute Ecke
(Foto: Verfasserin)
Sehr erfolgreich war der Schulabschluss, dem sich 1912 eine siebenjährige Ausbildung am Volksschul-Lehrerseminar im nahen nordöstlich gelegenen Frankenberg anschloss. Während dieser Jahre, die durch den Ersten Weltkrieg erhebliche Einschnitte brachte, begann Ahnert mit astronomischen Beobachtungen, sammelte hier Erfahrungen, schaffte nach und nach entsprechende Literatur an und erwarb sein erstes Fernrohr, einen Zweizöller.
Für die Eltern war 1917 ein Wohnungswechsel erforderlich, der Vater wurde Zählermeister für Gasgeräte und Hauswart in der Waisenstraße 2, die von der Königstraße (heute Straße der Nationen) nach Süden abzweigt. Schwierig und verwirrend war die Zeit nach dem Ende des Krieges 1918. Sie erzwang eine Neuorientierung, gerade für angehende Lehrer, und brauchte Vorbilder. Der Arbeiterastronom Bürgel war ein Vorbild, gab in seinen Schriften und Vorträgen Hoffnung und Halt. Auch Paul Ahnert entwickelte ein Gespür für den Umgang mit jungen Menschen und war fähig, seine Begeisterung für die Schönheiten am Sternenhimmel weiterzugeben.
Südlich von Chemnitz liegt Burkhardtsdorf, ein beschaulicher Ort. Hier an der Schule erfolgte 1919 Ahnerts Start ins Berufsleben. Er lebte sich schnell ein, gründete 1920 eine Familie und beteiligte sich aktiv an der Öffentlichkeitsarbeit.
Die knappe Freizeit gehörte der Astronomie, eine kleine Beobachtungsstation wurde eingerichtet und die systematische Arbeit konnte beginnen. Mit dem transportablen Fernrohr 54 mm / 650 mm von der Münchner Firma Merz, das Sterne bis zur 10. Größe zeigte, wurde nun fleißig beobachtet. Ein Buch wurde angelegt, in welches Ahnert alle Ergebnisse eintrug, um sie auswerten zu können. So entstanden wertvolle Beobachtungsreihen von Sonnenflecken, Veränderlichen Sternen, Planeten, Meteorströmen und Kometen mit Skizzen und Zeichnungen. Erster Schweifstern war Komet Reid 1921 II (T = 09.05.1921, q = log 0,0037, i = 132 Grad 10'), der vor seiner Sonnennähe im April 1921 sichtbar war, ohne Schweif mit zentraler Verdichtung und nur 5. Größe hell.
Vor begeistertem Publikum in vollen Sälen hielt Bürgel in den Jahren von 1924-1929 sieben Vorträge in Chemnitz, der Lehrer aus Burkhardtsdorf war einer seiner Zuhörer. Familie Ahnert wechselte 1926 an den neuen Arbeitsort nach Wittgensdorf (heute ein nördlicher Stadtteil von Chemnitz). An dieser Schule unterrichtete Ahnert besonders gern in großen Jungenklassen. Auf der Bleichwiese hinter dem Wohnhaus in der Burgstädter Straße 44 baute er ein Fundament zur festen Aufstellung seines Refraktors. Wie schon in Burkhardtsdorf machte Ahnert seine Schüler mit Bürgels Werken bekannt, ließ Interessenten an Beobachtungen teilnehmen und befähigte sie zu ei-
gener Erkundung am Sternenhimmel. Der fleißige Amateurastronom, inzwischen Mitglied des ,,Bundes der Sternfreunde", blieb den Fachleuten nicht unbekannt. Lehrerkollege M. Beyer und Professor K. Graff (1878-1950) aus Hamburg unterstützten und förderten ihn.
Ab Herbst 1929 hatte die Chemnitzer Volkshochschule endlich wieder einen himmelskundlichen Kurs im Programm. Sie hatte Ahnert als Gastlehrer in ihr Kollegium berufen. Bis Ende des Jahres 1932 stellte er sein autodidaktisch erworbenes reiches Wissen auf allen Gebieten der theoretischen und praktischen Astronomie, sein pädagogisches Können und seine praktische Erfahrung in den Dienst der Bildung. Nicht nur Kurse, sondern auch Arbeitsgemeinschaften, öffentliche Vorträge und Abende auf der 1929 neu gegründeten Sternwarte des Realgymnasiums gehörten zu Ahnerts Aufgaben. Offensichtlich wurde hier der Grundstein für die späteren Arbeitsgebiete der Chemnitzer Amateure gelegt, u. a. Sonnenflecken, Veränderliche Sterne und Meteore, deren Ergebnisse weltweit in die Berichte integriert wurden.
Der beliebte Lehrer und Amateurastronom war Mitglied der SPD, die im Chemnitzer Raum relativ stark vertreten war. Es war auch Ihnen nicht möglich, die Machtergreifung der Nationalsozialisten zu verhindern.
VdS-Journal Nr. 33
102
Jugendarbeit
und Frank zu verdienen, richtete Ahnert in der Wohnung ein Fotoatelier mit Dunkelkammer ein.
Seine Liebe zur Astronomie blieb, und für kurze Zeit nutzten Ahnert und sein Freund eine kleine Dachsternwarte, welche sie im Hause von Ahnerts Eltern in der Kohlung im Nordosten von Chemnitz gelegen, 1938 eingerichtet hatten. Im gleichen Jahr kam die überraschende Wendung im Leben Ahnerts, er wurde von Cuno Hoffmeister (1892-1968) an die Fachsternwarte nach Sonneberg geholt.
6 Kaßberg in Chemnitz (Foto: Verfasserin)
Am 9. März 1933, kurz nach der Wahl am 5. März, als die NSDAP in diesem Gebiet nicht die Mehrheit gewann, besetzten SA-Männer die Öffentlichen Gebäude in Wittgensdorf, verhafteten dabei auch einige Lehrer aus dem Unterricht heraus und verschleppten diese, unter ihnen
Paul Ahnert, nach der Reithalle in Limbach und ins KZ Sachsenburg. Eine baldige Freilassung erfolgte nicht für alle. Schlagartig war alles, was er in den vergangenen Jahren aufgebaut hatte, nicht mehr erwünscht. Um den Lebensunterhalt für seine Frau und die Kinder Margit
Quellenangaben [1] Standesamt Chemnitz, Archiv, Ge-
burtenbuch Chemnitz II, Nr. 2896 [2] Briefe und Karten an die Verfasse-
rin [3] Stadtarchiv Chemnitz, Adreßbücher
1895-1915, Bauakten der Häuser Gutenbergstraße 21 und Germaniastraße 12 [4] Informationen der Tochter, Frau Schüler, Berlin [5] Mitteilungsblatt der Landgemeinde Wittgensdorf vom 11.3.1933, S. 3
ASL 2009 - Die Nummer 10!
von Tobias Opialla
Nachdem zur SoFi 1999 ein großes Sommerlager mit Astronomie als Schwerpunkt stattgefunden hatte, war für die sicherlich allermeisten Teilnehmer und wohl auch Organisatoren klar: So etwas muss es nochmal geben, auch wenn die nächste (aus Zentraleuropa beobachtbare) SoFi noch ein paar Jahrzehnte hin war bzw. ist. Und heute? Dieses Jahr haben wir das zehnte ASL (auch wenn es nicht von Anfang an so hieß) erlebt, durchgeführt, organisiert. Natürlich gab es im Laufe der Zeit immer wieder richtige und wichtige Änderungen aber einige Dinge sind geblieben.
Einer der zentralen Punkte im Tagesablauf sind die AGs, in denen sich die Teilnehmer jeweils fünf Nachmittage mit
VdS-Journal Nr. 33
einem Teilaspekt der astronomisch/naturwissenschaftlichen Gebiete auseinander setzen. Dieses Jahr ging es um Planeten, Raumfahrt, Kosmologie, Astrofotografie, Beobachtung von Deep-Sky-Objekten, Erde, Kosmochemie, Relativitätstheorie, Sternphysik, Quanten und Elementarteilchen, sowie Einführung in die Astronomie. Einige der Ergebnisse aus den AGs werden wohl auch hier wieder zu lesen sein.
Da viele Themenbereiche einer AG auch für Teilnehmer aus anderen AGs von Interesse sind gab es dieses Jahr eine kleine Neuerung im Tagesablauf: Die AGs wurden etwas gekürzt und dafür die Seminare angeboten. Dort wurden vor allem mathematische Grundlagen behandelt,
wie Differential- und Integralrechnung, die erst spät im Schülerdasein auftauchen, aber für gewisse Herleitungen z. B. in der Relativitätstheorie unabdingbar sind. Außerdem gab es Raum für weiterführende Themen aus den AGs und sogar ein Programmier-Seminar.
Vormittags, oder mit zunehmendem Fortschritt des Camps spät abends und nachts, gab es Workshops, manche das gesamte Camp hindurch, manche auch nur ein oder zweitägig, in einer sehr breiten Themenvielfalt. Zuerst ist da der legendäre und beliebte Raketenbau-Workshop zu nennen, und natürlich Chor und Orchester, die uns immer mit der nötigen musikalischen Untermalung versorgen, sowie die Campzeitung mit mehr oder
Jugendarbeit 103
minder wichtigen Informationen. Aber natürlich darf auch hier die Wissenschaft nicht fehlen: Wir konnten Entfernungen mit Lichtechos bestimmen, Probleme der Relativitätstheorie mit Schulgeometrie veranschaulichen oder Krater im Sonnensystem untersuchen.
Natürlich gab es wieder spannende Vorträge, zum Teil von ,,Dauergästen", die über die Jahre fast immer da waren, aber auch neue Vortragende waren da, und so entstand auch dieses Jahr wieder eine tolle Mischung von Themen aus verschiedenen Zweigen der theoretischen und praktischen astronomischen Forschung, wie sie aktuell an den Instituten stattfindet.
Wenn gerade kein anderes Programm anstand, gab es so genanntes ,,NichtAstronomisches Programm" (NAP), also Spiele in der Gruppe, Volleyball, Ultimate-Frisbee oder das Construction-Game, bei dem aus einem Haufen eigentlich sinnlosen Materials ein Gerät gebaut werden musste, um den Passagier des Gefährts (ein rohes Ei) sicher aus 10 m Höhe auf die Erde zu bringen - möglichst weit entfernt vom Startpunkt. Das Construction-Game gibt es schon seit der Urzeit dieser Sommerlager. Die verschiedensten Aufgaben waren über die Jahre zu lösen: Boote mit möglichst viel Fracht, Brücken (auf Länge und Stabilität), Flugobjekte, rollende Gefährte, etc.
1 Alle Teilnehmer beisammen. ... Und voll in Action. :-)
Als Einziger, der alle Camps seit 1999 mitgemacht hat, erst als Teilnehmer, dann als AG-Leiter und zuletzt als Hauptverantwortlicher, und der nun, nachdem er große Fußstapfen füllen musste sein Amt an die folgende Generation abgibt, bleibt zu sagen: Es ist toll, dass es so etwas gibt. Es macht unendlichen Spaß, das zeigen auch die Teilnehmer, von denen die meisten wieder kommen und Freunde mitbringen.
Das zeigt sich z. B. auch darin, dass wir, immer die VdS als Dachverein verstehend, dann vor fünf Jahren die VEGA e.V. gegründet haben, um uns als Jugend einen gewissen größeren Handlungsspielraum geben zu können. Denn nicht nur 10 Jahre ASL sind dieses Jahr zu feiern, sondern auch 5 Jahre VEGA. Dieser Verein besteht zum großen Teil aus ASL ern. Aber nicht nur hier wird gearbeitet: Es gibt z. B. Kontakte nach Russland, so dass wir doch nicht ganz so viele Jahrzehnte warten mussten, um die nächste SoFi zu sehen. Und politisch (Stichwort: ,,ProAstro") wird sich ebenfalls engagiert, außerdem gibt es das SpaceCamp am Orbitall im FEZ in Berlin, und auch eine Sammlung an astronomischen Unterrichtsmaterialien für Lehrer steht auf unserer Homepage. Wie man sieht: Es passiert etwas. Und wer hätte gedacht, dass das alles mal aus einem Sommer-
lager wird. Ich hoffe (eigentlich weiß ich es), es wird auch weiterhin immer neue geben, die Aufgaben übernehmen und
2 Ein hoch interessanter Work-
shop über die Einschlagkrater unseres Sonnensystems
VdS-Journal Nr. 33
104
Jugendarbeit
Spaß daran finden, ihr eigenes Hobby anderen Jugendlichen zu vermitteln, denn nur so kann es klappen. Ich wünsche allen jetzigen und zukünftigen VEGA-Aktivisten also ganz viel Spaß, tolle Ideen und immer gut gefüllte Tassen mit Kaffee bzw. Tee, denn schlafen kann man ja wann anders ...
3 Ganz viel Mathe! Da ist es gut,
wenn man das im Mathe-Seminar erklärt bekommt.
Entfernungsmessungen in expandierenden Raumzeiten
- Bericht der Kosmologie-AG im Astronomischen Sommerlager 2009, AG-Leiter: Patrick Mangat.
von Johannes Balshüsemann, Nadine Friedmann, Ananias Hildebrandt, Dennis Keil, Nina Miekley, Alexander Pakakis, Phillip Rosenau, Cedric Seehausen und Aliona Solomonova
Die Expansion des Universums führt zu einem Problem in der Entfernungsmessung zu sehr weit entfernten Objekten im Kosmos. Daher ist die Entfernung nicht mehr eindeutig definiert, da die Entfernungsmaße, denen unterschiedliche Ansätze zu Grunde liegen, nur dann übereinstimmen, wenn eine statische, euklidische Raumzeit vorliegt. Es ergeben sich verschiedene Entfernungsmaße: die Lichtlaufzeitentfernung (Light Travel Time Distance), die mitbewegte Entfernung (Comoving Distance), die Winkeldurchmesserentfernung (Angular Diameter Distance) und die Leuchtkraftentfernung (Luminosity Distance). Im Folgenden werden diese kurz vorgestellt.
Die Lichtlaufzeitentfernung Die Lichtlaufzeitentfernung (Dltt) gibt die Strecke an, die das Licht in dem Zeitraum zwischen Emission und Beobachtung auf
VdS-Journal Nr. 33
der Erde zurück gelegt hat: (1)
Weil man die Zeitdauer durch Beobachtung selbst nicht abschätzen kann, drückt man Dltt als Funktion der kosmologischen Rotverschiebung(messbar) aus:
(2)
Die Hubble-Funktion H(a) erhält man durch die erste Friedmanngleichung.
Die mitbewegte Entfernung Dagegen gibt die mitbewegte Entfernung (Dcom) den heutigen Abstand des beobachteten Objekts an. Aus der RobertsonWalker-Metrik, einer Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen, ergibt sich:
(3)
Nach dem heutigen Modell hätte ein Ob-
jekt mit Rotverschiebung z = 10 eine mitbewegte Entfernung von Dcom = 31,6 Mrd Lj, während das Licht eine Strecke von Dltt = 13,2 Mrd Lj zurück legt.
Die Winkeldurchmesserentfernung Eine weitere Methode, eine Entfernungsangabe zu machen, besteht darin, an Hand von Durchmesser und Winkelgröße des Objektes die Winkeldurchmesserentfernung (Dang) abzuschätzen:
(4)
Da d im Allgemeinen für den Beobachter unbekannt ist, drückt man Dang als Funktion der kosmologischen Rotverschiebung aus. Es lässt sich zeigen, dass in flachen Raumzeiten der Zusammenhang
(5)
Jugendarbeit 105
gilt. In diesem Fall stimmt die Entfernung mit dem Abstand, den das Objekt zum Zeitpunkt der Emission hatte, überein. In nicht flachen Geometrien kommt noch ein Korrekturfaktor hinzu.
Die Leuchtkraftentfernung Ebenso kann man eine Entfernung (Dlum = Leuchtkraftentfernung) angeben, indem man die Leuchtkraft L eines Objektes mit dem auf der Erde gemessenen Strahlungsfluss F vergleicht:
(6)
Hier hat man die Leuchtkraft als Unbekannte (Ausnahme: Supernovae vom Typ Ia). Analog lässt sich aber Dlum als Funktion von z ausdrücken:
(7)
Dies gilt wieder nur für ein flaches Universum, für andere Geometrien ist auch hier ein Korrekturfaktor notwendig.
Bemerkung: Mit den Supernovae Ia lassen sich die Leuchtkraftentfernungen mit dem kosmologischen Modell vergleichen, wodurch diese überprüfbar werden. 1998 stellte man dadurch fest, dass Supernovae weiter weg waren als nach den Modellen vermutet (denn sie erschienen dunkler). Daher führte man wieder die kosmologische Konstante ein.
Schluss Stellt man die Entfernungsmaße für das Standardmodell der Kosmologie als
1 Das Diagramm zeigt die Entfernung aufgetragen über der Rotverschiebung.
Funktion der Rotverschiebung dar, ergibt sich das in der Abbildung 1 dargestellte Diagramm [1]. Wie man sieht, sind die verschiedenen Entfernungen für kleine Werte von z nahezu identisch, weichen danach jedoch deutlich von einander ab. Während Dlum nach oben nicht beschränkt ist, konvergieren Dcom gegen 47,2 GLj, Dltt gegen 13,9 GLj und Dang gegen 0, weshalb letztere einen Hochpunkt bei z = 1,65 aufweist.
Das führt dazu, dass eine Galaxie derselben Größe bei kleinen Rotverschiebungen beginnend immer kleiner erscheint und über z = 1,65 wieder größer wird. Allerdings wird ihre Helligkeit kontinuierlich schwächer.
Quellennachweise [1] http://www.atlasoftheuniverse.com/
redshift.gif
Einladung zur 13. Kleinplanetentagung
vom 4.-6.Juni 2010 in Drebach/Erzgebirge
von Gerhard Lehmann
Die VdS-Fachgruppe ,,Kleine Planeten" und der Förderverein der Volkssternwarte Drebach e.V. laden vom 4. bis 6. Juni 2010 zur 13. Kleinplanetentagung in das Zeiss-Planetarium der Sternwarte Drebach [1] ein. Alle Kleinplanetenbeobachter, Interessenten und Sympathisanten an den Kleinkörpern im Sonnensystem sind herzlich eingeladen.
Seit 1998 lädt die VdS-Fachgruppe ,,Kleine Planeten" an wechselnden Sternwarten zu ihren jährlichen Kleinplanetentagungen ein. Amateure und Profiastronomen treffen sich und fachsimpeln über alle Aspekte der Kleinplanetenbeobachtung. Die stetig gewachsene Teilnehmerzahl zeugt vom regen Interesse an diesem Beobachtungsgebiet.
Die Gemeinde Drebach [2] befindet sich ca. 25 km südlich der Stadt Chemnitz, welche über die Autobahnen A4 und A72 gut zu erreichen ist. Von dort führt die B95 über Ehrenfriedersdorf nach Drebach. Es ist mit ca. 3.550 Einwohnern eines der größten Dörfer im Erzgebirgskreis. In jedem Frühjahr verzieren blau-violette Krokusse, im Volksmund auch ,,Nackte Jungfern" genannt, den
VdS-Journal Nr. 33
106
Kleine Planeten
Ort. Eine besondere Attraktion ist aber unser Zeiss-Planetarium mit Sternwarte, welches so einmalig in Deutschland sein dürfte und mit ca. 20.000 Besuchern pro Jahr nicht nur touristisch genutzt wird. Leistungsstarke Teleskope werden für öffentliche Beobachtungsabende, aber auch im Besonderen für die Kleinplanetenbeobachtung, genutzt. Von den 82 in Drebach entdeckten Kleinplaneten sind 46 für Drebach nummeriert. Unser erster nummerierter Kleinplanet mit der Nummer 10932 erhielt den Namen von David Rebentrost, der Sage nach für die Drebacher Krokusse verantwortlich.
Der Freitag, der 4. Juni 2010, steht zur Anreise und zum gemeinsamen Kennenlernen am Abend in einer gemütlichen erzgebirgischen Gaststätte zur Verfügung. Für die Kleinplanetentagung im multimedial ausgestatteten Zeiss-Planetarium wird der Sonnabend und der Sonntagvormittag genutzt. Wir hoffen auf viele interessante Vorträge von Amateuren und Profis. Auf der Kleinplanetenseite unter http://www.kleinplanetenseite.de/ finden Sie weitergehende Informatio-
1 Zeiss-Planetarium und Sternwarte Drebach (Bild: Jens Kandler)
nen zur 13. Kleinplanetentagung 2010. Unter anderem ein Formular zur OnlineAnmeldung und zu den Übernachtungsmöglichkeiten. Wir würden uns recht herzlich freuen, Sie als Teilnehmer an der 13. Kleinplanetentagung begrüßen zu dürfen.
Literaturhinweise [1] Homepage Zeiss-Planetarium und
Sternwarte Drebach: http://www. sternwarte-drebach.de/ [2] Homepage Drebach: http://www. drebach.de/
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries
Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiter bewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war.
Diesmal können wir ihnen zwei Fotos der gleichen kosmischen Begegnung präsentieren. Die Sternfreunde Rochus Hess (alias Rocky) [1] aus Österreich und
VdS-Journal Nr. 33
1 Die Galaxie M 66 und der
Kleinplanet (118) Peitho. Aufgenommen mit einem 12-Zoll-Newton-Teleskop (f/4) und den Kameras Atik16HR und Canon EOS 300 Astro von Manfred Konrad.
Kleine Planeten 107
Manfred Konrad [2] aus Deutschland fotografierten Ende April 2009 unabhängig voneinander die Begegnung von (118) Peitho mit der Spiralgalaxie M 66 im Löwen. Die Aufnahme von Rocky (Abb. 2) zeigt das Leo-Triplet, bestehend aus den Galaxien M 65, M 66 und NGC 3628. Die Farbkanäle wurden am 21. April 2009 aufgenommen und zeigen den Kleinplanet als farbige Strichspur links von M 66. Am 24. April fertigte Manfred Konrad (Abb. 1) seine Detailstudie von M 66 an. Hier befindet sich (118) Peitho bereits ein gutes Stück rechts von M 66. Er kombinierte dabei CCD-Daten und DSLR-Aufnahmen.
Die drei Spiralgalaxien des Leo-Triplets befinden sich in einer Entfernung von ca. 30 Mio. Lichtjahren. Die Galaxien M 65 und M 66 wurden von Pierre Mechain entdeckt, während NGC 3628 mit ihrer geringeren Flächenhelligkeit von Wilhelm Herschel erstmalig beobachtet wurde.
Der Kleinplanet (118) Peitho war zum Zeitpunkt der Aufnahmen ca. 13,2 mag hell. Der rund 42 km große Asteroid umkreist die Sonne in ca. 3,8 Jahren. Entdeckt wurde er 1872 vom deutschen Astronomen Karl Theodor Robert Luther. Namenpatronin ist die griechische Göttin der Überredungskunst [3]. Beim Vergleich der Bilder sieht man sehr schön, wie sich der Kleinplanet in den vier Tagen weiterbewegt hat.
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-
2 Das Leo-Triplet und der Kleinplanet (118) Peitho. Aufgenommen mit einem
Pentax 75 SDHF-Refraktor und einer Atik16HR CCD-Kamera von Rochus Hess.
Begegnungen zwischen Deep-Sky-Objekten und Kleinplaneten
Datum
Uhrzeit Kleinplanet
mag
Objekt
Art
mag
09.04.2010
23:00
(2531) Cambridge
15,2
NGC 4654
Gx
11,1
18.04.2010
4:00
(5081) Sanguin
15,5
Palomar 4
GC
14,2
10.05.2010
23:00
(509) Iolanda
13,6
NGC 4781
Gx
11,8
15.05.2010
24:00
(1140) Crimea
14,6
NGC 5885
Gx
12,1
08.06.2010
24:00
(3870) Mayre
14,9
M 10
GC
6,6
12.06.2010
24:00
(1777) Gehrels
14,8
M 4
GC
5,6
Tabelle 1: Gx = Galaxie, GC = Kugelsternhaufen
Abstand
8´ 7´ 2´ 4´ 10´ 6´
VdS-Journal Nr. 33
108 Kometen
Objekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine einfache und bequeme Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Co-Autor Klaus Hohmann [4] unter http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von ihm geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene
Parameter wie Helligkeit des Deep-SkyObjektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auswählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
Wir möchten sie im Namen der Fachgruppe ,,Kleine Planeten" der VdS auffordern, ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die 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-
hess.heim.at/ [2] Homepage: http://www.astrofotografie-
laupheim.de/ [3] Wikipedia: http://de.wikipedia.org/
wiki/Peitho_(Mythologie) [4] Homepage: http://astrofotografie.
hohmann-edv.de/grundlagen/
Der Komet C/2006 W3 (Christensen)
von Uwe Pilz
meten auf Aufnahmen des Catalina Sky Survey, welches nach erdnahen Asteroiden suchen soll. Auf den Bildern, welche mit dem 68-cm-Teleskop gewonnen wurden, zeigte sich im Sternbild Luchs ein 18 mag helles Objekt von 15'' Durchmesser und mit einem 25'' langen Schweif. Die erste Amateuraufnahme gelang Giovanni Sostereo knapp zwei Wochen später. Der Komet war seinerzeit mehr als 8 AE von der Sonne entfernt. In diesem Sonnenabstand werden nur wenige Kometen gefunden. Bezüglich Größe und Zusammensetzung ist C/2006 W3
1 Lichtkurve des Kometen C/2006 W3 (Christensen) nach visuellen Beobach-
tungen von Juli 2008 bis Dezember 2009
Der Komet C/2006 W3 (Christensen) ist ein besonderer Himmelskörper. Nur selten können Schweifsterne über einen solch langen Zeitraum beobachtet werden. Seit Anfang 2007 wird dieser Komet durch unsere Fachgruppe verfolgt, und die Beobachtungssaison ist erst Ende 2009 zu Ende gegangen. Ähnliche Umstände erlebten wir bei C/1995 O1 (Hale-
VdS-Journal Nr. 33
Bopp), an dessen Helligkeit Christensen leider nicht heranreicht. Eric J. Christensen fand am 18. November 2006 den Ko-
2 C/2006 W3 (Christensen) am 24.
Januar 2007, 22:23 UT. Instrument 12 Zoll Newton f/4,8, 50 x 30 s auf SXVH9 CCD. Aufnahme Josef Müller.
3 C/2006 W3 (Christensen) am
10. Februar 2008, 19:34-19:59 UT. Instrument 12-Zoll-Newton f/4,8, 48 x 30 s auf SXV-H9 CCD. Aufnahme Josef Müller.
4 C/2006 W3 (Christensen) am 27.
September 2008, 21:10 UT. Instrument 10-Zoll-Schmidt-Cassegrain, f = 840 mm, 10 x 30 s auf Meade DSI PRO II CCD. Aufnahme Dieter Schubert.
ein sehr heller Komet. Wegen des großen Perihelabstandes von mehr als 3 AE blieb es uns jedoch versagt, eine wirklich prachtvolle Erscheinung zu erleben. Um visuell beobachtbar zu sein, müssen Kometen deutlich heller als 18 mag ein. Erst am 4. Dezember 2007, über ein Jahr nach der Entdeckung, konnte Juan Jose Gonzales den nunmehr 14,3 mag hellen Kometen in seinem 8-Zoll-SCT sehen. Ab Juli 2008 wurde der Komet regelmäßig von Amateuren beobachtet. Die Abbildung 1 zeigt die Helligkeitsentwicklung des Kometen im Zeitraum zwischen Juli 2008 und Ende 2009, den letzten Teil als Prognose.
Die erste Aufnahme durch unsere Fachgruppe gelang Josef Müller am 24. Januar 2007 mit einem 12-Zoll-Newton-Teleskop. Der Komet war zu diesem Zeitpunkt immer noch etwa 14 mag schwach und ist auf dem Foto kaum erkennbar (Abb. 2). Wenige Tage später, am 9. Februar,
5 C/2006 W3 (Christensen) am
27. Oktober 2008, 19:12 UT. Instrument 10-Zoll-Newton, f = 1500 mm, 362 s mit Canon 350D bei ISO 800. Aufnahme Christian Harder.
Kometen 109
Anzeige
110 Kometen
6 C/2006 W3 (Christensen) am 27. November 2008, 19:39 UT. Instrument
LX200 / 12-Zoll-SCT, f/10, 3 min bei 2x2-Binning und SBIG ST-10XME. Aufnahme Bernhard Häusler.
8 C/2006 W3 (Christensen) am 25. Dezember 2008, 17:00 UT. Instrument
Vixen ED80/600Sf mit 0,66-fach Reducer, f = 400mm, ST-10XME, Luminanzkanal 4x180 s, RGB 3 x 90 s. Aufnahme David Bender.
7 C/2006 W3 (Christensen) am
13. Januar 2009, 17:40 UT. Zeichnung an einem 32-cm-Newton bei 144x von Uwe Pilz.
VdS-Journal Nr. 33
Kometen 111
9 C/2006 W3 (Christensen) am 21. Mai 2009, 01:00 UT.
Instrument 12-Zoll-Deltagraph, f/3,3, auf Sigma 6303 CCD-Kamera, Luminanzkanal 2 x 500 s + 1 x 300 s, RGB 130 s, 150 s und 180 s. Aufnahme Michael Jäger.
10 C/2006 W3 (Christensen) am 3. Juli 2009, 22:47-23:50
UT. Instrument 16-Zoll-SCT (f/6,3), mit Canon EOS 40D bei ISO 166, 223 s verteilt auf 6 Bilder. Aufnahme Günther Strauch.
bestimmte Werner Hasubick die Helligkeit an einem 17-Zoll-Newton-Teleskop zu 13,4 mag. Josef Müllers zweite Aufnahme gelang einen Tag später und zeigt den Kometen deutlich mit einem Schweifansatz (Abb. 3). Danach ging die erste Beobachtungssaison bald zu Ende, und im Mai 2008 durchlief C/2006 W3 die Konjunktion, 38 Grad nördlich der Sonne. Erst nach der Sommerpause ging die nächste visuelle Sichtung unserer Fachgruppe ein: Am 31. August 2008 sah Dieter Schubert ein 11,9 mag helles Objekt. Ab Oktober wurde der Schweifstern regelmäßig beobachtet, als Objekt knapp 10. Größe stellte es keine beobachterische Herausforderung mehr dar. Dieter Schuberts Aufnahme mit einem 10-Zoll-SCT vom 27. September (Abb. 4) belegt dies. Die helle Koma und ein breiter Schweif sind klar erkennbar. Eine sehr schöne Aufnahme von Christian Harder einen Monat später zeigt schon die Struktur der Koma und deutlich den Schweif (Abb. 5). Wiederum einen Monat später gelang Bernhard Häusler an einem 12-Zoll-SCT eine sehenswerte Detailaufnahme (Abb. 6). David Bender konnte am Weihnachtstag 2008 mit einem kleinen 8-cm-Reflektor die Begegnung des Schweifsterns mit dem Cocoon-Nebel (IC 5146) aufnehmen (Abb. 7).
Der Komet hatte sich inzwischen zu einem Leckerbissen für visuelle Beobachter entwickelt. Selbst kleine 12-cm-Fernrohre oder größere Ferngläser zeigten den 10 mag hellen Schweifstern deutlich. Ich selbst konnte mit einem 32-cm-Newton eine Reihe von Einzelheiten sehen, welche ich Mitte Januar in einer Zeichnung festhielt (Abb. 7). Schließlich stand der Schweifstern im März 2009 wieder in Konjunktion zur Sonne und konnte von unserer Fachgruppe erst im Mai erneut beobachtet werden. Die Helligkeit war in Übereinstimmung mit den Prognosen weiter gestiegen und lag bei 9 mag. Welche Fülle an Einzelheiten ein solch heller Komet bietet, belegen die Aufnahmen von Michael Jäger aus dem zweiten Maidrittel 2009 (Abb. 9) und diejenige von Günther Strauch von Ende Juli 2009 (Abb. 10).
Christensen erreichte zum Redaktionsschluss Anfang August 2009 mit 8,5 mag seine größte Helligkeit. Im weiteren Verlauf des Jahres werde es allmählich schwächer und erreichte Ende des Jahres 10,5 mag erreichen. Der Komet stand dann tief im Schützen und bewegte sich weiter südwärts. Für Beobachter auf der nördlichen Hemisphäre ging damit eine sehr lange Beobachtungsperiode zu Ende.
VdS-Journal Nr. 33
112 Kometen
Komet Halley 1910 II
von Heinz Kerner
Vor fast genau 100 Jahren, im Frühjahr 1910, befand sich die Welt im Kometenfieber. Die Rückkehr des Halleyschen Kometen stand bevor, und wie immer bei solchen Ereignissen ging mit der Begeisterung für den Kometen auch die Furcht um. Daran hat sich bis heute nichts geändert. Es gab aber wohl keine andere Kometenerscheinung, zu der es so viele humorvolle Beiträge gab, die die Begeisterung und die Angst der Menschen zum Thema hatten. In Form von Bildern, Zeichnungen, Karikaturen, Zeitungsartikeln und -anzeigen, Postkarten, und, und, und. Es gibt nun schon einen verständlichen Grund dafür, warum das damals so ausgeprägt war, aber der allein kann es nicht gewesen sein. Ich glaube die Menschen damals, wenige Jahre vor Beginn des 1. Weltkriegs, waren einfach
2 Bildergeschichte aus Frankreich,
von links nach rechts unterschrieben mit: ,,vorher, während, nachher".
1 Komet Halley und die Planeten. Postkarte von 1910.
darunter, schwer angeschlagen, Schädelbruch so wie es aussieht. Jupiter, der König der Planeten, sowie Erde, Saturn und ein paar von den Kleinen sind auf der Flucht, die Venus ist in Tränen ausgebrochen, typisch Frau, einzig der Mars mit Pickelhaube und Säbel bewaffnet will sich dem Kometen entgegenstellen, wird von diesem aber gar nicht beachtet. Nettes Detail am Rande: Die beiden kleinen Marsmonde in Bildmitte am oberen Rand tragen auch schon Pickelhauben. Und was sonst noch alles passieren kann,
nur gut drauf. Vielleicht wird der Leser diese Einschätzung teilen - einige dieser Kometenbilder der etwas anderen Art sollen nachfolgend gezeigt werden.
Wenn ein solch grober Geselle durch das Sonnensystem poltert, dann ist nun mal mit Zerstörung und Leid zu rechnen, wie in der Abbildung 1 dargestellt: Neptun, links oben, ein Trümmerfeld. Uranus,
3 ,,Bis hierher und nicht weiter".
Postkarte von 1910.
VdS-Journal Nr. 33
Kometen 113
5 Programm der Hamburger Flora zum Weltuntergang.
4 Zeichnung ,,Beobachtung des Kometen". Man beach-
te, wie detailgenau Fernrohr und parallaktische Montierung dargestellt sind. Der Zeichner muss sich mit diesen Dingen ausgekannt haben.
wenn ein heller Komet am Himmel steht, zeigt in der Abbildung 2 eine Geschichte aus Frankreich ...
Einem solchen Treiben musste entgegen getreten werden, am besten durch eine deutsche Amtsperson, vor der sogar Kometen Respekt haben. ,,Bis hierher und nicht weiter" (Abb. 3), und vor Schreck ist dem Halley der Spazierstock aus der Hand gefallen. Interessant auch diese Theorie zur Entstehung von Kometenschweife: Die schmöken, die Burschen! Der Maler Arthur Thiele schuf gleich eine ganze Serie von Bildern zum Thema ,,Der Komet kommt!", die dann als farbige Postkarte aufgelegt wurden. Die Grundstimmung seiner Bilder ist stets die gleiche, allgemeines Chaos und Durcheinander und immer mitten drin ein völlig überforderter dicker Polizist mit weißen Handschuhen und Pickelhaube. Bei Sammlern und Händler alter Postkarten sind diese immer noch zu bekommen. Aber nicht nur der einfache Mann, auch die Astronomen bekamen ihr Fett ab, wie in der Abbildung 4 zu sehen ist. Dieser Kometenfreund von damals war offensichtlich bereit, für einen guten Blick auf den Kometen Kopf und Kragen zu riskieren.
Was die Kometenfurcht betrifft, so standen die Dinge dieses Mal aber wirklich schlecht. Die Astronomen hatten nämlich herausgefunden, dass die Erde am 19. Mai den Kometenschweif kreuzen würde. Zwei Jahre zuvor war im Schweif des Kometen Morehouse spektroskopisch Cyangas nachgewiesen worden - mit anderen Worten: Blausäure. Der Sachverhalt war damit klar: Der Weltuntergang stand bevor! Was konnte man noch tun? Sich mit Kometen-Whisky betrinken (den gab es tatsächlich in Amerika) und sich in das unvermeidli-
6 Rettungsleiter zum Mond. Postkarte von 1910.
7 Schnellste Beförderung zum Mond. Postkarte von 1910.
VdS-Journal Nr. 33
114 Kometen
derungen waren aber immer schon ein wenig teurer.
Der 19. Mai ging schadlos vorüber, der Weltuntergang blieb aus, und so konnte man sich wieder sorglos der weiteren Betrachtung des Kometen hingeben (Abb. 8).
8 So sah Halley 1910 II tatsäch-
lich aus: Hier eine Aufnahme vom 21.04.1910 um 15:58 UT, 45 min belichtet am Transvaal Observatory. Quelle: B. Donn, J. Rahe, J.C. Brandt, 1986: ,,Atlas of Comet Halley 1910 II", NASA SP-488, 68. (Bild herausgesucht von der Redaktion)
7 Im wunderschönen Monat Mai... Postkarte von 1910.
che Schicksal fügen? Oder sollte man ein letztes großes Fest feiern? Kometenpartys waren damals auf der ganzen Welt beliebt; keine Beobachtungsveranstaltungen, so wie wir diesen Begriff heute verstehen, sondern rauschende Feste. Ein solches Fest gab es auch in der Hamburger Flora. Das Programm des Abends ist in der Abbildung 5 nachzulesen.
In einem Artikel der New York Times wurde empfohlen, sich ein U-Boot zu mieten und abzutauchen. Nun fragt man sich, was nützt da noch ein U-Boot, wenn die Welt untergeht? Die Antwort findet sich im Text. Cyangas ist nicht wasserlöslich und wenn man mit ausreichend Proviant versorgt drei Tage abgetaucht
VdS-Journal Nr. 33
bleibt, gehört einem danach die Welt, weil ja niemand sonst mehr da ist. Sollte die Menschheit dennoch überlebt haben, könnte man sich aber auch Spott und Gelächter ausgesetzt sehen. Oder sollte man auf den Mond, unserem nächsten kosmischen Nachbarn fliehen? Der Gedanke war sehr verbreitet und das Problem, dort hin zu gelangen, beflügelte die Phantasie. Der Praktiker sagt sich, ganz einfach, mit einer langen Leiter (Abb. 6). Und für 50 Pfennige pro Person eine sehr preiswerte Möglichkeit, zum Mond zu kommen - wenn das die Amerikaner vor Beginn des Apollo-Projekts gewusst hätten! Wer es eiliger hatte, konnte sich auch mit einer Kanone auf den Mond schießen lassen (Abb. 7). Schnelle Beför-
Sternbedeckungen
115
Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes, 1. Halbjahr 2009
Tag
Januar
Februar
März
April
Mai
Juni
1
0
0
2
0
0
3
0
0
4
0
0
5
0
0
6
0
0
7
2
0
8
0
0
9
6
0
10
14
0
11
13
3
12
5
6
13
2
1
14
0
0
15
0
1
16
0
0
17
0
0
18
0
0
19
3
0
20
0
0
21
0
0
22
0
0
23
0
0
24
0
7
25
0
2
26
0
1
27
0
0
28
1
0
29
0
-
30
0
-
31
0
-
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
8
1
3
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
2
0
2
0
0
0
0
0
0
5
0
0
0
0
1
0
2
0
5
0
-
0
18
0
17
0
19
2
12
0
6
0
0
0
0
0
2
0
1
0
0
0
0
0
0
3
0
8
0
7
0
7
0
4
3
7
0
2
0
0
0
0
2
2
11
5
9
0
10
0
5
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
7
-
Mittel
1,5
0,8
0,5
0,4
1,7
3,8
Sternfinsternis über Europa
- Asteroid (472) Roma bedeckt einen 2,7 mag hellen Stern am 8. Juli 2010
von Oliver Klös
1. Teil: Tipps für die Beobachtung und Messung
Am 8. Juli 2010 steht am späten Abend ein ganz außergewöhnliches Ereignis an. Der 2,7 mag helle Stern Delta Ophiuchi im Sternbild Schlangenträger wird von dem nur 13,5 mag hellen Asteroiden
(472) Roma bedeckt. Der Schatten des Asteroiden streift dabei über Finnland, Schweden, Norddeutschland, Belgien, Luxemburg, Frankreich, Spanien, Portugal und die kanarischen Inseln. Die Bedingungen für die Bedeckung durch (472) Roma sind ideal. Der etwa 51 km große Asteroid schiebt sich gegen 21:57
UT (23:57 MESZ) vor den Stern. Für einen Beobachter in der Mitte des Schattenpfades wird der Stern über fünf Sekunden vom Himmel ,,verschwinden". Kein Beobachter sollte sich dieses Ereignis entgehen lassen und sollte es möglichst messen. Diese Messung muss gut vorbereitet werden.
VdS-Journal Nr. 33
116
Sternbedeckungen
1 Sehen Sie den Unterschied? Das Sternbild Ophiuchus (Schlangenträger) zum Zeitpunkt der Bedeckung. Links ist Delta Oph
sichtbar, das rechte Bild zeigt die Konstellation während der Bedeckung. Zenit ist oben. Grafik: O Klös, erstellt mit GUIDE 8.0
Die Messung
Warum die Bedeckung messen? Mitglieder der IOTA-ES (International Occultation Timing Association - European Section) [1] werden die Bedeckung europaweit messen und auswerten. Sie messen den Zeitpunkt und die Dauer der Bedeckung. Damit lässt sich eine hochgenaue Positionsangabe des Asteroiden erstellen und sein Durchmesser auf wenige Kilometer genau bestimmen. Wenn sehr viele Beobachter sich senkrecht zum Pfad verteilen, kann sogar das Profil des Asteroiden bestimmt werden. Damit sind Rückschlüsse auf seine Form möglich. Daher ist es sinnvoll, wenn Sie nicht nur das Ereignis beobachten sondern auch messen. Wenn auch die Beobachtung mittels Video mit Zeitsignaleinblendung bevorzugt wird, liefert auch die rein visuelle Beobachtung wertvolle Daten.
Was brauche ich für die Messung? Alles was Sie benötigen ist eine Stoppuhr mit Zwischenzeit (oft im Handy eingebaut) und eine handelsübliche Funkuhr. Ein Teleskop ist hilfreich und einer Beobachtung mit bloßem Auge vorzuziehen - auch bei einem solch hellen Stern wie bei der Roma-Bedeckung. Bitte nur ein Fernglas verwenden, wenn Sie ein Stativ benutzen. Eine Beobachtung mit dem Fernglas aus der freien Hand mit der Stoppuhr in der anderen Hand ist doch sehr schwierig.
VdS-Journal Nr. 33
Eine kleine Anleitung Sie starten die Stoppuhr beim Verschwinden des Sterns und betätigen die Taste für ,,Zwischenzeit" beim Wiedererscheinen des Sterns. Jetzt sehen Sie auf die Funkuhr und halten die Stoppuhr zu einer Referenzzeit an. Diese Referenzzeit kann z. B. die übernächste volle Minute sein.
Ein Beispiel: Zwischenzeit der Stoppuhr: Endzeit der Stoppuhr: Referenzzeit:
4,56 s 83,34 s 23:58:00 h
Die Stoppuhr haben Sie in unserem Beispiel zur vollen Minute angehalten, die Stoppuhr 83,34 Sekunden zuvor gestartet. Verschwinden des Sterns und Start der Stoppuhr sind identisch, d. h. die Bedeckung begann um 23:58:00,00 - 83,34 s = 23:56:36,66 Uhr. Die gemessene Zwischenzeit ist mit der Dauer der Bedeckung identisch. Addieren Sie nun zum Zeitpunkt des Beginns der Bedeckung die gemessene Dauer und Sie erhalten den Zeitpunkt des Wiedererscheinens des Sterns (im Beispiel: 23:56:36,66 + 4,56 s = 23:56:41,22 Uhr).
Wenn hier auch Hundertstelsekunden angegeben sind, bei einer solchen Messung liegt die Genauigkeit nur bei etwa einer Sekunde. Die Genauigkeit der Anzeige der Funkuhr hängt davon ab, wann die Uhr das letzte Mal ein Zeitsignal emp-
fangen hat, außerdem reagieren die Displays der Uhren auf niedrige Temperaturen mit Verzögerungen, was bei diesem Ereignis im Sommer aber nicht so eine entscheidende Rolle spielen sollte.
Nicht unter zu bewerten ist auch die Reaktionszeit des Beobachters. Sie ist abhängig auch von der ,,Tagesform". Müdigkeit ist ein nicht zu unterschätzender Faktor. Bitte schätzen Sie Ihre Reaktionszeit ehrlich ein und berücksichtigen Sie diese bei Ihren gemeldeten Zeitangaben. Selbst eine lange Reaktionszeit ist nicht tragisch, sie muss nur bekannt sein, damit sie berücksichtigt werden kann. Die Reaktionszeit beim Verschwinden des Sterns ist oft länger als beim Wiedererscheinen am Ende der Bedeckung. Hier spielt der ,,Überraschungsmoment" eine große Rolle. Beim Wiedererscheinen des Sterns ist der Beobachter schon besser auf das Ereignis vorbereitet und reagiert in der Regel schneller.
Ein paar Tipps zur praktischen Durchführung der Messung
Die Messung üben Üben Sie vorher die Messung und die Handhabung der Stoppuhr. Sie müssen die Uhr ,,blind" bedienen können.
Ein Diktiergerät kann als ,,Backup" dienen, wenn Sie das Verschwinden und das
Sternbedeckungen
117
Auftauchen des Sterns sowie das Erreichen der Referenzzeit ,,ausrufen".
Es gibt keine zweite Chance für dieses außergewöhnliche Ereignis!
Beobachten Sie von einer ruhigen Stelle aus.
Bei der Messung müssen Sie sich voll konzentrieren. Ein vorbeifahrendes Auto oder plötzlich auftauchende Personen können Sie entscheidend ablenken.
Sorgen Sie für entspanntes Beobachten. Achten Sie darauf, dass sie warm genug angezogen sind, und kommen Sie nicht ,,auf den letzten Drücker" am Beobachtungsort an. Ihre volle Konzentration ist gefordert.
Keine Gruppenbeobachtung Wenn ihr Astronomie-Club eine Beobachtung plant, beobachten Sie nicht alle gemeinsam von einer Stelle aus. Zum einen lenken Sie sich damit nur unnötig gegenseitig ab und zum anderen verschenken Sie wertvolle Messpunkte. Verteilen Sie die Beobachter in Zweiergruppen im Abstand von z. B. 2 km senkrecht zum Pfad. So liefert jede Zweiergruppe eine eigene Messreihe. Doppelt besetzte Beobachtungsorte haben den Vorteil, dass die Beobachtung und Messung vom zweiten Beobachter bestätigt werden kann. Das ist gerade bei ungeübten Beobachtern sinnvoll. Die beiden Beobachter können die gleiche Funkuhr verwenden, brauchen aber jeder eine eigene Stoppuhr.
Auch außerhalb des berechneten Pfades beobachten Das Berechnen der Vorhersagen von Bedeckungen durch Asteroiden ist eine hohe Kunst. Pfadverschiebungen gegenüber den Vorhersagen sind ganz normal und machen einen Teil des Reizes aus, Sternbedeckungen zu beobachten. Vielleicht verschiebt sich der reale Pfad in Ihre Richtung!
Nicht auf die vorausberechnete Zeit verlassen Wie auch die Lage des Pfads Unsicherheiten unterliegt, ist auch der Zeitpunkt der Bedeckung nicht mit aller Genauigkeit vorherzusagen. Beginnen Sie die Beobachtung frühzeitig, mindestens
2 Eine Vorhersage des Pfadverlaufs über Deutschland. Die dunkelgrünen
Linien zeigen den vorausberechneten Pfad, die hellgrüne die Pfadmitte. Die blauen gestrichelten Linien geben die 1-Sigma Zone an. Irgendwo zwischen diesen Linien findet mit einer Wahrscheinlichkeit von 68 % die Bedeckung statt. In der 2-Sigma Zone ist die Wahrscheinlichkeit mit 95 % gegeben. Bitte beachten Sie: Pfadverschiebungen sind noch möglich! (Berechnung von Steve Preston, 15. Oktober 2009) Karte: O. Klös
eine Minute vor der berechneten Zeit und lassen Sie den Stern nicht mehr aus den Augen. Auch nach einer beobachtenden Bedeckung etwa eine Minute weiter beobachten.
Warum nach einer erfolgten Bedeckung weiter beobachten? Durch Sternbedeckungen sind schon Monde von Asteroiden entdeckt worden. Es kann möglich sein, dass vor oder nach einer Bedeckung der Stern ein zweites Mal verschwindet. Diese Ereignisse sind in der Regel sehr kurz und visuell mit der Stoppuhr nicht zu messen. Aber Sie können vielleicht mit Ihrer Beobachtung eine andere Messung bestätigen. Schätzen Sie die Dauer des kurzen Verschwindens und geben Sie den ungefähren Zeitpunkt in Ihrem Bericht an.
Vergewissern Sie sich, dass Sie den richtigen Stern beobachten Kein Witz - das Beobachten des falschen Sterns ist schon passiert. Im Fall
von (472) Roma befindet sich der 0,5 mag schwächere Epsilon Ophiuchi nur 1,4 Grad vom Zielstern Delta Ophiuchi entfernt.
Nach der Beobachtung Damit Ihre Daten ausgewertet werden können, ist es notwendig einen Bericht auszufüllen [2]. Dieses Formular nimmt nicht nur Ihre Zeitdaten (Start und Ende der Beobachtung, Zeiten der Bedeckung) auf, sondern auch das verwendete Instrument und Ihre Beobachtungsposition. Diese ist besonders wichtig.
Ohne eine genaue Positionsbestimmung ist Ihre Messung nicht zu verwerten! Bestimmen Sie daher nach Ihrer Messung mit einem GPS-Empfänger oder einer topografischen Karte die geografische Länge und Breite sowie die Höhe ihres Beobachtungsortes. Natürlich können Sie auch ,,Google Earth" verwenden. Geben Sie auf jeden Fall die verwendete Quelle Ihrer Positionsmessung im Bericht an.
VdS-Journal Nr. 33
118
Veränderliche
Für jeden Beobachter wird ein eigener Bericht ausgefüllt. Auch wenn sie von der gleichen Position aus beobachten.
Bitte senden Sie auch einen Bericht wenn der Stern NICHT verschwunden ist! Auch eine negative Beobachtung ist wertvoll, z. B. bei der Bestimmung der Ränder des Asteroiden.
Füllen Sie nach Möglichkeit das Formular in englischer Sprache aus. Sie erleichtern damit die Auswertung, die europaweit durchgeführt wird.
Für die Bedeckung durch (472) Roma wird es allerdings auch ein deutschsprachiges Formular geben. Mitglieder der
,,VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen (IOTA-ES)" werden Ihre Meldung dann übersetzen und weiter leiten. Bitte geben Sie in dem Formular unbedingt Ihre EMail Adresse für Rückfragen an. Selbst sehr erfahrene Beobachter von Sternbedeckungen haben mal einen Zahlendreher in ihren Berichten.
Die Formulare (deutsch und englisch) gibt es auf der Webseite der IOTA-ES. Dort finden Sie auch die E-Mail Adresse, an die Sie Ihren Bericht nach der Beobachtung schicken.
Bitte senden Sie einen Bericht nur, wenn Sie eine Beobachtung durchführen konnten. Berichte über Beobachtungsversu-
che, die z. B. wegen Wolken kein Ergebnis brachten, werden nicht berücksichtigt und erhöhen nur unnötig die Arbeit bei der Auswertung.
Im zweiten Teil des Artikels im ,,VdSJournal für Astronomie" Nr. 34 wird detailliert auf die Bedeckung durch (472) Roma am 8. Juli 2010 eingegangen.
Literaturhinweise [1] www.iota-es.de [2] www.euraster.net/results/
report-form.txt
Epsilon Aurigae im ,,freien Fall"
von Dietmar Bannuscher
Der bemerkenswerte und geheimnisvolle Bedeckungsstern Epsilon Aurigae wird bei Drucklegung dieses Journals für die meisten Beobachter zurzeit nur schwer zu beobachten sein. Der sonst 3 mag helle Stern neben Capella befindet sich wie alle 27 Jahre in seinem Minimum von unter 4,5 mag (dieses Minimum dauert ungefähr ein Jahr), eine ihn umkreisende Staubscheibe sollte ihn nun vorerst stark verdeckt haben.
Diese Staubscheibe ist rätselhaft, sie ist keine Ansammlung von überströmender Materie des hellen Sterns, sondern wohl eher eine protoplanetarische Scheibe. Die Scheibenmitte ist für Blicke durchlässiger, obwohl unklar ist, was sich dort befindet. Man geht von einem nicht sichtbaren schweren Stern aus oder einem Doppelsternsystem. Auf jeden Fall bietet Epsilon Aurigae zur Mitte der Bedeckung hin eine Aufhellung (wahrscheinlich geschieht dies im Sommer 2010), dies könnte ein ,,Blick" durch die Scheibenmitte auf den hellen Stern sein. Die Beobachtung des Sterns bleibt also spannend, machen Sie weiter mit, Fernglas genügt!
1 Sternkarte für Epsilon Aurigae mit
freundlicher Genehmigung der AAVSO
VdS-Journal Nr. 33
2 BAV-Gemeinschaftslichtkurve
von Epsilon Aurigae von September 2008 bis Mitte November 2009
Veränderliche 119
1RXS J055229.5+592842 - eine veränderliche Seyfert-Galaxie
von Klaus Wenzel
1RXS J055229.5+592842 ist ein mit visuell etwa 14 mag recht heller AGN im Sternbild Camelopardalis und wurde zunächst als Infrarotquelle von dem Satelliten IRAS und später als Röntgenquelle von dem Satelliten ROSAT erfasst. Diese beiden identischen Quellen wurden schließlich 1999 mit dem Radiokatalog der NRAO VLA Sky Survey von Franz Bauer und Kollegen vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in Charlottesville abgeglichen und optisch mit einem nahezu stellaren Objekt auf dem POSS identifiziert. Bei diesem Objekt handelt es sich, aufgrund des Spektrums, um eine Seyfert-1-Galaxie mit einer Rotverschiebung von z = 0,058. Dieser Wert rückt die ROSAT Röntgenquelle 1RXS J055229.5+592842 in eine Entfernung von etwa 234 Mpc oder 760 Millionen Lichtjahre. In der Veröffentlichung von Franz Bauer ist eine Helligkeit von 15,8 mag (hierbei handelt es sich vermutlich um eine Blauhelligkeit) angegeben, was einer Absoluthelligkeit von -21,9 Mag entspricht [1]. Aufgrund dieser ermittelten Absoluthelligkeit wurde 1RXS J055229.5+592842 von Veron in seiner 10. Ausgabe seines Quasar- und AGNKataloges von 2001 als AGN geführt - das Quasar-Kriterium liegt ja bekanntlich bei M -23 Mag.
1 Das Feld um 1RXS J055229.5+592842 nördlich des etwa 9 mag hellen
Sterns SAO 25422 (POSS I Ausschnitt 20' x 20')
VdS-Journal Nr. 33
120
Veränderliche
lich des AGN befindet sich ein 14,9 mag (GSC) heller Vordergrundstern. Eine weitere anonyme, deutlich lichtschwächere Galaxie ist etwa 50 Bogensekunden nordwestlich von 1RXS J055229.5+592842 auf dem POSS zu erkennen. Bei dieser Galaxie könnte es sich möglicherweise um einen echten Begleiter des AGN handeln.
Meine erste eigene
visuelle Beobach-
tung vom 26. Sep-
tember 2008 am
2 1RXS J055229.5+592842 mit verwendeten Vergleichs- 317 mm / 1.500 mm
sternen aus dem GSC (POSS II)
Newton-Teleskop in
meiner Dachstern-
Der AGN, nördlich (~8') im Feld des 9 warte in Wenigumstadt (Odenwald) zeig-
mag hellen Sterns SAO 25422, zeigt sich te den AGN mit einer visuellen Helligkeit
im Guide Star Catalog (GSC) identisch von etwa 13,9 mag als absolut stellares
mit dem 14,2 mag hellen stellaren Ob- Objekt. Unmittelbar nordöstlich ist, noch
jekt GSC 3762 955 (Abb. 1). Auch auf der am Limit, der oben erwähnte 14,9 mag
Aufnahme von Hans Vehrenberg, die er helle Vordergrundstern sichtbar. Bei wei-
am 09.03.1969 zu seinem Atlas Stellarum teren visuellen Beobachtungen in den
in seiner Sternwarte in Falkau (Schwarz- Folgenächten (29.09.2008 13,7 mag;
wald) belichtete, sowie auf einer weiteren 02.10.2008 14,2 mag; 04.10.2008 14,0
Aufnahme des Lick Observatoriums vom mag) wurde die Veränderlichkeit des
21.02.1955 zum Lick Observatory Sky AGN offensichtlich.
Survey ist das Objekt eindeutig heller als
15 mag, als Punktquelle abgebildet.
Eine der markantesten Helligkeitsver-
änderungen zeigte sich zwischen dem
Nur etwa 24 Bogensekunden nordwest- 29.09. und dem 02.10.2008. Während
dieser drei Tage verlor der AGN etwa eine halbe Größenklasse an Helligkeit und fiel von 13,8 auf 14,2 mag. Es folgte dann bis etwa Anfang Dezember eine relativ ruhige Phase, bei der sich die Helligkeit des Objektes relativ stabil zwischen 13,7 und 13,9 mag bewegte. Um die Weihnachtstage fiel die visuelle Helligkeit dann wieder auf etwa 14,1 mag ab, um zum Jahresende wieder recht steil auf 13,8 mag anzusteigen (Abb. 3).
Aufgrund dieser bisher visuell beobachteten Helligkeitswerte überschreitet 1RXS J055229+592842 wohl zumindest zeitweise das Quasarkriterium (M - 23 Mag).
Ob der AGN längerfristig größere Helligkeitsveränderungen als die bisher beobachteten zeigt, kann wohl nur durch längere Überwachung zu klären sein. Bedingt durch die hohe Deklination von +59 Grad , der relativ großen Helligkeiten und der unmittelbar benachbarten guten Vergleichssterne (Abb. 2) ist dieser nahezu unbekannte AGN sicher ein lohnendes visuelles Ziel für mittlere Teleskope ab etwa 200 mm Öffnung.
Literaturhinweise [1] F.E. Bauer et al., 2000: ,,RBSC-
NVSS Sample I : Radio and optical identifications of a complete sample of 1556 bright X-Ray Sources", Astrophys. J. Suppl. 129, 547 [2] K. Wenzel, 2009: ,,1RXS J055229+592842 - ein veränderliches extragalaktisches Objekt", BAV-Rundbrief 1/2009, 39
3
Eine erste Lichtkurve nach visuellen Beobachtungen von September 2008 bis Oktober 2009 an den 317 mm und 406 mm Newton-Teleskopen der Dachsternwarte in Wenigumstadt
VdS-Journal Nr. 33
Veränderliche 121
BAV - Einführung in die Beobachtung
Veränderlicher Sterne
Neue 4. Auflage
Die vierte, ergänzte und erweiterte Auflage des bewährten Buches in die Praxis der visuellen und CCD-Beobachtung Veränderlicher liegt seit Oktober 2009 vor. Werner Braune, Bela Hassforther und Wolfgang Quester sind Beobachter mit jahrzehntelanger Erfahrung. Sie beschreiben die Vorgehensweise bei der Beobachtungsvorbereitung, der Beobachtung und der Auswertung der Ergebnisse. Dabei werden sowohl die CCD-Technik als auch die visuelle Beobachtung ausführlich erläutert. Prof. Dr. Edward Geyer gestaltet die astrophysikalischen Grundlagen für die verschiedenen Veränderlichentypen. Eine Beschreibung der aktuellen Klassifikation der Veränderlichen, ein ausführliches Literaturverzeichnis, nützliche Internetadressen und Tabellen runden das Buch ab. Außer Ergänzungen und notwendigen Korrekturen enthält die 4. Auflage wesentliche Erweiterungen im Bereich des Kapitels Auswertung. Die Themen wurden ausführlicher als bisher durch weitere Autoren beschrieben. Ein Abkürzungsverzeichnis ist neu angefügt.
Gliederung der BAV Einführung:
1 Veränderliche Sterne - Beobachtungsmöglichkeiten Bedeckungsveränderliche, RR-Lyrae-Sterne, Cepheiden, Mirasterne, Halbregelmäßige und RV-Tauri-Sterne, Eruptive Veränderliche, Novae und Supernovae
2 Astrophysikalische Grundlagen für die verschiedenen Veränderlichentypen Die Zustandsgrößen der Sterne. Die realen Zustandsdiagramme der Sterne. Stabilitätsfragen bei Sternen. Himmelsmechanische Grundlagen der Doppelsterne und Bedeckungsveränderlichen. Visuelle und Spektros kopische Doppelsterne. Enge- und photometrische Doppelsterne
3 Visuelle Beobachtung Die Argelandersche Stufenschätzmethode. Beobachtung mit Helligkeitsangaben nach der Pickering-Methode. Die grafische Auswertung von Lichtkurven. Die Erfassung von Beobachtungen. Aufsuchen und Auffinden Veränderlicher
4 Grundlagen und Hilfsmittel Das Auge. Instrumente. Umgebungskarten. Stern-Atlanten und zugehörige Kataloge. Veränderlichen-Kataloge und Veränderlichen-Literatur
5 Aufstellung eines Beobachtungsprogramms Grundsätzliches zu Beobachtungsprogrammen. Beobachtungsvorbereitung
6 Messende Beobachtung Beobachtung mit CCD-Technik. Differentielle Fotometrie. Fotometrie mit Filtern
7 Auswertungen Julianisches Datum und Tagesbruchteile. Die Lichtzeitkorrektur. Die Terrestrische Zeit. Methoden zur Bestim mung von Maxima und Minima. Softwareprogramme zur Bestimmung von Maxima und Minima. Das Re duzieren von Beobachtungen. Auswertungsangaben zur Publikation. Der Beobachtungskreislauf. Lichtwech sel-Elemente. Das (B-R)-Diagramm zur Periodenanalyse. Bestimmung der Lichtwechselelemente. Perioden suchprogramme. Periodensuche - Praktisches Beispiel (mit AVE)
8 Aus der Arbeit der BAV Über die BAV. Die Zusammenarbeit mit Fachastronomen
9 Anhang GCVS-Veränderlichen-Typen, Tabellen, Literaturverzeichnis einschließlich digitaler Medien, Organisationen, Abkürzungsverzeichnis wichtiger Begriffe.
10 Index
Vierte, ergänzte und erweiterte Auflage. 318 Seiten, Format 22,5 x 16 cm, 118 Abbildungen, 10 Tabellen, Glanzfolienkaschierung, Preis 22,- EUR, zzgl. Versandkosten Erhältlich bei: BAV, Munsterdamm 90, D-12169 Berlin, oder zentrale@bav-astro.de
VdS-Journal Nr. 33
122
VdS-Nachrichten
Wir begrüßen neue Mitglieder
von Ruth Lulay, VdS-Geschäftsstelle
M.-Nr. Name
Vorname
9733 Dr. Wrede Joachim
9744 Neumann Leopold
9743 Illes
Tim
9742 Weder
Sabine
9738 Brunngräber Robert
9745 Göller
Michael
9714 Huyer
Joachim
9720 Lemaire
Charles
9737 Rodoschegg Andreas
9748 Dr. Streit Werner
9746 Oertlin
Alexander
9747 Schiffer
Karl-Heinz
9760 Astron. Arbeitskreis Salzkammergut
9762 Moseler
Günther
9741 Salgado
Hugo
9767 Steilen
Gerald
9749 Flügge
Andreas
9751 Eyck
Rudolph
9752 Schaffer
Thomas
9753 Vollkommener Rainer
9755 Fränkel
Stefan
9758 Rusche
Sebastian
9759 Langer
Christoph
9761 Malitz
Rainer
9763 Fischer
Mario
9764 Dr. Schwemin Bertram
PLZ 70378 82281 50672 35037 07743 55118 79585 70839 86833 85456 79410 61276 A8620 53919 13409 37073 46514 07747 99510 50668 46509 99610 06217 20251 10318 23611
Ort Stuttgart Egenhofen Köln Marburg Jena Mainz Steinen Gerlingen Ettringen Wartenberg Badenweiler Weilrod-Altweilnau Seewalchen Weilerswist Berlin Göttingen Schermbeck Jena Apolda Köln Xanten Vogelsberg Merseburg Hamburg Berlin Bad Schwartau
M.-Nr. Name
Vorname
9765 Bindernagel Ali
9766 Remmert Otto
9769 Richter
Ralf
9771 Schieder
Hermann
9772 Föhlinger Karl-Werner
9773 Bornemann Hartmut
9768 Ditmmann Bruno
9770 Espey
Fred
9775 Dr. Fehrle Martin
9750 Girschick Horst
9756 Henkel
Jörg
9777 Lux
Klaus
9778 Schedler
Werner
9757 Waida
Jürgen
9754 Anlauf
Maria
9774 Böhm
Dustin
9780 Klamann Rüdiger
9781 Kuss
Andre Lars
9786 Mraz
Franz
9782 Dr. Oberschelp Walter
9779 Schweizer Ernst
9783 Wummel/ITB Hans-Jürgen
9785 Angeli
Rudolf
9789 Winterer Thomas
9776 Böttcher
Stephan
9790 Hoyler
Stefan
PLZ 42929 88069 20259 92637 87509 38553 76137 31139 50997 61440 46047 84479 31848 45886 44809 71642 58809 69124 81243 52074 73345 75233 79650 86405 70193 73117
Ort Wermelskirchen Tettnang Hamburg Weiden Immenstadt Wasbüttel Karlsruhe Hildesheim Köln Oberursel Oberhausen Waldkraiburg Bad Münder Gelsenkirchen Bochum Ludwigsburg Neuenrade Heidelberg München Aachen Hohenstadt Tiefenbronn Schopfheim Meitungen Stuttgart Wangen
50 Jahre
635
Günter
639
Alfred
676
Joachim
683 Dr. Mario
691
Rüdiger
693
Werner
703 Dr. Karl-August
712
Eckhard
714
Michel
Loibl Karnapp Moellendorf Fernandes Brück Weiser Keil Alt Lienau
Mitgliederjubiläen
99338 07749 58642 12109 83071 12307 86159 67117 25336
Espenfeld Jena Iserlohn Berlin Stephanskirchen Berlin Augsburg Limburgerhof Elmshorn
715
Manfred
Belter
53340
720
Erwin
Leitmeier
81369
733
Heinrich
Kapp
46539
730
Planetarium Nürnberg
90429
739
Siegfried Grunau
28219
747
Walter-Horn-Gesellschaft e.V. 42705
748
Westf. Volkssternwarte/Planet. 45657
759 Dr. Eckmar
Lohsen
70567
764
Horst-Günter Mallmann
24960
Meckenheim München Dinslaken Nürnberg Bremen Solingen Recklinghausen Stuttgart Glücksburg/Ostsee
VdS-Journal Nr. 33
VdS-Nostalgie 123
ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 8 Nicht erst im ,,Internationalen Jahr der Astronomie 2009" war ,,400 Jahre Galileo" aktuell. Auch vor 50 Jahren war Galileo Galilei bereits Thema in den damaligen VdS-Nachrichten.
VdS-Tagungsberichte
125
Profis und Amateure im Dialog - Eine Tagung zur Spektroskopie
von Thomas Eversberg, Waldbröl
Fachtagungen, die das eigene Interessengebiet abdecken, sind nicht gerade eine körperliche Erholung. Die weite Anreise, Konzentration bei den Vorträgen und Diskussionen bis in die Nacht plagen die eigene Physis - doch die Seele lebt auf! So war es auch wieder bei der Tagung vom 16. - 18. Oktober 2009, diesmal in der Sternwarte Recklinghausen, organisiert vom Schnörringen Telescope Science Institute und Mitgliedern der VdS-Fachgruppe Spektroskopie. Mit einem Hörsaal, einem Ausstellungs- und Seminarraum sowie einem Foyer ist die Sternwarte Recklinghausen bestens für unsere Tagung mit Vortragsprogramm, Poster- und Gerätesitzung geeignet.
Im Laufe der letzten Jahre entwickelte sich die Fachgruppe zu einer international agierenden Amateur- und Profi-
gemeinschaft. So konnten wir diesmal Profis und Amateure aus Deutschland, Österreich, Belgien und Dänemark begrüßen. Wie immer trafen sich die Frühanreiser schon am Freitagabend, diesmal im Residenzhotel rund 200 Meter von der Sternwarte entfernt. Unsere Diskussionen zu Physik, Instrumentierung und die Frage, ob das lokale oder das bayerische Bier vorzuziehen sei, begleiteten uns bis tief in die Nacht.
Das Vortragsprogramm Zunächst stellte der Schüler Benedikt Gröber (Düsseldorf) ein für den Wettbewerb ,,Jugend forscht" geplantes Projekt zur Spektroskopie des Krebsnebels M 1 mit der Bitte um inhaltliche Einschätzung und Unterstützung vor. Die Idee wurde in einer kurzen Diskussion aufgegriffen und inhaltlich-technisch beleuch-
tet. Der Einstieg in die Vorträge geschah durch praktische Anwendungen. Bernd Marquardt (Dormagen) stellte die Entwicklung seines Standardspektrographen vor und brachte diesen auch gleich mit: Ein handliches Gerät geringen Gewichts, dessen Daten mit einer selbst geschriebenen Software ausgewertet werden.
Berthold Stober (Glan-Münchweiler) beeindruckte mit einem besonderen Schmankerl, einem Echelle-Spektrographen aus Holz. Der Aufbau ist zwar relativ simpel, doch wer weiß, wie aufwändig die Justage solch eines Geräts ist, kann sich die Arbeit, die dahinter steckt, vorstellen. Der Einsatz hatte sich gelohnt. Das Gerät liefert hochauflösende Spektren für sehr wenig Geld. Sebastian Hess (Darmstadt) stellte seine Arbeiten mit dem kommerziellen DADOS-Spektrogra-
1 Gruppenfoto der Teilnehmer der Recklinghausener Spektroskopie-Tagung.
VdS-Journal Nr. 33
126
VdS-Tagungsberichte
phen vor und nutzte die mit dem Gerät gewonnenen Daten für eine Darstellung der Sternklassifikation und der entsprechenden Physik. Wir waren beeindruckt, welche Ergebnisse mit diesem Gerät schon erreichbar sind.
Gestärkt durch ein Mittagsbuffet ging es am Nachmittag dann tiefer hinein in die Physik der Sterne. Unsere professionellen Kollegen Gregor Rauw und Thierry Morel vom Astrophysikalischen Institut Liège, Belgien, stellten in einem Doppelvortrag prominente Sternwindeffekte bei massereichen Sternen sowie entsprechende Beobachtungstechniken vor. Eine Bemerkung von Gregor sei hier besonders hervorgehoben: ,,Die Profiastronomen stecken in einer selbst gestellten Falle, die Geräte werden immer größer und kleine Teleskope immer seltener. Aber nur an kleinen Teleskopen bekommt man ausreichend Zeit für Langzeitprojekte. Die Stellarastronomen brauchen darum nun die Amateure."
Udo Zlender (Linz) hatte sich einen neuen Rechner gekauft und wollte doch mal sehen, was dieser so alles kann. Er entwickelte also ein eigenes Programm zur Simulation von Be-Sternscheiben und verglich dessen Ergebnisse mit realen Spektren. Dies hat einen bleibenden Eindruck hinterlassen. Der Institutsleiter Burkhard Steinrücken gab uns nach den anspruchsvollen Vorträgen bei einer ,,Privatvorstellung" im Planetarium der Sternwarte Gelegenheit zur Entspannung. Der restliche Abend gehörte dann ganz den lokal gebrauten Getränken bei gutem Essen und anregenden Gesprächen im Hotel.
Am Sonntagmorgen ging es schon um 9 Uhr weiter und einige ,,Eulen" des letzten Abends waren noch etwas zerknittert. Doch es wurde sofort spannend! Wohl die meisten Amateurastronomen kennen die berühmten und heute in Gold aufgewogenen Zeiss-Objektive APQ 110 und 150. Doch wer kennt den Entwickler dieser wohl immer noch besten Linsenobjektive der Welt? Es ist Wolfgang Holota. Er entwickelt derzeit den InfrarotSpektrographen NIRSPEC des James-Der Holz-Echelle-Spektrograph von Berthold Stober. Webb-Weltraumteleskops bei der Firma Astrium. Die entsprechend spektakuläre Vorstellung des Systems mit all
VdS-Journal Nr. 33
2 Der Holz-Echelle-Spektrograph von Berthold Stober.
seinen Facetten an der vordersten Front des heute Machbaren verursachte wiederholtes Staunen im Auditorium.
Thomas Eversberg (Köln) stellte danach die von der Fachgruppe mit Kollegen aus sieben Ländern (vom Schüler bis zum Rentner) durchgeführte Profi-AmateurKampagne auf Teneriffa vor. Dreieinhalb Monate wurden die Winde massereicher Sterne an einem Beobachtungsplatz der Weltklasse spektroskopisch beobachtet. Mit dieser ersten Kampagne ihrer Art konnte belegt werden, wie gut Amateurastronomen in der Profiliga mitspielen können.
Aus Österreich reiste Richard Gierlinger (Schärding) mit einem besonderen Problem an. Richard arbeitet mit einem Teleskop von 0,7 Meter Öffnung und interessiert sich für die Suche nach Exoplaneten. Um ihn mit möglichst umfangreichen Informationen nach Hause reisen zu lassen, haben wir ein neues Format zum Informationsaustausch ausprobiert - die Round-Table-Diskussion: Richard stellte sein Observatorium vor und daraufhin diskutierten alle Teilnehmer verschiedene Probleme, Überlegungen und Ansätze.
Das Risiko, einer aus Angst vor ,,dummen Fragen" schweigenden Gruppe gegenüberzusitzen, wurde sofort durch einen
angeregten Gedankenaustausch entkräftet. Nach rund zwei Stunden waren wir gemeinsam in der Lage, Richard einen ersten Ansatz mitzugeben.
Unser Markt der Möglichkeiten - Die Poster- und Gerätesitzung Auf früheren Tagungen hatten Teilnehmer immer wieder eigene Geräte mitgebracht und auch das eine oder andere Poster aufgehängt. Diesmal wollten wir dies nicht dem Zufall überlassen, sondern haben einen eigenen, zweistündigen Programmpunkt am Samstagnachmittag daraus gemacht. Ein aus meiner Sicht besonderes Highlight war das selbst entwickelte Laborspektrometer unseres neuen Kollegen Hans-Herrmann Müller (Dillenburg). Dieser und der Holz-Echelle von Berthold Stober waren entsprechend umlagert.
Klaus Vollmann (Waldbröl) demonstrierte am Computer die zwei Excel-Programme SIMSPEC und SIMECHELLE, die alle Parameter zum Bau eines Spektrographen ohne Kenntnis der mathematischen Zusammenhänge ermitteln. Ein wunderbares Werkzeug für alle Selbstbauer, die nicht in die Tiefen der Optik einsteigen wollen.
Was haben wir gelernt? Natürlich stand mal wieder zu wenig Zeit zur Verfügung. Wenn man nicht
VdS-Tagungsberichte
127
nur zuhören, sondern auch diskutieren möchte, sind acht Vorträge das absolute Maximum (wie hatten neun geplant). Aus meiner Sicht ist es jedoch besser, nur sieben Vorträge einzuplanen. Hingegen war die Poster- und Gerätesession ein voller Erfolg. Es zeigt sich mal wieder, dass nichts besser ist, als der persönliche Dialog. Es macht schlicht Spaß, mit einer Tasse Kaffee in der Hand an verschiedenen Postern und Gerätschaften entlang zu schlendern. Das ist nicht nur informativ, sondern auch gruppenfördernd und spannend zugleich.
Die Vorbereitung im Team hat sich ebenfalls bewährt. Zum einen werden die nötigen Vorbereitungen auf mehrere Schultern verteilt und zum anderen können unterschiedliche Vorstellungen eingebracht werden. Sehr glücklich waren wir über Rainer Borchmann in unserem Team. Er wohnt nur wenige Kilometer von Tagungsort entfernt und konnte so auch vor Ort wichtige Fragen mit dem Hotel und der Sternwarte klären. Die Befürchtung, dass ein größeres Vorbereitungsteam (wir waren zu fünft) nicht so effizient arbeiten würde, wie eine ein-
zelne Person, hat sich nicht bestätigt. Im Gegenteil: Neue und durchaus ausgefallene Ideen konnten so realisiert werden.
Resümee Meine persönlichen Eindrücke: Eine Stärke der Fachgruppe ist m.E. die Motivation aller Beteiligten, wissenschaftlich orientiert auf möglichst hohem Niveau zu arbeiten, und sich gleichzeitig dem kritischen Diskurs zu stellen. Das bestätigen die Kollegen aus dem Profibereich, die immer wieder von der inhaltlichen Qualität und den technischen Möglichkeiten der Amateurspektroskopie beeindruckt sind. Dabei fördert sicher die europaweit geringe Kollegenzahl in diesem Fachbereich den Zusammenhalt untereinander. So haben wir uns sehr über Knud Strandbaek aus Dänemark gefreut. Er versucht nun, auch andere dänische Kollegen für die Spektroskopie zu gewinnen. Nicht anders unser Neuzugang Andreas Nimphius aus Ahaus, der unsere Tagung mit größter Begeisterung förmlich aufgesogen hat und nun in seiner Vereinigung entsprechend aktiv werden möchte. Es ist der persönliche Dialog und der gemeinsame Spaß, der spektroskopische Anfän-
ger wie Richard Gierlinger und David Voglsam (beide Österreich) oder Rainer Sparenberg zu uns bringt (alle drei mit Zugang zu Teleskopen der 1-Meter-Klasse). Gerade die Neuzugänge motivieren uns ,,alte Hasen" daher, eigene Arbeit in die Gruppe zu investieren.
Aus diesem Grund bedanke ich mich zum Schluss bei allen Beteiligten für ihre Bereitschaft, ihr Wissen beizusteuern, die Diskussionen mit zu tragen und für den guten Humor. Mein besonderer Dank geht an Rainer Borchmann und Burkhard Steinrücken. Ohne ihre Arbeit und die dauerhafte und unkomplizierte Unterstützung vor Ort wäre unsere Tagung nicht ein solcher Erfolg gewesen.
3 Dicht umlagert: das Spektrometer von Hans-Hermann Müller.
VdS-Journal Nr. 33
SCHWAN LUCHS
LEIER Albireo
Wega HERKULES
GROSSER BÄR
SCHLANGENTRÄGER
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
SCHLANGE (KOPF)
Arktur JUNGFRAU
JAGDHUNDE
HAAR DER BERENIKE
Saturn
SKORPION
Sternkarte exakt gültig für 15. April 1 Uhr MESZ
WAAGE
Spica RABE
BECHER
INER LÖWE KLE
LÖWE
Regulus
SEXTANT
RSCHLANGE WASSE
E
Castor ZWILLINGE Pollux
KREBS Mars KLEINER HUND Procyon
Alphard
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
Mondphasen im April 2010
Letztes Viertel 6.4.
Neumond 14.4.
Erstes Viertel 21.4.
Vollmond 28.4.
Planeten im April
Merkur ist zum einzigen Mal in 2010 am Abendhimmel sichtbar; vom 30. März bis 9. April gegen 21 Uhr MESZ in Westrichtung.
Venus wird zum Abendstern, sie steht aber noch niedrig über dem Westhorizont.
Mars kann noch in der ersten Nachthälfte gesehen werden. Um den 17.4. wandert er am Sternhaufen M 44 (Praesepe) vorbei.
Jupiter ist ein Ziel für Frühaufsteher: Ab Mitte April kann man ihn morgens im Sternbild Wassermann sehen.
Saturn hat seine Opposition gerade hinter sich; er steht gut sichtbar in der Jungfrau. Die Saturnhelligkeit geht leicht zurück.
Uranus ist am Himmel gerade der Sonne begegnet und daher nachts unsichtbar.
Neptun bleibt ebenfalls unsichtbar, erst Ende Mai wird man ihn wieder finden.
Ereignisse im April
02.
Mond-Libration maximal 8,4 Grad
im Mond-NO
03. 04:00 Mond 4,0 Grad W Sco (Antares,
1,1 mag), S-Himmel
04. 00:30 Kleinplanet 4-Vesta (6,9 mag)
1,2 Grad SO Leo (3,0 mag),
W-Himmel
04. 05:30 Kleinplanet 2-Pallas (8,7 mag)
bedeckt Stern SAO101787 (9,1
mag), Sternbild Schlange, beob-
achtbar in Nord- und Süd-
amerika
06. 03:50 Kleinplanet 1-Ceres (8,5 mag)
am S-Rand des off. Haufens
NGC6568 (8,6 mag), Sternbild
Schütze, SO-Himmel
06. 10:37 Letztes Viertel
07. 03:45 Kleinplanet 2-Pallas (8,7mag)
48' NO Ser (4,1 mag), S-Himmel
08. 20:20 Merkur (0,0 mag) in größter
östl. Elongation, 19,3 Grad , W-
Horizont
08. 20:20 Merkur 3,4 Grad NW Venus (-3,9 mag)
09. 03:40 Kleinplanet 1-Ceres (8,5 mag)
3,6' S 14 Sgr (5,5 mag), SO-
Himmel
09. 04h Mond erdfern, Winkeldurch-
messer 29' 31''
14. 13:29 Neumond
15.
Mond-Libration maximal 7,9 Grad
im Mond-SW
15.20:30
15. 21:30
16. 20:30
17. 21:20
21. 00:30 21. 19:20 22. 01:00 22. 02:00 18 24. 01:00 40' 24. 22h 25. 21:00 27. 21:30 28. 13:18 29. 30. 23:30
Mond 2,0 Grad W Merkur (1,4 mag) und 8,8 Grad W Venus (-3,9 mag), WNW-Horizont, tief, schwierig Kleinplanet 2-Pallas (8,7 mag) 49' W Ser (4,7 mag), OHimmel Mond 4,6 Grad NO Venus (-3,9 mag) und 5,8 Grad W Plejaden, W-Horizont, Dämmerung Mars (0,5 mag) 1,1 Grad N Sternhaufen M44 (3,1 mag), Sternbild Krebs, SW-Himmel Mond 8,5 Grad SW Gem (Pollux, 1,2 mag), NW-Himmel Erstes Viertel Mond 6,5 Grad SW Mars (0,5 mag), W-Horizont Meteorstrom-Maximum Lyriden, Meteore/Std., ab 21:30 Kleinplanet 4-Vesta (7,2 mag) NO 20 Leo (6,1 mag), W-Himmel Mond erdnah, Winkeldurchmesser 32' 54'' Mond 8,0 Grad S Saturn (0,7 mag), SO-Himmel Mond 6,3 Grad SO Vir (Spica, 1,1 mag), SO-Himmel Vollmond Mond-Libration maximal 7,6 Grad im Mond-NO Mond 1,7 Grad NO Sco (Antares, 1,1 mag), SO-Himmel
Deneb SCHWAN
DRACHE
F CH SCHEN
DELFIN PFEIL
Albireo
Wega LEIER
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Atair
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGENTRÄGER
SCHLANGE (KOPF)
GROSSER BÄR
JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
Saturn
WE ER LÖ KLEIN LÖWE
SCHILD
Pluto
Sternkarte exakt gültig für 15. Mai 1 Uhr MESZ
SKORPION Antares
WAAGE WOLF
Spica RABE
WASSERSCHLANGE
BECHER E
LUCHS
Mars Regulus
Mondphasen im Mai 2010
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
Letztes Viertel 6. .
Neumond 14. .
Erstes Viertel 21. .
Planeten im Mai
Merkur erreicht am 26.5. eine größte östl. Elongation, bleibt für uns wegen seiner südlichen Deklination aber unsichtbar.
Venus wird zum auffälligen Abendstern. Am 16.5. zieht tagsüber die schmale Mondsichel an ihr vorüber.
Mars gibt Gas in Richtung Löwe. Seine Helligkeit nimmt ab, der Durchmesser schrumpft auf magere 6''.
Jupiter wechselt vom Wassermann in die Fische und wird am Morgenhimmel sichtbar.
Saturn kommt Ende Mai zum Stillstand. Bis auf die Morgenstunden kann man ihn aber noch die ganze Nacht in der Jungfrau sehen.
Uranus zieht seine Bahn in den Fischen; noch kann man ihn morgens nicht sehen.
Neptun taucht gegen Monatsende langsam am Morgenhimmel auf.
Ereignisse im Mai
05.
06. 05:15 06. 23h 09. 22:54 12. 14. 02:04 16. 21:30 19. 23:30 20. 10h 21. 00:43 21. 22:10
22. 22:32 23. 01:15
24. 23:00
Meteorstrom-Maximum Eta-Aquariden, 60 Meteore/Std., beobachten 2:00-2:30 Letztes Viertel Mond erdfern, Winkeldurchmesser 29' 20'' Kleinplanet 2-Pallas (8,7 mag) CrB (Gemma, 2,2 mag) Mond-Libration maximal 8,1 Grad im Mond-SW Neumond Mond 4,8 Grad O Venus (-3,9 mag), W-Himmel, Dämmerung Mond 8,0 Grad SW Mars (0,9 mag), W-Himmel Mond erdnah, Winkeldurchmesser 32' 13'' Erstes Viertel Venus (-4,0 mag) 41' N Sternhaufen M35 (5,1 mag), Sternbild Zwillinge Mond 8,2 Grad S Saturn (0,9 mag), SW-Himmel Kleinplanet 1-Ceres (7,7 mag) 9,7' S 11 Sgr (5,0 mag), S-Himmel Mond 3,9 Grad S Vir (Spica, 1,1 mag), S-Himmel
Vollmond 28. .
26.
28. 00:07 28. 01:00
28. 01:47
Mond-Libration maximal 7,5 Grad im Mond-NO Vollmond Mond 2,7 Grad NW Sco (Antares, 1,1 mag), S-Himmel (ca.) Mond bedeckt Sco (2,9 mag), Austritt ca. 2:23, im Nor den D etwas früher, im Süden etwas später, Dämmerung
KLEINER LÖWE
Deneb
DRACHE
PEGASUS
F CHSCHE N
DELFIN F LLEN
PFEIL Atair
WASSE RMAN N
SCHWAN
Wega HERKULES
LEIER Albireo
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGENTRÄGER
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
BOOTES
HAAR DER BERENIKE
LÖWE
Arktur
JUNGFRAU
Saturn
Sternkarte exakt gültig für 15. Juni 1 Uhr MESZ
STEINBOCK
SCHILD Pluto
SCH TZE
SKORPION Antares
WAAGE WOLF
Spica E
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite
Mondphasen im uni 2010
Letztes Viertel 4.6.
Neumond 12.6.
Erstes Viertel 1 .6.
Planeten im Juni
Merkur hält sich nahe der Sonne auf und ist diesen Monat nachts unsichtbar.
Venus ist strahlender Abendstern. Ihr Durchmesser wächst bis Ende Juni auf 16''.
Mars ist noch am Abendhimmel zu sehen; am 6. zieht er an Regulus im Löwen vorbei.
Jupiter wird morgens immer besser sichtbar. Am 6. begegnet er dem lichtschwachen Planeten Uranus.
Saturn steht weiterhin in der Jungfrau, ist aber nur noch in der ersten Nachthälfte zu sehen.
Uranus kann ab Mitte Juni morgens gefunden werden; er steht in den Fischen.
Neptun ist in der Zeit nach Mitternacht im Wassermann zu finden.
Ereignisse im Juni
01. bis 3.6.
03. 18h 04. 23:13 06. 02:00 06. 23:00 08. 08. 02:00
12. 12:15 15. 16h 15. 22:20 17. 23:30 18. 23:30 19. 05:29 20. 23:30
Kleinplanet 1-Ceres (7,5 mag) im Lagunennebel M8 (5,0 mag), Sternbild Schütze, S-Himmel, beobachten ca. um 1 Uhr Mond erdfern, Winkeldurchmesser 29' 13'' Letztes Viertel Mond 5,6 Grad NW Jupiter (-2,3 mag), O-Horizont, Dämmerung Mars (1,1 mag) 51' N Leo (Regulus, 1,4 mag), W-Himmel Mond-Libration maximal 8,5 Grad im Mond-SW Jupiter (-2,3 mag) 26,2' S Uranus (5,8 mag), Sternbild Fische, O-Horizont, Dämmerung Neumond Mond erdnah, Winkeldurchmesser 33' 07'' Mond 9,8 Grad O Venus (-3,9 mag), WNW-Horizont, Dämmerung Mond 7,1 Grad SO Mars (1,2 mag), W-Horizont, Dämmerung Mond 9,1 Grad SW Saturn (1,0 mag), W-Horizont, Dämmerung Erstes Viertel Mond 4,4 Grad SW Vir (Spica, 1,1 mag), SW-Himmel, Dämmerung
Vollmond 26.6.
21. 21. 12:28 24. 00:30
25. 00:30 26.
26. 12:30
Mond-Libration maximal 8,2 Grad im Mond-NO Sommersonnenwende, kürzeste Nacht des Jahres, 7 Std. 38 Min. Kleinplanet 1-Ceres (7,5 mag) 31' N Kugelsternhaufen Palomar6 (11,5 mag), S-Himmel Mond 5,7 Grad NO Sco (Antares, 1,1 mag), S-Himmel Pluto in Opposition zur Sonne, Hell. 14,1 mag, Durchm. 0,11'', Sternbild Schütze Vollmond
Service 131
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 35 36 37 38 39 40
Ausgabe 3/2010 4/2010 1/2011 2/2011 3/2011 4/2011
Benötigte Objekte M98 Com, M104 Vir, M107 Oph M48 Hya, M49 Vir, M52 Cas M58 Vir , M59 Vir, M89 Vir M18 Sgr, M26 Sct, M28 Sgr M70 Sgr, M85 Com M54 Sgr, M55 Sgr
Einsendeschluss April 2010 Juli 2010
Oktober 2010 Januar 2011 April 2011 Juli 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 Celestial Handbook", Kepple/Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium http://www. obspm.fr/) entnommen.
Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden 29. Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten, sowie Aufnahmen von Manfred Simon 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, rtf) wäre gut. Der Verfasser behält sich Textanpassungen vor. Nur noch von den folgenden Objekten fehlt fotografisches Bildmaterial: M 18, 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 20, Schütze (Sgr)
Objekttyp:
Emissions- und
Reflektionsnebel
Entfernung:
6.700 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 39 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: ohne Angabe
Winkelausdehnung: 20' x 20'
Koordinaten:
RA: 18h02m
Dekl. -23 Grad 02`
Historisches: M 20 wurde von Le Gentil im Jahre 1747 entdeckt. Messier fügte dieses Objekt erst am 5. Juni 1764 seinem Katalog hinzu und erwähnte, dass er einen Sternhaufen umhüllt von einem Nebel erkannt hatte. Aufgrund seiner dreiteiligen Dunkelwolke wird M 20 auch Trifidnebel genannt. William Herschel war vermutlich der erste
Astronom, der diese markante Form im Teleskop erkannte. John Herschel war es, der M 20 seinen Namen gab.
1 Die Aufnahme zeigt M 20 und
oben am Rand den lockeren Sternhaufen M 21. Aufgenommen durch ein 25cm f/5 Newtonteleskop auf Fuji SHG400 Film. Belichtungszeit dieser einzelnen Aufnahme betrug 20 Minuten. Die Lichtglocke des 35 Kilometer südlich gelegenen Rhein-Main Gebiets störte enorm. Scan vom Abzug und etwas digitale Bildbearbeitung. (Torsten Güths)
VdS-Journal Nr. 33
132 Service
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Fernglas 8x56: M 20 kann sehr deutlich als ein 12` großer Nebelfleck mit der Gesamthelligkeit 6,6 mag gesehen werden. Im Zentrum steht ein hellerer Stern. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 20 zeigt sich als eine relativ helle und deutliche 10` große, rundliche Nebelfläche um einen zentralen Doppelstern 7,0 + 8,4 mag. Ein schwacher Ausläufer nach Norden vergrößert den Nebel auf 15` x 10`. Die Mehrteiligkeit des Nebels ist nicht zu erkennen. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,2 mag, zusammen mit den Sternen 6,2 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Ich erkenne bei 42-fach zwei helle Nebelgebiete die vom Dunkelnebel Barnard 85 geteilt werden. Beide Nebelteile sind etwas unregelmäßig geformt. Der nördliche Teil ist etwas heller als der südliche
Teil. In jedem Teil des Nebels steht ein Stern. Den Dunkelnebel kann ich gut sehen. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Der Nebel ist noch gut zu sehen. Etwas unregelmäßige Form. Bei 91-fach und mit OIII-Filter nur noch sehr schwach. Die Dreiteilung durch den Dunkelnebel Barnard 85 kann ich gut erkennen. In der Mitte steht ein Doppelstern. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: M 20 zeigt sehr deutliche dunkle Querbalken und ist dadurch klar in drei Teile gegliedert. In der Mitte steht ein markanter Doppelstern. (G. Scheerle)
25 cm Öffnung: Bei 21-fach und direktem Sehen gut zu erkennen. Gesamtform: leicht oval. Im Zentrum befindet sich ein Doppelstern. Ein sehr helles Objekt. Der Nebel besteht aus drei durch Dunkelwolken voneinander getrennten Teilen. Einige wenige Sterne sind in dem Nebel eingebettet. Direkt nördlich vom Trifidnebel befindet
sich ein weiteres, schwaches, ovales Nebelgebiet, welches einen helleren Stern umgibt. Dies ist am besten indirekt sichtbar, geringfügig schwächer und etwas kleiner als der eigentliche Trifidnebel (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: M 20 ist mit einem OIII-Filter sehr gut zu sehen und sehr deutlich in drei Teile gespalten: Es ist der ,,Trifidnebel". Im Zentrum steht ein Doppelstern. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie zeigen sich bei Brennweiten ab 300 mm die Dreiteilung. Ab 750 mm wird das Bild schon beeindruckend. Die Belichtungszeiten sollten lang sein: Zwanzig Minuten bei f/5 und 400 ASA. Für DSLR Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 200 mm bei fünf Minuten Belichtungszeit und 800 ASA. Detailreich ist er bereits ab 500 mm Brennweite. Die südliche Position erschwert allerdings die Fotografie aus Mitteleuropa heraus.
M 21, Schütze (Sgr)
Objekttyp:
Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Offener Sternhaufen 5.200 Lichtjahre 20 Lichtjahre 5,9 mag 13' RA: 18h04m Dekl. -22 Grad 30`
Historisches: Während er nach dem Trifidnebel spähte, entdeckte Charles Messier dieses Objekt im Juni 1764. Messier beschrieb ihn ähnlich, wie M 20 als einen Sternhaufen, umhüllt mit Nebel.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Fernglas 8x56: M 21 erscheint als ein 12` großer und mit 5,8 mag durchaus heller Nebelfleck, in dem gerade noch sieben Einzelsterne 7,4 bis 9,4 mag eng beieinander stehend erkennbar sind. (G. Scheerle)
VdS-Journal Nr. 33
11 cm Öffnung: Ein schöner Offener Sternhaufen. Es sind 20 Einzelsterne 7,4 bis 10,8 mag zu zählen, die in der Mitte dicht beieinander stehen. Die Gesamthelligkeit beträgt 6 mag, der Durchmesser 18`. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Bei 42-fach ein sehr kleiner und unauffälliger Sternhaufen. Der Sternhaufen hebt sich fast nicht vom Hintergrund ab. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Bei 57-fach ist er klein mit nur wenigen hellen Sternen. Einige schwache Sterne sind im Haufen. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Auch bei 121-fach ein recht kleiner Sternhaufen, jedoch mit helleren Sternen. Hebt sich nicht besonders gut vom Hintergrund ab. Relativ sternarm. Ein auffallend heller und ca. 15 weitere Sterne gehören dazu. Sieben der helleren Sterne formen eine spiegelverkehrte ,,1", bzw. ein spiegelverkehrtes ,,?". Die
übrigen Sterne bilden einen Kreis direkt neben der ,,1". Man könnte somit von der Zahl ,,10" sprechen. So entpuppt sich dieser auf den ersten Blick unscheinbare offene Sternhaufen bei genauerem Hinsehen doch noch als interessantes Objekt. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein wunderschöner Offener Sternhaufen! In einem 20` durchmessenden Feld sind 106 Einzelsterne 7,2 bis 14 mag zu zählen, die im Zentrum dicht beieinander stehen. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst und zeigt keinen diffusen Hintergrund mehr. Die Gesamthelligkeit beträgt 6 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie löst man M 21 bereits bei kurzen Brennweiten ab 200 mm auf. Allerdings überstrahlen die eng aneinander stehenden hellen zentralen Sterne. Die Belichtungszeit kann bei 400 ASA und f/5 rund fünf bis zehn Minuten betragen. Bei 500 mm Brennweite kann man das ,,Dreigestirn" M 8, M 20 und M
Service 133
21 schön auf eine Aufnahme abbilden. Für die Erfassung der Nebelmassen müssen wir aber länger belichten. Für DSLR Kameras gilt das Gleiche. Bei Brennwei-
ten ab 135 mm bzw. 400 mm und bei 800 ASA kürzere Belichtungszeiten von ein bis fünf Minuten.
M 22, Schütze (Sgr)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
10.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 70 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 5,1 mag
Winkelausdehnung: 24'
Koordinaten:
RA: 18h36m
Dekl. -23 Grad 54`
Historisches: Durch seine große Helligkeit ist seine Entdeckung nur schwer einem Astronomen zuzuschreiben. Möglicherweise ist es Abraham Ihle, der seine Sichtung im Jahre 1665 erstmalig notierte oder Hevelius der ihn schon vorher beobachtet haben mag. Le Gentil beobachtete ihn im Jahr 1747. Messier erkannte keine Sterne und trug ihn im Juni 1764 in seine Liste ein. William Herschel war vermutlich der erste, der M 22 als dicht gedrängte Anhäufung von Sternen erkannte.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Sucher 8x50: Bereits im 8x50 Sucher deutlich als heller Lichtfleck sichtbar. (D. Panzcyk)
Fernglas 8x56: M 22 zeigt sich als ein auffälliger, mit 5,6 mag sehr heller und runder Nebelfleck, 12` groß. Er ist so auffällig, dass er relativ einfach selbst zu entdecken ist. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 22 ist bereits als wunderschöner Kugelhaufen zu sehen. Er erscheint als eine sehr helle und runde Nebelfläche, aus der heraus vielleicht 25 Einzelsterne 11,6 bis 12,2 mag herausleuchten. Die Gesamthelligkeit beträgt 5,6 mag, der Durchmesser 12`. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Bei 159-fach ist der Sternhaufen bis in das Zentrum aufgelöst. Noch sehr hell.
2 Meade Schmidt-Newton 203/812 mm auf Montierung LXD55; Canon EOS
300D mit UV/IR-Filter; 23 Aufnahmen von je 30 s (RAW-Format, 800 ASA) mit Fitswork addiert und bearbeitet; Bildausschnitt; Aufnahmeort nahe Kaufbeuren. (Manfred Simon)
Mittelgroßer Kern. Um den Haufen herum ragen viele Sternketten heraus. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Bei 228-fach ist er hell, groß, besitzt eine ovale Form. Großes helles Zentrum. Viele Einzelsterne. Das Zentrum bleibt neblig. Einige Einbuchtungen ohne Sterne. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 121-fach erscheint er sehr groß und hell mit einer rundlich-ovalen Form. Er ist recht locker konzentriert mit einem großen, helleren Zentralbereich umgeben von einem schwächeren Außenbezirk. Recht helle Sterne. Über die gesamte Fläche sind Einzelsterne wahrnehmbar. Der Zentralbereich bleibt neblig und unaufgelöst. Insgesamt ein prächtiges Objekt. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: Ein wunderschöner Kugelhaufen! Aus einer 13` großen Nebelfläche heraus leuchten etwa 100 Einzelsterne 10,8 bis 13,2 mag. (G.Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie benötigen wir Brennweiten ab 300 mm, um M 22 bereits als Kugelhaufen zu identifizieren. Brennweiten ab 750 mm zeigen dann die wahre Pracht dieses Objekts. Die Belichtungszeiten sollten für die Abbildung der Ausläufer gut 20 Minuten betragen bei f/5 und 400 ASA. Mit CCD und DSLR Kameras können wir ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 200 mm bis 600 mm erzielen. Die Auflösung leidet in Mitteleuropa durch die geringe Horizonthöhe und die dort meist unruhige Luft.
VdS-Journal Nr. 33
134
Beobachterforrm
Eine Finsternis, die keine war - oder etwa doch?
Photometrie der Halbschattenfinsternis des Mondes am 5./6. August 2009
von Elmar Schmidt und Christian Wersig
Die Halbschattenfinsternis des Mondes vom 6. August 2009 begann um 01:04 MESZ, erreichte um 02:40 MESZ ihre größte Phase und war noch bis zum Ende (04:14 MESZ) von Deutschland aus zu beobachten [1]. Am Beobachtungsort Bad Schönborn (49o13`9" N, 8o39`10" E) betrug die Halbschattenmagnitude jedoch nur ca. 0,428 (topozentrischer Wert aus [2]). Mit dieser Angabe ist die größte Eindringtiefe des verfinsterten Mondrandes gemeint, welche vom theoretisch äußeren Rand des irdischen Halbschattens aus gemessen und in Einheiten des scheinbaren Monddurchmessers angegeben wird. Derart ,,flache" Halbschattenfinsternisse sind visuell kaum oder gar nicht wahrzunehmen, und so war es auch bei dem hier beschriebenen Ereignis. Weder mit dem bloßen Auge, noch durch ein 10x25-Fernglas konnte die Abschattung der Südhälfte des sichtbaren Vollmondes sicher bestätigt werden. Der Helligkeitsgradient ließ sich aber durch den Vergleich von Fotos in- und außerhalb der Finsternis nachweisen: Am eindrucksvollsten mittels der inzwischen auch Amateurastronomen möglich gewordenen Erstellung eines Differenzbildes, anders ausgedrückt, der Überlagerung eines Positivs von der Finsternismitte und eines Negativs von vor- oder nachher [3].
Gegenstand dieser Mitteilung ist jedoch die absolute Helligkeitsbestimmung des Vollmondes in der Finsternisnacht. Zu diesem Zweck wurde wie bereits bei früheren Mondfinsternissen ein kalibriertes Photometer mit internem V-Filter eingesetzt, mit welchem über die Mondscheibe gemittelte Leuchtdichten bestimmt wurden. Die Meßwerte wurden mit den früher beschriebenen Methoden in visuelle Helligkeiten umgerechnet und anschließend auf eine Luftmasse von Eins bezogen, als ob der Mond von Meereshö-
VdS-Journal Nr. 33
1 Helligkeitsverlauf der Halbschattenfinsternis des Mondes am 5./6. August
2009 (UT = Weltzeit)
he aus beobachtet worden wäre und sich dabei durchwegs im Zenit befunden hätte [4]. Diese für klare Luft wohlbekannte Korrektur ist am 5./6. August 2009 erheblich gewesen, da die Mondhöhe stets unter 25o lag. Zur Berücksichtigung von offenbar zusätzlich erhöhtem atmosphärischen Aerosol mußte die Skala allerdings noch um Beträge (0,24-0,39) mvis zu helleren Werten angehoben werden. Zur Anpassung dienten dabei eigene Vollmond- und Finsternismessungen unter Idealbedingungen. An sich war die Sicht in der Finsternisnacht aber sehr konstant, nur vier von 16 Messpunkten fielen durchziehenden hohen Schleierwolken zum Opfer.
Abbildung 1 zeigt unsere Ergebnisse. Das Verblüffende an ihnen ist, dass der Mond selbst in der Finsternisphase des 5./6.
August 2009 nicht lichtschwächer geworden ist, im Gegenteil! Dieser scheinbare Widerspruch löst sich auf, wenn man den so genannten ,,Oppositionseffekt" berücksichtigt, der für eine steile Helligkeitszunahme des auf den SonnenGegenpunkt hin laufenden Vollmonds sorgt. Die physikalischen Gründe liegen hauptsächlich darin, dass die im kleinen Maßstab rauh gekörnte Mondoberfläche dann fast schattenlos beleuchtet wird, zusätzlich trägt evtl. noch ein gewisses Maß an Retroreflexion durch verglaste Partikel im lunaren Regolithboden zum Oppositionseffekt bei [5]. Die Größe jener Helligkeitszunahme konnte u.a. beim Perigäums-Vollmond am 11. Januar 2009 nachgewiesen werden. Damals verpasste der Mond den Erdschatten nur um 0,05o, wozu ein Phasenwinkel (das ist der vom Mond aus gesehene Winkel zwischen
Beobachterforrm
135
Erde und Sonne) von 1,64o gehörte, wodurch die Mondhelligkeit linear um 2530% (bzw. - 0,26 mvis) gegenüber einem ,,typischen" Vollmond (mit dem Phasenwinkel von ca. 5o) erhöht war [6].
Am 6. August 2009 wurde ein noch etwas kleinerer Phasenwinkel von 1,22o, erreicht, bei dem der Vollmond in Fortsetzung des Oppositionseffekts um weitere ca. 4% (- 0,04 mvis) heller gewesen sein sollte, wenn nicht unterhalb von 1,42o. Phasenwinkel die Halbschattenfinsternis eingetreten wäre. Dass dennoch kein Helligkeitsrückgang auftrat, beweist, dass der Oppositionseffekt den Einfluß des äußeren Erdschattens bis zur maximalen Finsternisphase überkompensierte. Wie die früher hier vorgestellten Messungen der partiellen Mondfinsternis vom 16. August 2008 zeigen, kann eine Umkehr der Helligkeitskurve nämlich erst ab einer Halbschattenmagnitude von 0,45 sicher behauptet werden [7], und diese wurde am 6. August 2009 nicht erreicht.
Die durchgezogene Kurve durch die Meßpunkte in Abb.1 ist eine quadratisch-parabolische Trendlinie und zunächst nur als Sichthilfe gedacht. Dass ihr Scheitel nicht genau zur Finsternismitte, sondern etwas früher erreicht wird, könnte jedoch signifikant sein und damit zu tun haben, dass die im Sinne der Bahnbewegung nachfolgenden Mondteile (am Himmel westlich, selenographisch Ost) im Durchschnitt von der Albedo her heller sind, weshalb der in den Erdschatten eintretende Mond etwas heller, der von da austretende Mond etwas dunker ist. Eine ähnliche Asymmetrie zeigt sich auch im lunaren Helligkeitsverlauf über größeren Phasenwinkelbereichen [8].
Die luftmassenkorrigierte Helligkeit des penumbral verfinsterten Vollmonds am 6. August 2009 lag gemäß der in Abb. 1 vorgestellten Messungen bei -(12,77 +- 0,05)mvis, während beim noch nicht verfinsterten Vollmond am 11. Januar 2009 -(13,23 +- 0,05)mvis erreicht wurden [6]. Es wäre jedoch falsch, den Finsterniseffekt mit der Differenz von + 0,46 m gleichzusetzen, da die sehr hohen Januarwerte auch durch den seinerzeit fast gleichzeitig minimalen Abstand von Sonne und Erde bedingt waren, während der Mond bei der hier berichteten Finsternis fast im
Apogäum stand und auch die Sonne nicht unweit des Aphels. Eine Standardisierung der Werte auf jeweils den mittleren Abstand von Erde und Sonne reduziert die ,,intrinsische" Helligkeitsspanne auf den Bereich -13,04 mvis (11. Jan. 2009) bis -12,90 mvis (6. Aug. 2009). Wenn man weiterhin vom Augustwert noch die -0,04 mvis infolge des leicht größeren Oppositionseffekts abzieht, verbleibt für den Effekt der Halbschattenfinsternis somit die Differenz von (-12,90 - (-0,04) (-13,04))mvis = +0,18 mvis. Der zugehörige lineare Abschwächungseffekt von 18% passt sehr gut zur Finsternisgeometrie, und ist vorbehaltlich detaillierten Raytracings gut durch die quadrierte Halbschattenmagnitude abschätzbar (0,4282 = 0,183!), insofern in den abschattierten gut 40% des Mondes im Durchschnitt eine ebenfalls 40%-ige Sonnenfinsternis vorliegt. Die gestrichelte Kurve in Abb. 1 ist eine Abschätzung für die zu erwartende Helligkeit des Vollmondes am 5./6. August 2009 ohne Abschwächung durch den Halbschatten der Erde.
Nachdem der zudem noch partiell bis zu 7,7% verfinsterte Perigäumsvollmond am Silvesterabend 2009 in ganz Deutschland wetterbedingt keine Photometrie erlaubte [9], wird es die nächste Chance zum Studium der hier dargelegten Verhältnisse in den Halbschattenphasen der Mondfinsternisse am 26. Juni 2010 und 20./21. Dezember 2010 geben. Beide Ereignisse sind jedoch in der pazifischen Hemisphäre zentriert [9].
Literatur- und Internet-Hinweise: [1] vgl. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/OH/
OHfigures/OH2009-Fig07.pdf [2] aus http://www.calsky.de/ [3] vgl. Anthony Ayomamitis: http://
www.perseus.gr/Astro-Eclipses-2009-08-06.htm bzw. Filipe Dias: http://lpod. wikispaces.com/ August+7%2C+2009 bzw. Stephan Heinsius in: http://www.eclipseland.com/ page,mondfinsternis_2009_ halbschatten,10054.html [4] N. Hernitschek, E. Schmidt, M. Vollmer: Appl. Optics, 47, 62 (2008) [5] B.J. Buratti, J.K. Hillier, and M. Wang: Icarus 124, 490-499 (1996)
[6] vgl. den Downloadartikel von E. Schmidt: http://spaceweather.com/ archive.php?view=1&day=13&mont h=01&year=2009
[7] K.M. Müller und E. Schmidt, VdSJournal für Astronomie, Nr. 29, S. 29 (2009)
[8] vgl. die Messungen des ROLO-Projekts in der letzten Folie von
http://map.nasa.gov/documents/ CLARREO/7_07_presentations/ CLARREO_2007_Stone.pdf
[9] HYPERLINK ,,http://eclipse. gsfc.nasa.gov/OH/OH2010. html#LE2010Jun26P" http:// eclipse.gsfc.nasa.gov/OH/OH2010. html#LE2010Jun26P
Wir danken der Fa. Roche Diagnostics AG (http://www.roche.de) für die leihweise Zurverfügungstellung des Photometers und Nina Hernitschek (http://www.techfreaq.de) für technische Hilfe bei der Publikationsgrafik.
VdS-Journal Nr. 33
136 Hinweise
Name Apitzsch Balshüsemann c/o VEGA e.V. Bannuscher Bender Binnewies Diederich Düskau Emmerich Dr. Eversberg Fichtner Friedmann c/o VEGA e.V. Großmann Guthier Güths Dr. Hänel Harder Häusler Hellweg Hess Hildebrandt c/o VEGA e. V. Hinz Hinz Dr. Hoenig Hohmann Jäger Dr. Karge Keil c/o VEGA e. V. Kerner Keßler Kloehr Klös Konrad Kopplin Kowollik Lehmann Dr. Leiter Mattern Melchert Meyer Miekley c/o VEGA e. V. Molau Möller Müller Nitze Opialla Pakakis c/o VEGA e. V. Pfitzner Pilz Riepe Ries Rogge Rosenau c/o VEGA e. V. Santana
Schäffner Dr. Schilling Dr. Schmidt Schubert Seehausen c/o VEGA e. V. Silvia Simon Solomonova Spitzer Dr. Steinicke Stepputat Strauch Strauß Wenzel Wersig Wolf Wollenhaupt Zellhuber
Vorname Rolf Johannes
Straße Schwarzwaldstr. 17/2 Marie-Curie-Allee 90
PLZ 72218 10315
Ort Wildberg Berlin
E-Mail AstroRolf@astro-wildberg.de service@vega-astro.de
Dietmar David Stefan Hans-Günter Wolfgang Mark Thomas Stephan Nadine
Burgstr. 10 Bräsen 36a Kutzbach 10 Inselstr. 16 Troppauer Str. 11 Brunhildstraße 31 Ringweg 7 Zähringerstraße 41 Marie-Curie-Allee 90
56249 06868 53804 64287 84478 69469 51545 69115 10315
Herschbach Coswig (Anhalt) Much Darmstadt Waldkraiburg Weinheim Waldbröl-Schnörringen Heidelberg Berlin
Dietmar.Bannuscher@t-online.de david.bender@gmx.de
hansguenterdiederich@t-online.de
mark@guidestar.de thomas.eversberg@stsci.de s.fichtner@usm.de service@vega-astro.de
Michael Otto Torsten Andreas Christian Bernhard Mark Rochus Ananias
Große Brunnenstraße 18 Am Tonwerk 6 Höhenweg 1 g Am Sportplatz 7 Tannenweg 11 Albin-Jörg-Straße 28 Vennham 5 Franz-Rothweg 1 Marie-Curie-Allee 90
75236 64646 61231 49124 27383 97222 52159 A-5204 10315
Kämpfelbach Heppenheim Bad Nauheim Georgsmarienhütte Scheeßel OT Jeersdorf Maidbronn Roetgen Straßwalchen Berlin
service@vds-astro.de solaris1000@gmx.de ahaenel@uos.de p0stb0x@heidescoper.de bernhard.haeusler@t-online.de
rochus_hess@aon.at service@vega-astro.de
Wolfgang Claudia Sebastian Klaus Michael Stefan Dennis
Bräuhausgasse 12 Bräuhausgasse 12 Villemombler Str. 170 Oberes Griesfeld 33 Seibererstr. 225 Mainzer Str. 772 Marie-Curie-Allee 90
83098 83098 53127 83646 A-3610 65934 10315
Brannenburg Brannenburg Bonn Bad Tölz Weisenkirchen/Wachau Frankfurt/Main Berlin
hinz@glorie.de hinz@glorie.de shoenig@mpifr.de klaus.hohmann@hohmann-edv.de
service@vega-astro.de
Heinz Thomas Wolfgang Oliver Manfred Jörg Silvia Gerhard Frank Bruno Sven Maik Nina
Gerdehaus 11 Lindenstr. 13 Hauptstraße 21 Waldallee 7.22 Häldele 18 Geraer Str. 37 Adolf-Gesswein-Str. 6 Persterstr. 6h Volpertshäuser Str. 18 Rugenbarg 15 Am Fürstenweiher 65 Westerwaldstraße 91 Marie-Curie-Allee 90
29328 21335 97618 65817 88471 04600 71636 09430 35578 22549 69118 65549 10315
Fassberg Lüneburg Hohenroth Eppstein Laupheim-Untersulmetingen Altenburg Ludwigsburg Drebach Wetzlar Hamburg Heidelberg Limburg Berlin
h.kerner@t-online.de thomas.kessler@vds-astro.de wkloehr@kabelmail.de oliverkloes@nexgo.de manfred.konrad@t-online.de Joerg.Kopplin@t-online.de
gerhard.lehmann@abo.freipresse.de frank@asterythms.net
maik@comethunter.de nina_miekley@gmx.de
Sirko Frank Josef Reinhard Tobias Alexander
Abenstalstr. 13 b Bernstorffstraße 14 Lerchenstr. 9 Heinrichstr. 11 Leykestr. 17 Marie-Curie-Allee 90
84072 22767 56479 30890 12053 10315
Au/Seysdorf Hamburg Irmtraut Barsinghausen Berlin Berlin
sirko@molau.de fmhh@gmx.net
reinhardnitze@meteoptix.de kosmologie@web.de service@vega-astro.de
Elvira Uwe Peter Wolfgang Rene Phillip
Leopoldstr. 16 Pöppigstr. 35 Lortzingstr. 5 Altenseng 6 Akazienstraße 2 Marie-Curie-Allee 90
09113 04349 44789 A-4721 26409 10315
Chemnitz Leipzig Bochum Altschwendt Wittmund Berlin
kometenel@arcor.de piu58@gmx.de fg-astrofotografie@vds-astro.de diriesw@aon.at rogge.wittmund@freenet.de service@vega-astro.de
Juan Antonio Henriquez
C/ Juan Alvarez Delgado 11, 5 Grad 2
Knut
Johannes
Dorfstraße 36
Elmar
Anton-Bruckner-Str. 2
Dieter
Schwalbenweg 12
Cedric
Marie-Curie-Allee 90
ES-38007 Santa Cruz de Tenerife
89173 76669 73655 10315
Lonsee Bad Schönborn Plüderhausen Berlin
bjthrschilling@web.de elmar5.web.de
cedddy@gmail.com
Aretz Manfred Aliona Daniel Wolfgang Klaus-J. Günther Harald Klaus Christian Manfred Guido Herbert
Grebbenerstraße 77 Marschowitzer Str. 60 Hindenburgdamm 79 Falkenstraße 30 Gottenheimerstr. 18 Pestalozzistr. 10 van-Coeverden-Weg 4a Moosweg 66 Hamoirstr. 8 Bacchusweg 4 Sägenberg 8 Am Zechengrund 17 Kreuzeckstr. 1
52525 87600 25421 59075 79224 24113 46325 A-4812 63762 67098 87742 09484 82380
Heinsberg Kaufbeuren Pinneberg Hamm Umkirch Kiel Borken Pinsdorf Großostheim Bad Dürkheim Köngetried Oberweisenthal Peissenberg
aliona@gmx.de fg-Leitung@fachgruppe-deepsky.de steinicke-zehnle@t-online.de klaus-j@stepputat.com
h.strauss@aon.at wenzel.qso@t-onlline.de evmf@t-online.de Astro-wolf@web.de guido@funastro.de zellix@t-online.de
VdS-Journal Nr. 33
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.
Viele Galaxien sind keine diffusen Flecken mehr, sondern offenbaren Spiralstruktur und Dunkelbänder. Im Orionnebel sind unglaublich viele Strukturen sichtbar. Sehen Sie mit eigenen Augen, wie sich tausende von Sternen zu einem Kugelsternhaufen zusammenballen.
Lieferumfang: Optischer Tubus, betriebsbereit, mit justierter Optik. Hervorragende, beugungsbegrenzte Galaxy Qualitätsoptik mit hochreflektiver Beschichtung. Tubus aus Metall. Dünne Fangspiegelstreben. Holzbox zur Selbstmontage, mit bewährtem Teflonlager u. Friktionssystem. Okularhalter, Staubdeckel. Ausführliche Betriebsanleitung in Deutsch ("da bleibt keine Frage offen"). Alle mit Sucher, Justierokular und Adapter auf 1,25".
Galaxy Dobson Teleskope bieten eine praxisgerechte Qualität, die Sie überzeugen wird. Sie haben 14 Tage Rückgaberecht bei Nichtgefallen und 10 Jahre Garantie.
Neue Modelle - jetzt lieferbar!
Galaxy D8-K-CRF Galaxy D8-K-MCF Galaxy D8-Q-MCF
Galaxy D10-K-CRF Galaxy D10-K-MCF
200/1200 f/6 200/1200 f/6 200/1200 f/6
250/1250 f/5 250/1250 f/5
299, 399, 449,-
499, 599,-
K = BK7 Hauptspiegel mit EAL-Coating, Q = Quartz-Hauptspiegel mit EAL-Coating, min. 94% Reflektion.
CRF = 2'' Crayford Okularauszug, LichtpunktFinder, Okulare 1,25" Plössl 32 und 9 mm.
MCF = Crayford Okularauszug mit 1:10 MicroFokus, 8x50 RA-Sucher (Auf Wunsch ohne Aufpreis Red Dot Finder mit Halter), Okulare 2" Erfle 30 mm, 1,25" Erfle 15 mm u. Plössl 9 mm.
QSI High-End CCD-Kameras
QSI-Kameras vereinen modernste Technik und intelligentes Design. Die 500er Serie besteht aus mittelgroßen, thermoelektrisch gekühlten CCD-Chips mit sehr hoher Dynamik und extrem niedrigen Rauschen. Die gesamte Elektronik ist auf höchstmögliche Leistung getrimmt. So ist das Ausleserauschen vernachlässigbar klein. Gleichzeitig sind die QSI-Kameras sehr kompakt und verbrauchen erstaunlich wenig Energie. Verfügbare Modelle gehen vom monochromen full frame bis zum single-shot color CCD-Chip mit vielfältigen Ausstattungsvarianten: Luft/Flüssigkeitskühlung, internes Filterrad und Off-Axis-Guider vor dem Filterrad.
Anschauliche Astronomie - Uwe Pilz
Anschauliche Astronomie ist ein eingängiges Werk nicht nur für
Anfänger. Es wirft einen kenntnisreichen Blick auf die Grundlagen
der Astronomie, sowohl zum Aufbau des Weltalls wie auch zur
Sternbeobachtung. Anschauliche Astronomie gibt hilfreiche Tips
zur Orientierung am Nachthimmel und bietet einen abschließen-
den Überblick über die gängigen Teleskoptypen und das astrono-
mische Zubehör. Hinweise zur Beobachtungspraxis, von Mond und
Planeten bis hin zur Deep Sky Beobachtung, ein kleines Stichwort-
verezichnis und eine Bildergalerie runden das Werk ab.
119 Seiten, durchgehend farbig, Format 21cm x 26cm
Portofreie Lieferung
19,80
Docter UWA 12,5 mm 84 Grad
"Die gigantischen Docter 12,5 mm gehen auch am Bino-Ansatz und
eröffnen neue Perspektiven, nämlich ein riesiges Gesichtsfeld, das
vor den Augen schwebt. Man hat gar nicht mehr den Eindruck, durch
eine Optik zu schauen sondern man sieht die Sterne wie in einer
Planetariumskuppel schweben - ohne wahrnehmbare Begrenzung
des Gesichtsfeldes. ... Der Raum-Effekt von 2x 84 Grad ist unvergleichlich
... die Abbildung ist exzellent." 84 Grad Gesichtsfeld auch für Billen-
träger voll nutzbar, problemlos binokular verwendbar.
Made in Germany. Docter UWA 12,5 mm
599,-
Schnäppchen: www.astromarkt.de
Fujinon
Bild: Gerald Rhemann
1.199,-
599,-
Fujinon Techno-Stabi
Ungezwungene freihändige Himmelsbeobachtung mit hoher Detailwahrnehmung
Takahashi TSA-120
Öffnung 120 mm Brennweite 900 mm f/7,5
Perfekte Optik mit ausgezeichnetem Kontrast und höchster Farbreinheit.
Kompakt und leicht: Tubusdurchmesser 125 mm Transportlänge 72 cm Gewicht 6,7 kg
Backfokus 227 mm auch für Bino-Ansätze ausreichend.
Mit Flattener: f = 882 mm, f/7,3
Mit Reducer: f = 672 mm, f/5,6
Optischer Tubus ohne Zubehör ab 3.948,-
Erleben Sie das Weltall von seiner schönsten Seite. Gestochen scharfe Sterne in ihrer unverfälschten Farbenpracht
machen den Blick durch Takahashi Refraktoren zum ästhetischen Genuss.
Coronado H-Alpha
P.S.T.
SolarMax 60 BF10 SolarMax 60 BF15 SolarMax 60 BF30
SolarMax 90 BF15 SolarMax 90 BF30
695,-
3.080, 3.480, 4.799,-
7.399, 8.699,-
So habe ich die Sonne noch nie gesehen !
Shop: www.fernrohrmarkt.de
Alles für die Astronomie
TELESKOPE · FERNGLÄSER · ZUBEHÖR · BÜCHER · STERNKARTEN · SOFTWARE
TAKAHASHI · TELE VUE · PENTAX · MEADE · CELESTRON · VIXEN · SKYWATCHER ICS · GALAXY · MANFROTTO · GITZO · BERLEBACH · LOSMANDY · LEICA · ZEISS SWAROVSKI · CANON · DOCTER · MINOX · STEINER · KOWA · FUJINON
INTERCON SPACETEC · Riesenauswahl · Große Ausstellung
Gablinger Weg 9 v · D - 86154 Augsburg (Zufahrt nur über Talweg) Mail: info@intercon-spacetec.de · Fax 0821-414 085 · Tel. 0821-414 081
w w w. i n t e r c o n - s p a c e t e c . d e
Bild: Ekhard Slawik
Die genannten Preise sind freibleibend und Verkaufspreise inkl. MwSt. Irrtum, Preis und technische Änderungen, Verfügbarkeit sowie Änderungen der Grundausstattung behalten wir uns vor.
Der neue Standard für reisetaugliche Montierungen
Das
Travel System
Ausgezeichnet von Sky&Telescope als ,,Hot Product 2010" Aufgebaut in wenigen Minuten in jedem Gelände Fotografische Tragekapazität bis 15 kg Instrumentenlast Bei 500 mm Brennweite und mehr, 5 Minuten unguided nachführen Verpackt in einem runden gepolsterten Köcher, 15 x 75 cm groß und 12 kg leicht
Das Travel System enthält ...
AstroTrac 320X
Mit dem innovativen AstroTrac 320X können Sie mit Ihrem Teleskop und DSLR Kamera bis zu 5 Minuten ohne Nachführung bei einem Guidingfehler von 5 Bogensekunden belichten. Zusammen mit dem AstroTrac Polsucher und dem AstroTrac Travel System ist der Aufbau und der Umgang mit dem Gerät kinderleicht.
Best. Nr.: 2921010
5 625,-
AstroTrac Polsucher
Der hochwertige, beleuchtet Polsucher wird mittels drei Neodymium Magneten rotationsstabil in der Fassung des AstroTrac gehalten und gewährleistet somit eine genaue Justage der Montierung.
Best. Nr.: 2921100
5 145,-
AstroTrac Neigekopf
Mit nur 1.0 kg Eigengewicht ist der AstroTrac Neigekopf in der Lage bis zu 15 kg Instrumentenlast sicher zu tragen. Ein Verstellwinkel von 90 Grad ermöglicht den weltweiten Einsatz ohne lästige Polwiege.
Best. Nr.: 2922100
5 425,-
AstroTrac Schwenkkopf
Der AstroTrac Schwenkkopf kann bei 1.0 kg Eigengewicht das 10-fache tragen. Im Lieferumfang sind zwei Gegengewichte von jeweils 0.7 und 1.3 kg enthalten, die nach Bedarf auf der Gegengewichtsstange verschoben werden können.
Best. Nr.: 2922200
5 340,-
AstroTrac Säule
Die portable AstroTrac Säule ist 100 cm hoch und durch ein ausgeklügeltes System in wenigen Minuten einsatzbereit. Durch das Verspannen der Beine mit Drahtseilen wird eine hohe Steifigkeit erreicht. Bei Bedarf kann das innere der Säule mit Sand oder Steinen befüllt werden, um die Stabilität noch zu erhöhen. Außerdem passt alles Zubehör zum Travel System sowie der AstroTrac selbst stoßgeschützt in einen gepolsterten Köcher.
Best. Nr.: 2923100
5 450,-
5 1895,- Einführungspreis
für das komplette AstroTrac Travel System
Sie sparen über 5 160,Best. Nr.: 2925100
Im Preis enthalten sind zudem eine Anleitung, ein Batteriepack für 8 x AA Batterien (Batterien nicht im Lieferumfang enthalten) im Wert von 12,50 1, ein 12 V Anschlusskabel für KFZ -Steckdosen, sowie die Säulentragetasche im Wert von 60,- 1.
Mehr Information: www.baader-planetarium.de/astrotrac/astrotrac.htm