Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 38
BEITRAG
4 Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (Celnik Werner E.)
4 Einführung (Guthier Otto)
8 Das war´n noch Zeiten Journal 38 (Völker Peter)
16 Die Gemeinschaft lebt (Roth Günter D.)
20 Die VdS und ihre Fachgruppen (Völker Peter)
28 Die Sonnenfinsternis-Expedition der VdS 1954 Galtö (Mädlow Edgar)
33 Zum Entstehen unserer VdS-FG-Arbeit "Veränderliche" (Braune Werner)
34 Die Geschichte unserer Mitgliederzeitschrift (Guthier Otto)
37 Eine kleine "Journal-Statistik" (Guthier Otto, Garbe Eva)
40 Wo die VdS bisher "tagte" (Guthier Otto)
42 VdS - ein Forum der Begegnungen (Gallus Astrid)
44 Bau des Teleskops RESI (Spitzer Daniel)
46 Die Montierung ASA DDM60 pro Mount und der ASA Astrograph N8" (Manthey Michael)
49 Der neue Servo-Okularauszug SFOK68 (Rogge Rene)
52 Antarktische Eisnebel- und Polarschneehalos (Hinz Claudia, Hinz Wolfgang)
58 Neues aus der FG Astrofotografie Journal 38 (Riepe Peter)
60 La Palma - meine Astroinsel (Kunz Martin)
64 Der Tag der Astrofotografen 2010 (Strickling Wolfgang)
66 Kalibrierung mittels Bias-, Dark- und Flatframe Teil 1 (Tomsik Harald)
69 Ländereck-Astronomie III (Reus Peter)
71 Visuelles Deep-Sky-Beobachtungsprojekt NGC 6992/95 (Schilling Johannes)
73 Visuelle Annäherungen an einen PN am Beispiel von NGC 6818 I (Schilling Johannes)
77 Die beiden offenen Sternhaufen NGC 7261/NGC 7235 I (Meske Hartmut)
78 Uuml;ber die Größe des Ptolemäischen Weltsystems im Vergleich zum Kopernikanischen Planetensystem (Oberschelp Arnold)
78 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 38 (Steinicke Wolfgang)
83 Buchbesprechung "Johannes Bayer" (Steinicke Wolfgang)
84 Auswertung von astronomischen Bildern mit THELI (Rahner D., Gunzel D., Wegemann M., Trost F.)
86 Kosmische Begegnungen Journal 38 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
87 596 Scheila (Pilz Uwe)
88 Treffen der Fachgruppe Kometen 2010 (Pilz Uwe)
90 Jupiter begegnet Uranus (Celnik Werner E.)
90 Detailreiche Uranusbeobachtung (Töpler Rainer)
92 Die Sonnenfinsternis über der Akropolis (Dittler Ullrich)
95 Die partielle Sonnenfinsternis vom 4.1.2011 (Celnik Werner E.)
98 Zur Sichtbarkeit Veränderlicher am Firmament (Braune Werner)
38
0 Einladung zur 30. VdS-Tagung + Mitgliederversammlung (Beitrag)
BEITRAG
104 VdS-Vorstand aktuell Journal 38 (Melchert Sven)
38
0 Spenden an die VdS (Beitrag)
0 VdS Mitglieder neu Begrüßung Journal 38 (Beitrag)
BEITRAG
106 Der Anfängerkurs der VdS-FG Spektroskopie 2010 (Eversberg Thomas)
108 Der Sternhimmel Juli-August-September 2011 (Melchert Sven, Celnik Werner E., Braune Werner)
111 Astro-Coaching online (Diederich H.-G.)
112 M wie Messier Journal 38: M 18, M 26, M 28 (Güths Torsten)
115 Discovery jagt ISS (Seeger Karlheinz)
116 Sonne, Mond und Sterne über Stonehenge Teil 1 (Steinrücken B., Sparenberg R., Bischof W.)
120 Buchbesprechung "Spektralatlas für Astroamateure” (Eversberg Thomas)
121 Buchbesprechung "Die Sonne" (Güths Torsten)
122 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 38 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 38 (Melchert Sven)
Textinhalt des Journals 38
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. 38
4
Geschichte und Geschichten der VdS
Einführung
von Otto Guthier
,,Geschichte und Geschichten der VdS" so lautet das Schwerpunktthema unserer vorliegenden Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie, das rechtzeitig zur 30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung gewählt wurde. Ein einfaches Thema, so dachten wir!
Auf ein ergiebiges VdS-Archiv konnten wir leider nicht zurückgreifen, denn so etwas gibt es (leider) nicht. Also machten wir uns auf die Suche und tauchten ein in die ,,Geschichte der VdS".
Wir freuen uns, dass nun doch eine stattliche Zahl von zum Teil historischen Beiträgen zusammen gekommen ist. Und wir freuen uns sehr, dass Sternfreunde und Mitglieder der ersten Stunde, wie Herr Günther D. Roth und Herr Edgar Mädlow zur ,,Feder" gegriffen haben und uns Textund Bildmaterial zur Verfügung stellten.
Lesen Sie selbst was unsere Autoren zu diesem Thema zu berichten haben.
Eines möchten wir aber nicht versäumen: Herrn Edgar Mädlow, dem ersten Geschäftsführer der VdS, zu seinem 90. Geburtstag zu gratulieren, den er am 19. Juni feiern konnte. Herzlichen Glückwunsch und alles Gute!
Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) - ein Portrait
von Werner E. Celnik
Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. kann heute auf eine Erfolgsgeschichte zurück blicken: Mehr als 4000 Mitglieder haben bisher den Weg in den größten Astronomieverein im deutschsprachigen Raum gefunden. Und die meisten Mitglieder bleiben ihrer Organisation mit Sitz in Berlin verbunden. Zahlreiche Sternfreunde sind bereits über 30 Jahre Mitglied, viele haben noch die Gründungsveranstaltung im Jahr 1953 mitgemacht. Und dennoch: Stillstand ist nicht angesagt. Trotz Finanz- und Wirtschaftskrise steigen die Mitgliederzahlen leicht an. Wir freuen uns auf jeden neuen Sternfreund und jede neue Sternfreundin, ob jung oder alt.
Der Vorstand unserer als gemeinnützig anerkannten Vereinigung besteht aus sieben mit ihrem Wohnsitz übers Land verteilten Sternfreunden: einem Vorsitzenden, einem Schatzmeister, einem Schriftführer, sowie vier Beisitzern. Dazu kommen kooptierte Vorstandsmitglieder ohne Stimmrecht, die vom jeweils amtie-
VdS-Journal Nr. 38
renden Vorstand zur Mitarbeit an speziellen Aufgaben eingeladen wurden.
Die Geschäftsstelle der VdS befindet sich zurzeit in Heppenheim und wird von zwei Teilzeit-Mitarbeiterinnen und dem Vorsitzenden betreut. VdS-Mitgliederversammlungen mit Vorstandswahlen finden alle zwei Jahre im Rahmen einer VdS-Tagung an einem Ort statt, dessen lokale astronomische Einrichtung die VdS einlädt.
schrift heraus. Der bekannte Sternfreund Robert Henseling (1883-1964) gründete am 7. Mai 1921 in Stuttgart den ,,Bund der Sternfreunde" (BdS). Die noch heute bekannte Zeitschrift dieses Vereins war ,,Die Sterne". Zusammen konnten beide Vereinigungen etwa 2000 Mitglieder vorweisen. Bereits vor 1936 kam es zu Streitereien, nachdem die Zeitschrift ,,Die Sterne" dem Verlag Johann Ambrosius Barth übertragen worden war und der BdS seine Vereinsmitteilungen beilegte:
Die Vorgänger Am 19. Mai 1891 wurde von Wilhelm Foerster (18321921) in Berlin die ,,Vereinigung von Freunden der Astronomie und kosmischen Physik" (V.A.P.) gegründet. Sie gab mit der ,,Himmelswelt" eine astronomische Zeit-
VdS-Mitgliederzahl zum Jahresende
Geschichte und Geschichten der VdS
5
1 Vier Vorsitzende der VdS auf der VdS-Tagung 1995 in Heppenheim
(von rechts nach links: F. Frevert, K. Güssow, W. E. Celnik, O. Guthier
Der Liefervertrag wurde gekündigt und die Unterstützung wissenschaftlicher Institute eingestellt. So gab es ab 1936 eine zweite Zeitschrift des BdS: ,,Der Sternfreund", welche die vereinsinternen Bedürfnisse des BdS erfüllen sollte. Zusätzlich wurden als Beobachterdienst die ,,BdS-Nachrichten" an Mitglieder verschickt und als Jahresgabe Henselings ,,Sternbüchlein" verteilt. Nach dem Zweiten Weltkrieg wurden beide Vereinigungen praktisch aufgelöst, eine Wiederbelebung scheiterte 1948.
Ein neuer Anfang Am Rande der Herbsttagung der ,,Astronomischen Gesellschaft", der Vereinigung der wissenschaftlich arbeitenden Astronomen, im September 1952 gab es erste Diskussionen zur Gründung einer ,,VdS". So fand vom 8. bis 11. August 1953 die Gründungstagung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. in der Landesbildstelle Berlin statt. Erster Vorsitzender wurde Vinzenz Dahlkamp. Es folgten im Laufe der Jahre Dr. Walter Stein (1957), Dr. Friedrich Frevert (1969), Dr. Klaus Güssow (1979), Dr. Werner E. Celnik (1987) und Otto Guthier (1992).
Die Aktivitäten der Vereinigung waren vielfältig: Ein Nachrichtenblatt wurde herausgegeben (bis 1969). Studienfahrten wurden von engagierten Mitgliedern ausgerichtet. Arbeitskreise und Fachgruppen bildeten sich. Die Diskussion um die ,,VdS-Feriensternwarte" wurde angestoßen. Es gab sogar echtes ,,Site Testing" an den Standorten Aniane in Südfrankreich und Orbetello in Italien. Letztlich scheiterten diese Vorhaben an den ungelösten Problemen der Finanzierung und Organisation.
Als 1982 Dr. Hans Jakob Staude die Redaktion der kommerziellen Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" übernahm, traten die Veröffentlichungen der VdS-Fachgruppen in den Vordergrund, die 1985 sogar in die Redaktionsarbeit einbezogen wurden. Das führte zu einem wahren Veröffentlichungsboom der Fachgruppen in SuW und den neuen fachgruppeneigenen Blättern (Sonne, MfP, KPM, Schweifstern, etc.).
Nach der Mitgliederversammlung 1987 in Bochum wurden Neuerungen in der Vereinsarbeit eingeführt: Teamarbeit und neue Ansätze in der Öffentlichkeitsar-
beit wurden realisiert. Mitgliedernähe wurde geschaffen durch einen ,,Vorstand zum Anfassen", der auf Tagung, Messen und Veranstaltungen von Volkssternwarten, Planetarien und wissenschaftlichen Tagungen präsent war. Folge war ein beispielloser Anstieg der Mitgliederzahlen von unter 1700 im Jahr 1987 auf 4000 im Jahr 2002.
Die ,,Wende" Die ,,Wende" in Deutschland nach 1989 brachte nicht nur frühere Mitglieder zurück in die VdS, sondern eröffnete auch neue Möglichkeiten beim Thema VdSFeriensternwarte. So wurde am 20. Juni 1992 der Nutzungsvertrag zwischen der Volkssternwarte Kirchheim e.V. und der VdS unterzeichnet. Die Volkssternwarte Kirchheim stellt seitdem einen Teil ihrer Einrichtung, Geräte und Arbeitskraft für VdS-Mitglieder zur Nutzung bereit.
1997 wurde die VdS-Satzung dahin geändert, dass eine Mitgliedschaft auch ohne Bezug einer kommerziellen Zeitschrift möglich wurde. Der Bezug von SuW ist seitdem von der Mitgliedschaft getrennt, für VdS-Mitglieder jedoch verbilligt. Ein ,,Newsletter" der VdS wurde vom Vorstand herausgegeben, ein VdSInfotelefon und ein Pressedienst eingerichtet. Das erste VdS-Jugendlager wurde 1996 angeboten.
1995 fand das erste ,,VdS-Brainstorming" statt, auf dem die Ziele der VdS-Arbeit neu definiert wurden. Ein ganz wesentlicher Bestandteil des daraus resultierenden Strategiekonzepts war die Herausgabe einer eigenen VdS-Mitgliederzeitschrift. Im September 1997, zur 23. Mitgliederversammlung in München, war das ,,VdSJournal für Astronomie" geboren!
Welch ein Weg! Für das VdS-Journal waren im Jahr 1995 insgesamt 96 Seiten geplant. Im Jahr 2009 waren es schon mehr als 500 Seiten pro Jahr, durchgängig farbig, mit einem hochwertigen Titel, viermal im Jahr erscheinend, einem professionellen Layout, mit einem ansprechenden Erscheinungsbild und anspruchsvoller inhaltlicher Qualität. Und: Die Zeitschrift ist im Jahresbeitrag enthalten!
Dies alles wird durch ein kleines, mit professionellem Anspruch arbeitendes
VdS-Journal Nr. 38
6
Geschichte und Geschichten der VdS
2 Eine Erfolgsgeschichte -
Cover des VdS-Journals Nummer 36 zum Astronomietag.
3 VdS-Informations-
broschüre zum Astronomietag 2011
4 Titelbild der Informa-
tionsbroschüre der VdS
5 Der FG-Flyer
der VeränderlichenBeobachter
Team, der Endredaktion, sicher gestellt, sowie durch die Akquise und fachliche Redaktion von Beiträgen durch die engagierten Fachgruppenredakteure. So haben bis Ende 2009 mehr als tausend verschiedene (!) Text- und Bildautoren das VdS-Journal für Astronomie als Veröffentlichungsplattform genutzt. Das Mitteilungsblatt der VdS hat seine Nische offensichtlich gefunden und sich im astronomischen ,,Blätterwald" erfolgreich etabliert: Es bringt Berichte von Sternfreunden über ihre Arbeit, und zwar in aller Vielfalt, die die Amateurastronomie zu bieten hat.
DAS Jahr der VdS 1999, das Jahr der ,,Finsternis", war DAS Jahr für die VdS: Zur Sonnenfinsternis am 11. August wurden 175.000 Flyer über Sternwarten und aktive Amateure in die Öffentlichkeit gebracht. Es gab gut besuchte Pressekonferenzen, Interviews in Presse, Rundfunk, Fernsehen. Die ,,VdS-Medaille" für herausragende Arbeit in der Amateurastronomie wird seitdem regelmäßig verliehen: die erste an den Kometenfotografen und -entdecker Michael Jäger.
Im Jahr 2002 wurde im zweiten VdSBrainstorming als ein Haupt-Arbeitsgebiet die Betreuung von Einsteigern und der Jugend identifiziert. Hier gibt es bis heute ein vielfältiges und nicht immer einfaches Betätigungsfeld für engagierte Sternfreunde und Sternfreundinnen. Das dritte Brainstorming im Jahr 2009
VdS-Journal Nr. 38
richtete das Augenmerk auf eine noch intensivere Mitgliederbetreuung und Öffentlichkeitsarbeit, aber auch auf die Nutzung von Förderungsmöglichkeiten durch die öffentliche Hand und durch Sponsoring. Wichtige Aufgaben für die Zukunft!
Fachgruppen gibt es derzeit zu folgenden astronomischen Themenbereichen: Amateurteleskope/Selbstbau, Astrofotografie, Atmosphärische Erscheinungen, CCD-Technik, Computerastronomie, Dark Sky, Geschichte, Jugendarbeit, Kleinplaneten, Kometen, Meteore, Planeten, Populäre Grenzgebiete, Sonne, Spektroskopie,
Sternbedeckungen, VdS-Volkssternwarte, Veränderliche, Visuelle Deep-Sky-Beobachtung. Bei dieser breiten Palette an Themen sollte für jeden Sternfreund etwas dabei sein.
Wie eingangs gesagt, freuen wir uns über Sternfreunde, die aktiv in einer Fachgruppe mitarbeiten wollen, sich an der Gestaltung des VdS-Journals für Astronomie beteiligen möchten, oder die unsere Vereinigung einfach nur unterstützen wollen.
6 Impression vom Brainstorming im Jahr 2009
8
Geschichte und Geschichten der VdS
ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker, Folge 12
Zum Schwerpunktthema soll dieser Beitrag darstellen, dass es eine lange Vorgeschichte vor der ersten Ausgabe der VdS-Nachrichten Ende 1952, ihrer Vereinsgründung 1953 und ihrer Eintragung ins Vereinsregister 1954 gab.
Bekanntlich setzt sich der Name unserer ,,Vereinigung der Sternfreunde" aus denen ihrer Vorgänger-Organisationen ,,VEREINIGUNG von Freunden der Astronomie und kosmischen Physik (V.A.P., 1891 von Wilhelm Foerster, Berlin, begründet) und dem ,,Bund DER STERNFREUNDE" (BdS, 1921 von Robert Henseling, Stuttgart, ins Leben gerufen) zusammen. So gesehen, können wir im Jahre 2011 auf eine 90 bzw. 120 Jahre währende Tradition zurückblicken.
Beide Organisationen bestanden bis 1945. Es gab Versuche, den BdS nach dem Krieg zu reanimieren. In diesem Beitrag ist die Coburger Tagung von Pfingsten 1950 auf Seite 5 unter c) erwähnt. Aber die Zeiten hatten sich geändert. Der Kal-
te Krieg war im Gange, und die Teilung Deutschlands zeichnete sich ab. Die Wiederbelebung des BdS hatte keinen Bestand. Mehr Erfolg schien der Idee einer ,,Arbeitsgemeinschaft der Sternfreunde" beschieden, die bereits bestehende und funktionierende Arbeitsgruppen - aber auch Einzelamateure - in eine Gemeinschaft führen sollte.
Davon erzählt dieser Tagungsbericht, der hier als Faksimile in vollem Umfang wiedergegeben ist. Er ist seit seiner ursprünglichen Veröffentlichung 1950 noch nie nachgedruckt worden. Er ist sowohl inhaltlich als auch in der äußeren Form ein Zeitdokument. Das Nachrichtenblatt ist nicht kopiert (Fotokopien waren damals unbekannt), geschweige denn gedruckt. Buchdruck wäre zu teuer gewesen, und der Offset-Druck war noch nicht gebräuchlich. Das Manuskript wurde auf Matrizen geschrieben, die dann in entsprechender Anzahl ,,hektographiert", d. h. auf löschpapierähnlichem Papier abgezogen wurden. Fünf Jahre nach dem
Krieg war Papier nicht leicht zu bekommen und teuer. Das Schriftbild spiegelt die damalige technische Qualität direkt wider.
Auch sprachlich ist der Tagungsbericht ein Zeitzeuge. Obwohl beide deutsche Teil-Staaten bereits 1949 gegründet worden waren und Berlin bereits in Ostund West-Berlin geteilt war (noch ohne Mauer), werden die Tagungsteilnehmer aufgeführt nach ihrer Herkunft: ,,GroßBerlin" (also Gesamt-Berlin!), ,,DDR" und ,,Westdeutschland". Das Wort ,,Bundesrepublik" oder gar das Kürzel ,,BRD" waren unerwünschte Ausdrücke, denn die Archenhold-Sternwarte liegt im Ostteil Berlins, also auf dem damaligen ,,Territorium der DDR". Interessant sind auch die Grußworte des Vertreters der Regierung der Osthälfte der Stadt, der den teilnehmenden Amateurastronomen dringend rät, sich die Ergebnisse der sowjetischen Astronomie zu eigen zu machen. Aber lesen Sie selbst...
VdS-Journal Nr. 38
Neue Himmelsführer von KOSMOS
Echt hilfreich: ,,Sterne beobachten in der Stadt" bietet praktische Himmelstouren, der ,,Kosmos Sternatlas kompakt" enthält den ganzen Sternenhimmel.
Gute Nachrichten für Stadtbewohner
Sternbilder finden, Planeten entdecken oder mit dem
Fernglas auf die Pirsch nach besonderen Objekten gehen
- das geht auch vom heimischen
Balkon aus. Dazu bietet dieser
Himmelsführer 26 Touren mit
anschaulichen Sternkarten zu den
schönsten Zielen am Stadthimmel.
Das ideale Buch für alle, die
spannende Schauspiele des
Klaus M. Schittenhelm Sterne beobachten in der Stadt 128 Seiten, 60 Fotos,
Nachthimmels bequem von zu Hause aus entdecken und mehr über das Universum erfahren möchten.
30 Sternkarten /D 14,95 ISBN 978-3-440-12616-5
www.kosmos.de/astronomie
Übersichtlich und detailliert zugleich
Der Atlas enthält mehr als 30.000 Sterne bis
7,6 mag und 1500 Deep-Sky-Objekte. Sein
Maßstab ist ideal, um sich mit bloßem Auge
an den Sternbildern zu orientieren und
Sternhaufen, Nebel und Galaxien mit dem
Fernglas oder Teleskop zu beobachten.
Neben den 80 Sternkarten sind vier
Detailkarten der oft beobachteten Himmelsregionen enthalten: Plejaden, Orion und Pferdekopfnebel, Virgo-Galaxienhaufen und Große Magellansche Wolke. Ein ausführliches Objektregister macht es leicht,
Roger W. Sinnott Kosmos Sternatlas kompakt 128 Seiten, 90 Sternkarten /D 19,95 ISBN 978-3-440-12642-4
schnell die gewünschte Kartenseite zu finden.
KOSMOS_VdSJournal_37.indd 1
Anzeige
28.02.2011 16:03:32 Uhr
VdS-Journal Nr. 38
10
Geschichte und Geschichten der VdS
VdS-Journal Nr. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
11
VdS-Journal Nr. 38
12
Geschichte und Geschichten der VdS
VdS-Journal Nr. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
13
VdS-Journal Nr. 38
14
Geschichte und Geschichten der VdS
VdS-Journal Nr. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
15
VdS-Journal Nr. 38
16
Geschichte und Geschichten der VdS
Die Gemeinschaft lebt!
von Günter D. Roth
Unter diesem Motto erschien im Dezember 1952 die erste Ausgabe der ,,VdS Nachrichten", das Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde. Diese Vereinigung, noch ohne gewählten Vorstand und ohne Satzungen, war Hoffnungsträger für die volkstümliche Astronomie in Deutschland. Die Lage war schwierig genug. Die Aufsplitterung des Landes in Besatzungszonen war das große Hindernis nach 1945. Es war die Stunde der örtlichen Aktivitäten und regionalen Veranstaltungen. Arbeitsgemeinschaften, lokale Vereine und Volkssternwarten wurden wieder aufgebaut oder neu gegründet. Im Sommer 1947 gründeten zwei Amateure, H. Mühle und H. Rechlin in West-Berlin eine neue Volkssternwarte, die sich bald unter dem Namen ,,Wilhelm-FoersterSternwarte" zu einer der bedeutendsten deutschen Volkssternwarten entwickelte. In den Jahren 1948/49 wurde aus einem naturwissenschaftlichen Arbeitskreis der Bochumer Volkshochschule die Schulund Volkssternwarte der Stadt Bochum gegründet. Ihr Leiter Heinz Kaminski war Jahre später an der Gründung der ,,Vereinigung der Sternfreunde" maßgeblich beteiligt. Traditionsreich ist die Sternwarte der Olbersgesellschaft zu Bremen. Sie wurde 1924 auf dem Turm der Seefahrtschule errichtet. Der langjährige Leiter der Sternwarte mit angeschlossenem Planetarium, Dr. Walter Stein, war von 1957 bis 1969 Erster Vorsitzender der VdS.
VdS-Journal Nr. 38
1 Die Teilnehmer der Arbeitstagung der VdS-Planetensektion in Nürnberg
am 11. Juni 1960 (Quelle aller Bilder: Sterne und Weltraum)
Es gibt verschiedene Spuren, die in Richtung auf eine überregionale Gemeinschaft der Sternfreunde hinweisen oder zumindest auf allererste Anknüpfungspunkte. Bereits im Jahr 1950 war die Volkssternwarte Coburg Tagungsort des ,,Bundes der Sternfreunde", dessen Gründungsgeschichte ins Jahr 1920 zurück-
führt. Robert Henseling ergriff damals die Initiative. Als populärastronomischer Schriftsteller ist er den Sternfreunden zwischen den Weltkriegen bekannt geworden. Schon 1910 veröffentlichte er sein ,,Sternbüchlein", das jährlich mit kriegsbedingter Unterbrechung auch noch nach 1945 für ein paar Jahre das
2 Walter Stein begrüßt die Anwesenden auf der VdS-Regionaltagung in Bre-
men am 23. September 1978.
Geschichte und Geschichten der VdS
17
kleine astronomische Jahrbuch für den Sternfreund war. Auf Anregung von Robert Henseling und mit Unterstützung von Astronomen der UniversitätsSternwarte Hamburg-Bergedorf wurde im Jahr 1948 nach drei Jahren Unterbrechung der Versuch einer Neugründung des ,,Bund der Sternfreunde" unternommen. Das Erscheinen der neuen astronomischen Zeitschrift ,,Sternenwelt" im Jahr 1949, herausgegeben vom Direktor der Universitäts-Sternwarte München, regte zur Zusammenarbeit an. Vereinssitz wurde München. Die Erwartungen an den ,,Bund der Sternfreunde" waren hoch: ,,Aus dem Bund sind fast alle heute tätigen Liebhaberastronomen Deutschlands hervorgegangen und haben seinem Wirken in den früheren Jahren wertvolle Forderung und Unterstützung zu verdanken. Deshalb ist auch allerorts der Ruf nach seinem Neuerstehen laut geworden". Doch die Coburger Tagung 1950 brachte nicht den gewünschten Erfolg. Die Teilung Deutschlands in einen westlichen und einen östlichen Staat prägte bereits dieses Treffen. Schwierigkeiten gab es auch mit der Zeitschrift: die ,,Sternenwelt" stellte ihr Erscheinen bereits 1954 wieder ein. Aber die Bemühungen um einen überregionalen Zusammenschluss gingen weiter. Von Einbeck aus schrieb Ernst Pfannenschmidt seine Briefe an die Mond- und Planetenbeobachter. Eine vorübergehende publizistische Heimat fand Pfannenschmidt in der ,,Sternenwelt", bevor er die Sektion der Planetenbeobachter mit dem vielversprechenden Zusatz ,,innerhalb des Bundes der Sternfreunde" und den ,,Mitteilungen für Planetenbeobachter" gründete. Höhepunkt dieser Aktivität wurde die ,,Internationale Tagung der Planetenbeobachter" vom 11. bis 15. August 1951 in München. Der Gründer der Volkssternwarte Reutlingen, Joachim Herrmann, bewertete sie ,,als eine der bestbesuchtesten Tagungen, die nach dem Krieg in Deutschland stattfanden. Rund hundert Teilnehmer kamen aus dem In- und Ausland. Ernst Pfannenschmidt rührte die Werbetrommel und so häuften sich zu der von der Planetensektion im BdS geplanten Tagung die Anmeldungen: ,,Die ersten Sternfreunde aus Österreich, England und der Schweiz haben ihr Erscheinen bereits angekündigt. Für unsere Freunde aus der Ostzone durfte sich die Vorverlegung der AG-Tagung mit Hinblick auf die Interzonenpass-
3 VdS-Vorstandssitzung am Spitzingsee/Obb. Im Juli 1959. Von links nach
rechts: E. Otto (Eilenburg/ DDR), Walter Stein (Bremen) und Günter D. Roth (München)
Formalitäten und die Reisefinanzierung günstig auswirken". Das Treffen wurde ein voller Erfolg! Die Planetensektion, deren Leitung 1952 Edgar Mädlow in Berlin übernahm, entwickelte sich immer stärker als eine der treibenden Kräfte für die kommende ,,Vereinigung der Sternfreunde".
Vor 1945 gab es neben dem ,,Bund der Sternfreunde"(BdS) noch die ,,Vereinigung von Freunden der Astronomie und kosmischen Physik" (VAP), die bereits 1891 vom Direktor der Königlichen Sternwarte Professor Wilhelm Foerster gegründet worden war. Übrigens hatten beide Organisationen ihre Zeitschriften. Aus den ,,Mitteilungen" der VAP entwickelte sich die renommierte astronomische Zeitschrift ,,Die Himmelswelt". Die publizistische Stütze des BdS war die Zeitschrift ,,Die Sterne". BdS und VAP hatten bei Kriegsende 1945 zusammen rund 2000 Mitglieder. Während ,,Die Himmelswelt" nach 1945 nur ein kurzes Dasein fristete, entwickelten sich ,,Die Sterne" nach kurzer Unterbrechung im Verlag Barth Leipzig wieder zu einer interessanten populären astronomischen Monatsschrift. Bis zu ihrer Vereinigung 1997 mit ,,Sterne und Weltraum" hatte sie zudem eine geschätzte Brückenfunktion zwischen Ost und West. Von regionalen Mitteilungsblättern ist ,,Der Sternenbote" zu nennen, den Joachim Herrmann von 1950 bis 1957 in Verbindung mit der Volkssternwarte Reutlingen herausgab.
1958 erfolgte die Fusion mit den ,,VdSNachrichten".
Auf der Tagung der ,,Astronomischen Gesellschaft" (AG), einer Organisation der Fachastronomen, im September 1952 in München fielen endlich die Würfel! Anwesende Sternfreunde nutzten die Gelegenheit für erfolgversprechende Vorgespräche zur Gründung einer landesweiten Vereinigung der Hobby-Astronomen. Ich erinnere mich an die lebhafte Diskussion im Ratskeller während des Abendessens, zu dem Oberbürgermeister Thomas Wimmer die Astrononen eingeladen hatte. Eine große Rolle spielte die Wahl des Namens, der Bezug nehmen sollte auf eine große Tradition: ,,Vereinigung" für VAP und ,,Sternfreunde" für BdS. Alles Weitere geschah dann in Berlin, wo Edgar Mädlow und Mitarbeiter der WilhelmFoerster-Sternwarte die Punkte auf die Reihe brachten und die Idee einer ,,Vereinigung der Sternfreunde" in die Tat umsetzten. Dem Arbeitsausschuss gehörten Dr. H. Bühler von der Schwäbischen Sternwarte Stuttgart, Ing. V. Dahlkamp von der Volkssternwarte Recklinghausen und Hans Mühle von der Wilhelm-Foerster-Sternwarte in Berlin an. Die erste Nummer der ,,VdS-Nachrichten" erschien am 1. Dezember 1952 mit dem denkwürdigen Gruß von Robert Henseling: ,,Ich wünsche der VdS von ganzem Herzen erfolgreiche Arbeit und ein langes Leben!" Die 1. Ordentliche Mitgliederversammlung fand am 8. August 1953 in Berlin
VdS-Journal Nr. 38
18
Geschichte und Geschichten der VdS
statt. Sie wählte Vinzenz Dahlkamp zum Ersten Vorsitzenden.
Von Anbeginn stand die Arbeit der VdS im politischen Spannungsfeld zwischen Ost und West. Weil alle Beteiligten hofften, dass doch eine gesamtdeutsche, alle Besatzungszonen umfassende Vereinigung zustande kommt, hat sich eine Gründung immer wieder verzögert. Die Situation wird in Heft 1 der ,,VdS-Nachrichten" geschildert: ,,Es hat sich jedoch gezeigt, dass ein derartiges Unternehmen auf offizieller Basis nicht möglich ist. Wir müssen uns vorderhand damit abfinden, dass beiderseits der Zonengrenze zwei staatsrechtlich voneinander völlig verschiedene Gebiete bestehen und dass es nicht möglich ist, die Arbeit in beiden Teilen organisatorisch nach den gleichen Gesichtspunkten durchzuführen". Während die VdS auf das Bundesgebiet und Westberlin beschränkt blieb, forderten in der DDR lokale Bildungswerke und Volkssternwarten die astronomische Gemeinschaft. Im Mittelpunkt standen dabei die Archenhold-Sternwarte in Berlin-Treptow und ,,Die Sterne" in Leipzig. Die VdS gab sich optimistisch, setzte auf persönliche Netzwerke der Sternfreunde
und politisch unverdächtigere Beobachtersektionen. Zur Nahtstelle zwischen Ost und West entwickelte sich Berlin. Im Alltag freilich erwies es sich von Jahr zu Jahr immer schwieriger, Kontakte zu pflegen und neue zu entwickeln. Aber die Sternfreunde gaben nicht auf! Unter einem großen persönlichen Einsatz wurde
Monat für Monat das Nachrichtenblatt mit Beilagen und Schnellmitteilungen verbreitet. Mitglieder nutzten die Leihbibliothek und einen Vermittlungsdienst für Instrumente. Veröffentlichungen von Arbeitsgemeinschaften wie z.B. die ,,Mitteilungen für Planetenbeobachter" waren hilfreich für die internationale Kontakt-
4 Mitarbeiter der VdS-Planetensektion 1955. Von links nach rechts:
W. Sandner, R. Kühn, W. Rabe, W. Jahn und G. D. Roth
5 Teilnehmer der VdS-Tagung 1967 in Landstuhl. In der Mitte (mit Bundesverdienstkreuz) VdS-Mitglied Kern, bekannt
geworden als der ,,Bauernastronom" aus dem Spessart
VdS-Journal Nr. 38
6 Stand der VdS auf der ,,Exposicion Internacional de Astronomia"
vom 4. bis 14. November 1954 in Barcelona
pflege, besonders mit Österreich und der Schweiz. Im Austausch kam Literatur aus den USA (,,The Strolling Astronomer"), aus England (,,Vega") und aus Frankreich (,,Documentation des Observateurs"). Im Lauf der Jahre bildeten sich in der VdS Fachgruppen für alle wichtigen Sparten der Astronomie, von der Astrofotografie bis zu den veränderlichen Sternen. Dabei war das, was heute selbstverständlich ist, in den Anfangsjahren oft nicht einfach.
Tagungen, Reisen und Expeditionen zählten von Anbeginn an zum Angebot unserer Vereinigung. Sie sind fester Bestandteil in der langen Tradition. Persönliche Begegnungen und gemeinsame Erfahrungen mit Gleichgesinnten begeisterten immer wieder. Ab 1953 treffen sich bis heute alle zwei Jahre Mitglieder und Interessierte auf den VdS-Tagungen. Den Anfang machten Berlin 1953, Stuttgart 1955, Bochum 1957, Kiel 1959, Coburg 1961, Köln 1963. Dazwischen gab es willkommene Anlässe für regionale Treffen. Die Einweihung einer neuen Volkssternwarte oder eines Planetarium - beispielweise im Oktober 1958 die Einweihung der OlbersSternwarte in Bremen. Arbeitstreffen beschäftigten sich mit dem stets aktuellen Thema ,,Schule und Astronomie". Kolloquien mit österreichischen Gästen fanden 1957 in München und 1960 in Nürnberg statt.
Das Beisammensein von Sternfreunden hat sich noch immer günstig auf die Belebung der Beobachtungstätigkeit aber auch auf die Förderung örtlicher Vereinigungen ausgewirkt. Ich erinnere da nur an die VdS-Fahrten zur Feriensternwarte Calina in der Schweiz. Eine Astronomische Arbeitswoche dort hat zum Beispiel nachhaltig auf die Gründung der Sternwarte des ,,Astronomischen Arbeitskreises Wetzlar" in Burgsolms eingewirkt.
Die totale Sonnenfinsternis vom 30. Juni 1954 (siehe auch den Beitrag von Edgar Mädlow, S. 28 ff.) war für die junge VdS willkommener Anlass für die Organisation einer ersten gemeinsamen Expedition. Ziel waren die schwedische Westküste und die vorgelagerte Insel Galtö. 36 Teilnehmer zählte die Reisegruppe. Gutes Wetter machte das ,,Wunder von Galtö" möglich. Das Wetterglück verhalf den Beobachtern nicht nur zu einer großen Fotoausbeute, es verschaffte der VdS auch eine sehr willkommene Publizität. Der Erfolg ermutigte den Reiseleiter Edgar Mädlow zu einer zweiten Expedition. Im Jahr 1959 organisierte er das ,,Unternehmen Canaria" zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis vom 2. Oktober 1959 auf den Kanarischen Inseln. Auch dieses Unternehmen war vom Wetter begünstigt. Und noch
Anzeige
Omegon ED-APOs mit Carbontubus
Neues für die Himmelsbühne
Die neuen Omegon Aporefraktoren lassen jedes AstrofotografenHerz höherschlagen. ED-Apo Objektiv im Doublet oder Triplet Design, leichte und stabile Carbon Tuben und herausziehbare Taukappen sind die wichtigsten Features. Okularauszüge der neuen Generation: sehr tragkräftig, 1:11 Untersetzung und mit 2", 2,7" oder 3"groß dimensioniert. Damit tritt selbst bei großen Chips keine Vignettierung auf. Die neuen Omegon Carbon-Apos bieten High-End Qualität für Astrofotografen und Amateurastronomen, die Wert auf ein exzellentes Teleskop legen.
Die Leistung dieser vier ED-Aporefraktoren wird Sie garantiert überzeugen.
NEHMEN SIE MIT UNS KONTAKT AUF UND ERFAHREN SIE MEHR!
80/500 ED-APO 100/600 ED-APO 126/880 ED-Triplet 150/1000 ED-Triplet
Artikel-Nr. 14738 21266 21267 21268
Preis 898,- 1.450,- 2.980,- 7.490,-
20
Geschichte und Geschichten der VdS
einmal hatten Finsternisbeobachter Glück: die Reisegruppe der VdS unter Leitung von Dr. Franz Grau beobachtete und fotografierte bei schönstem Wetter die totale Sonnenfinsternis vom 15. Februar 1961 in Florenz.
Große und kleine Reisen haben in der Geschichte der VdS ihren festen Platz. Zu den reinen Beobachtungsexpeditionen kamen immer häufiger Studienreisen zu den astronomischen Forschungszentren in Europa und Übersee. Wer erinnert sich an die erste Auslands-Expedition der VdS? Es war das EinMann-Unternehmen von Dr. Werner Sandner zur Beobachtung des Merkur-Durchganges am 14. November 1953 in Madrid. Werner Sandner reiste damals im Auftrag der VdSPlanetensektion und der Volkssternwarte München.
7 Teilnehmer des VdS-Kurses auf Calina im Mai 1962 (von
links nach rechts): Apotheker Glitzner, Dr. Stöbe, Ing. Schnitzer, der Sternwartenleiter, Professor Sauer und Ing. Weigel.
8 ,,So macht man das!" Professor Sauer führt die
deutschen Sternfreunde in die hohe Schule des Spiegelschleifens ein.
Die VdS und ihre Fachgruppen
von Peter Völker
Die ,,Vereinigung von Freunden der Astronomie und kosmischen Physik (V.A.P.) ist eine Vorgängerorganisationen der VdS. Sie wurde am 19. Mai (Pfingsten) 1891 in der Berliner Urania gegründet. Ihr Vorsitzender war Rudolf Lehmann-Filhes (der auch Schriftführer der Astronomischen Gesellschaft war), ab 1894 dann Wilhelm Foerster.
Die Vereinigung richtete folgende Arbeitsgruppen ein: - Sonnenbeobachtungen
(Leiter: W. Foerster) - Mond und Planetenoberflächen
(Leiter: M. W. Meyer) - Intensität und Färbung des Sternen-
lichtes und des Milchstraßenzuges (Leiter: J. Plassmann) - Zodiakallicht- und Meteorbeobachtungen (Leiter: F. Reimann)
VdS-Journal Nr. 38
- Polarlichtbeobachtungen, Erdmagnetismus, Erdströme und Luftelektrizität (Leiter: B. Weinstein)
- Wolken-, Halo- und Gewitterbeobachtungen (Leiter: O. Jesse)
(Quelle: Manuskript von Foerster-Biograf KlausHarro Tiemann: ,,Die Vereinigung von Freunden der Astronomie und kosmischen Physik in den Jahren 1891 bis 1914"/ Berlin 1991)
Der 1921 gegründete ,,Bund der Sternfreunde (BdS)" legte seine Arbeitsschwerpunkte u. a. auf die Organisation von Amateurtagungen, auf den Aufbau eines Lichtbildarchivs und die persönliche Beratung seiner Mitglieder. Beide Organisationen bestanden bis zum Jahr 1945.
Wie in dem Beitrag ,,Das warn noch Zeiten" in diesem Heft zu lesen ist, schlug die 1950 angedachte ,,Arbeitsgemeinschaft
der Sternfreunde" vor, ,,Verhandlungen mit den bereits bestehenden fachlichen Arbeitsgemeinschaften (Planetensektion, Deutsche Arbeitsgemeinschaft für Sonnenbeobachtung [DARGESO, 1917 gegründet] und Berliner Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne [BAV, im Frühjahr 1950 gegründet]" ... aufzunehmen, um ,,das gesamte Beobachtungsmaterial ... zu sammeln und auszuwerten."
Im Mittelpunkt der 1953 gegründeten VdS stand die Herausgabe des Vereinsorgans, der ,,VdS-Nachrichten". Die politischen Verhältnisse in Ost und West verschärften sich. Private Vereine waren in der DDR verboten, weitere Veröffentlichungen im ,,Astronomischen Nachrichtendienst der Archenhold-Sternwarte zu Berlin-Treptow" ergaben keinen Sinn, denn die VdS verstand sich als Vereini-
Geschichte und Geschichten der VdS
21
gung aller Sternfreunde in Nord-, Ost-, Süd- und Westdeutschland. Dem ersten gewählten VdS-Vorstand gehörten sogar zwei Vertreter ,,des anderen Teils Deutschlands" an: 2. Vorsitzender D. Wattenberg (Archenhold-Sternwarte/ Berlin-Ost) und Beisitzer N. Richter, Sonneberg.
Im Januar 1955 gab die VdS ein Merkblatt heraus, in dem ,,VdS-Fachgruppen" nicht aufgeführt sind. Dort heißt es: ,,Die Betreuung der beobachtenden Amateurastronomen erfolgt in enger Zusammenarbeit mit den bestehenden Fachsektionen und fachlichen Arbeitsgemeinschaften". Man beachte den fast gleichen Wortlaut wie 1950!
2
Harro Zimmer; Zeichnung: Peter Völker, 29.10.1967
3 Im Gespräch: Harro Zimmer (l.) und Peter
Völker (M.), November 1967; rechts angeschnitten: Wolfgang Meyer, heute noch Mitorganisator der Violauer Planetentagung. Bildautor unbekannt
Edgar Mädlow (Abb. 1) war Redakteur der ,,VdS-Nachrichten" vom ersten Heft 1952 bis zum Juli 1957 mit einer kurzen Unterbrechung von Januar bis Mitte 1956, in der ihn Dietrich Gudzent, München, vertrat. Mädlows Nachfolger wurde Joachim Herrmann, der aus Reutlingen als Wissenschaftlicher Leiter zur WilhelmFoerster-Sternwarte nach Berlin kam.
München. Festgehalten wurde am ,,gesamtdeutschen Charakter" der VdS: der 2. Vorsitzende wurde Edgar Otto aus Eilenburg und ein Beisitzer Rudolf Brandt aus Sonneberg.
Joachim Herrmann wechselte im November/ Dezember 1962 von Berlin nach Recklinghausen. Nun war der Redaktionssitz dort, gedruckt wurden die ,,VdSNachrichten" aber weiterhin in Berlin. Aus gesundheitlichen Gründen konnte er ab Anfang 1967 die ,,VdS-Nachrichten" nicht weiter betreuen, und der VdSGeschäftsführer Günter D. Roth sprang vorübergehend ein. Im Herbst wechselte die Redaktion der ,,VdS-Nachrichten" wieder nach Berlin und wurde dort von Edgar Mädlow und Harro Zimmer (Abb. 2 und 3) geführt, Adolph Kunert (Abb. 4) war für die VdS-Schnellmitteilungen zuständig.
brief" führte ein erfolgreiches Eigenleben und die ,,Mitteilungen für Planetenbeobachter" ruhten.
Auf der Mitgliederversammlung 1969 in Berlin wurde das dem neuen VdSVorstand bewusst und man begann, über eine Neuorganisation der Beobachterbetreuung nachzudenken. Eine erste Adressenliste mit Ansprechpartnern von ,,Sachreferaten" erschien in SuW 7-8/ 1970, S. 201. Im Heft 8-9/ 1971, S. 240 folgte eine Liste, die ,,VdS-Fachgruppen" nennt.
Auf der VdS-Tagung 1971 in Wetzlar wurde Ernst-Jochen Beneke, Stuttgart,
1
Edgar Mädlow; Zeichnung: Peter Völker, 30.10.1966
Auf der Bochumer VdS-Tagung vom 9. bis 12.8.1957 wechselte auch der Vorsitz satzungsgemäß von Vinzenz Dahlkamp, Recklinghausen, zu Walter Stein, Bremen, und die Geschäftsführung von Edgar Mädlow, Berlin, zu Günter D. Roth,
Neu daran war, dass das Heft ein Team gestaltete, und Edgar Mädlow holte aus der von ihm geleiteten Astronomischen Arbeitsgemeinschaft junge Leute zur Verstärkung in die Redaktion. Das jähe Ende dieser Konstellation kam, als die ,,VdSNachrichten" der Zeitschrift Sterne & Weltraum ab April 1969 beigeheftet wurden und ab Heft 7-8 / 1970 ganz in ihr aufgingen. Damit war die VdS praktisch des eigenständigen Kommunikationsorgans beraubt und Edgar Mädlow trat deshalb 1970 aus der VdS aus. Die Betreuung der beobachtenden Sternfreude stockte. Die VdS hatte ,,mit sich selbst zu tun", die DARGESO stellte ihre Arbeit 1965 offiziell ein, der renommierte ,,BAV-Rund-
4 Adolph Kunert; Zeichnung:
Peter Völker, 2.1.1968
VdS-Journal Nr. 38
22
Geschichte und Geschichten der VdS
5
Nennung der Fachgruppen in den VdS-Nachrichten 8-9/ 1971, 240
zur Betreuung und Koordinierung der Fachgruppen in den Vorstand gewählt. Er sprach mich an, ob ich nicht die Leitung der Fachgruppe Sonne ausbauen wolle. Adolph Kunert redete noch auf mich ein. Ich sagte, ich sei gar kein VdS-Mitglied, er sagte: ,,Das ist egal, Hauptsache, Sie machen die Arbeit." Mich faszinierte natürlich der Gedanke der überregionalen Zusammenarbeit, um dadurch Wetterlücken in der Beobachtungsreihe schließen zu können. Also stimmte ich zu.
Im Folgenden berichte ich etwas ,,sonnengruppenlastig", wofür ich um Verständnis bitte, denn ich habe die Fach-
VdS-Journal Nr. 38
gruppe 31 Jahre lang betreut. Gleichwohl haben aber alle Aktiven damals Gleiches oder Ähnliches erlebt wie ich. Ich reiste viel. Es existierten etliche regionale Sonnengruppen in Hamburg, Darmstadt, Stuttgart, Bremen, Bonn usw. Die galt es, alle kennen zu lernen. Ich stellte fest, dass fast jede Gruppe spezielle Beobachtungsprogramme hatte: Positionsbestimmung, Fotografie, H-alpha, Relativzahlauswertung usw. Als überregionale VdS-Fachgruppe galt es, sie alle zur Kooperation unter einen Hut zu bringen. Ich schlug also vor, eine Art Serie in den ,,VdS-Nachrichten" zu starten. Beginnen wollten wir (natürlich!) mit einer Rela-
tivzahlauswertung vieler Beobachter, danach sollte der K-Faktor behandelt werden, dann der Korrelationskoeffizient, später die Fackeln usw.
Gesagt, getan: ich selbst kümmerte mich um den ersten Beitrag - eine Relativzahlauswertung des Beobachtungsjahres 1973. Die nachfolgenden Artikel wurden bereits von anderen Fachgruppenmitgliedern verfasst und lagen auf Halde. Ich reichte meinen bei der VdS-Redaktion ein - damals Gunther Zimmermann in Königstein (Taunus) - und hörte nichts. Ich fragte Herrn Kunert, der damals 2. Vorsitzender der VdS war, nach dem
Unsere Autoren sind ausgezeichnet.
!
& ( Manche mit dem Nobelpreis. Jetzt im Miniabo
kennen
lernen!
Fordern Sie drei aktuelle Ausgaben von Spektrum der Wissenschaft für nur 15,40 (statt 23,70 im Einzelkauf) an:*
06221 9126-743
service@spektrum.com
www.spektrum.de/miniabo
A K T U E L L : Alles über die neuesten Forschungen und Erkenntnisse von A wie Astronomie bis Z wie Zellbiologie H O C H K A R Ä T I G : Geschrieben von internationalen Experten, darunter viele Nobelpreisträger U M F A S S E N D : Freier Onlinezugriff für Abonnenten auf alle Spektrum-Ausgaben seit 1993, einen monatlichen kostenlosen Zusatzartikel und weitere Vergünstigungen
online: spektrum.de/miniabo
Fax: +49 6221 9126-751
WISSENSCHAFT AUS ERSTER HAND
E-Mail: service@spektrum.com Tel.: +49 6221 9126-743
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg
* Wenn ich innerhalb von 10 Tagen nach Erhalt der dritten Ausgabe nichts von mir hören lasse, erhalte ich Spektrum der Wissenschaft zum Vorzugspreis von nur 84,- inkl. Inlandsversand im Jahresabonnement (12 Ausgaben) frei Haus. Ich spare fast 11 % gegenüber dem Einzelkauf der Hefte. Ermäßigter Preis (auf Nachweis) für Schüler und Studenten 69,90 (Ersparnis von 24 %). Ich kann das Jahresabonnement jederzeit kündigen, zu viel gezahltes Geld erhalte ich zurück. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Slevogtstraße 3-5, 69126 Heidelberg, Tel. 06221 9126-743, Fax 06221 9126-751, service@spektrum.com
24
Geschichte und Geschichten der VdS
Verbleib des Artikels, wann er denn erscheinen werde und bekam zur Antwort: ,,Sie können doch nicht erwarten, dass Herr Schaifers das in seiner Zeitschrift abdruckt." Wieso in ,,seiner Zeitschrift"? Ich wollte, dass das im VdS-Teil von SuW erscheint! Erst viel später ist der Beitrag dann doch erschienen (SuW 1/ 1975, S. 23).
Die Amateurszene schläft aber nicht. Jeder kennt jeden - dank der VdS. Das war die Doppelbödigkeit damals: Kontaktfreudigkeit und -pflege auf Tagungen fand statt und zwar satt und vom Vorstand vorbildlich gefördert, aber was in den ,,VdS-Nachrichten" veröffentlicht werden durfte, wurde an anderer Stelle entschieden. Es wurde ohne Absprache mit den Autoren gekürzt, und bis zur Veröffentlichung konnte ein Jahr vergehen. Ein Glück, dass ich kein VdSMitglied war, sonst hätte ich womöglich angefangen, mich zu ärgern!
Auch andere haben die gleichen Erfahrungen gemacht und nun drängte auch noch die Jugend auf den Plan! Überall begann es zu brodeln.
1975 wurde von Hartmut Unger die ,,Sternzeit" gegründet. Von Amateuren für Amateure - als Gegenpol zu SuW. Tatkräftig unterstützt wurde dieses Projekt u. a. von Jürgen Wirth und Rainer Beck aus Bonn. Die beiden waren auch im ,,Zentralausschuss deutscher astronomischer Vereinigungen" aktiv, der nach den ,,Hochdahler Beschlüssen" vom 6. März 1976 Vorschläge zur Reform der VdS unterbreitete. Rainer Beck (Abb. 6) war gleichzeitig in der Sonnengruppe aktiv und schlug 1976 die Gründung eines eigenständigen Mitteilungsblattes für Sonnenbeobachter vor.
Im Herbst 1976 erfolgte eine Besprechung der Sonnenbeobachter aus Bremen und Bad Hersfeld mit mir in der WilhelmFoerster-Sternwarte, Berlin. Das Blatt solle ohne die VdS herausgegeben werden, so war ihre Meinung. Das war der Gipfel der Kuriosität: Diese Sonnenbeobachter waren alle VdS-Mitglieder und trugen den Vorschlag dem VdS-Fachgruppenleiter vor, der kein VdS-Mitglied war! Ich wägte ab und kam zu dem Schluss: Zeitschrift ja, aber mit VdS. Die Gründe waren praktischer Natur. Ein von allen
VdS-Journal Nr. 38
6
Rainer Beck; Zeichnung: Peter Völker, Juni 1984
regionalen Sonnengruppen getragenes und von einem Team redigiertes Blatt würde den Zeitaufwand des Fachgruppenleiters reduzieren, und durch die VdS bestünde die Möglichkeit, die Fachgruppe auf Tagungen in Form von Vorträgen und Postern zu präsentieren und für die Mitarbeit in ihr zu werben.
Auf der ersten Sonnentagung im April 1977 in Berlin lag Heft 1 von ,,SONNE - Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter" der Tagungsmappe bei. Hinter vorgehaltener Hand wurde - man erfährt ja in Astronomenkreisen alles - getuschelt: ,,Nun lassen wir die jungen Leute mal machen, in einem Jahr spricht sowieso kein Mensch mehr über ein Mitteilungsblatt SONNE." SONNE erscheint in diesem Jahr im 35. Jahrgang. Kurz nach SONNE wurden die ,,Mitteilungen für Planetenbeobachter (MfP)" reanimiert, und es kamen ,,Schweifstern" und ,,Kometen, Planetoiden, Meteore (KPM)" hinzu.
Ein Lichtblick war es, als 1977 auf der Mitgliederversammlung in Darmstadt
7 Jakob Staude, aus SuW 1/1982,
S. 5
Reinhard Wiechoczek, Paderborn, in den Vorstand gewählt wurde. Er übernahm das VdS-Fachgruppen-Ressort und legte dem Vorstand am 8. Mai 1980 einen Bericht über ,,die derzeitige Situation der Fachgruppen" vor, nach einer Umfrage, die er am 24.Januar 1980 gestartet hatte. Er resümiert: ,,...(Die Fachgruppen) haben sich, wenn sie gut arbeiten, von der VdS unabhängig gemacht. Auch für die Sonnen-Gruppe gilt das in hohem Maße. Das hängt unmittelbar mit der Geldverwendung für SuW zusammen, weil dadurch für die Fachgruppenarbeit die Mittel fehlen. ..." Und er stellte folgenden Antrag: ,,Der Vorstand möge beschließen, dass den Fachgruppen ein Etat zur Verfügung gestellt wird. ..." Ob im Vorstand jemals darüber abgestimmt wurde, entzieht sich meiner Kenntnis. Reinhard Wiechoczek tritt nach einem Disput mit Hans Oberndorfer, München, am 17. Mai 1980 zurück und aus der VdS aus.
1981 bekam ich einen Brief von G. D. Roth. Er teilte mir mit, dass die Chefredaktion von SuW Anfang 1982 wechseln würde und er die VdS-Fachgruppen zu engerer Zusammenarbeit einladen würde. Das beträfe vor allem Fotoveröffentlichungen, die ja in den Fachgruppen-Publikationen oft zu wünschen übrig ließen. Unter Jakob Staude (Abb. 7) entkrampfte sich das Verhältnis von SuW zur VdS tatsächlich.
1982 wurden die Astrofotografen auf Empfehlung Rainer Becks VdS-Fachgruppe und auf meinen Vorschlag hin auch die BAV (O-Ton Werner Braune damals: ,,Peter, wenn Du uns das empfiehlst, vertrauen wir mal drauf und machen das.") Am 2. Juni 1984 schloss sich der Arbeitskreis Planetenbeobachter an.
Anfang 1984 teilte mir Jakob Staude mit, dass er vorhabe, einige bekannte Amateure in die SuW-Redaktion aufzunehmen, bisher waren das Bernhard Wedel und Rainer Lukas gewesen. Ich schlug vor, die VdS-Fachgruppen einzusetzen, die bereits existierten. Von Februar bis Dezember 84 ging ein Aktenordner sehr kreativer und freundschaftlicher Korrespondenz zwischen ihm und mir hin und her, bis Jakob Staude am 24. Juli die Nennung der Fachgruppen akzeptierte. Holger Haug lehnte das in einem Gespräch am 2. Oktober zunächst ab, erst ein zweites Treffen Ende Oktober zusammen mit der BAV
Geschichte und Geschichten der VdS
25
8
Anzeige
26
Geschichte und Geschichten der VdS
9 Klaus Güssow und Werner E.
Celnik; Zeichnung: Peter Völker, Dezember 1987
brachte Zustimmung. Am 11. November stimmten auch die Astrofotografen auf der BoHeTa zu. Am 1. Dezember kam Jakob Staude zu einer persönlichen Be-
sprechung nach Berlin geflogen und wir machten Nägel mit Köpfen. Abbildung 8 zeigt in der oberen Hälfte die Bekanntmachung des ,,Einstiegs der Fachgruppen..." aus SuW-Heft 12/ 1984, S. 653, die untere Hälfte zeigt das erste gemeinsame Impressum SuW/ VdS aus Heft 1/ 1985, S. 58.
Für die Vorstandswahl 1983 wollte sich auch der Vorsitzende Klaus Güssow den Fachgruppen öffnen. Er fragte Rainer Beck, was er davon halte, die SONNEKontaktadresse (damals Peter Völker, Berlin) in den Vorstand zu holen. Rainer druckste so herum und erzählte ihm schließlich, dass ich gar kein VdS-Mitglied sei.
Anfang 1984 trat ich in die VdS ein, denn es hatte sich nun doch Etliches bewegt. 1987 wurde dann der Vorstand verjüngt. Werner E. Celnik folgte Klaus Güssow als Vorsitzender (Abb. 9). ,,Das ist der Unter-
gang der VdS!" riefen die Konservativen einhellig. ,,Jetzt sind die Chaoten im Vorstand." war auch zu hören.
Nun wollen wir uns ansehen, was die ,,jungen Wilden" in der VdS ,,angerichtet haben": Die Mitgliederzahl stieg unaufhaltsam. Als Werner E. Celnik und ich 1987 in den VdS-Vorstand eintraten, hatte die Vereinigung exakt 1634 Mitglieder, als ich ihn 2003 verließ, waren es 4000.
Die Zeit war offenbar reif für eine starke VdS. Der junge Vorstand sah sich nicht als Vereinselite, sondern als völlig normale VdS-Mitglieder. Folgerichtig herrschte ein ansteckender Teamgeist. Die Vorstandsmitglieder reisten viel zu den regionalen Treffen der bundesweit gestreuten Vereinsmitglieder und sie waren fast durchweg selbst an exponierter Stelle in den Fachgruppen aktiv (Sonne, Astrofotografie, Planeten, Kometen usw.).
10 Die Trennung der Impressa von VdS und SuW, siehe Abb 11
VdS-Journal Nr. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
27
Ich selbst, beruflich in der Filmwerbebranche tätig, brachte gängige Werbe- und Kommunikationsmittel ein: Gestaltung eines Info-Faltblattes für die VdS (mehrere Auflagen und Versionen) und eines für die Sternwarte Kirchheim, ein erster VdS-Infostand (zweifarbig) zur Tagung 1989 in Berlin (gemeinsam mit SuW), später ein zweiter Infostand (vierfarbig), Motiv ,,Erlebnis Astronomie", ein VdSBriefbogen mit passenden Umschlägen, auch für die Sternwarte Kirchheim, zehn Jahre regelmäßige monatliche Werbetexte für die VdS in SuW, zeitgemäßes farbiges VdS-Logo, Autoaufkleber, VdS-Plakate, Motive ,,Ihr Schlüssel zum Himmelsgeschehen" (zweifarbig) und ,,Erlebnis Astronomie" (vierfarbig), ein neues VdS-Mitgliederverzeichnis (mit Peter Riepe), VdS-Infomappe, VdS-Tragetaschen, gesponsert von AIT, Stefan Thiele usw.
Die Zusammenarbeit mit SuW lief gut. Die gemeinsamen SuW-/ VdS-Impressa vergrößerten sich mit der wachsenden Anzahl der VdS-Fachgruppen. Zehn Jahre lang, von Januar 1985 bis zum Heft 8-9/ 1994 blieb das so (Abb. 10), bis plötzlich ab Heft 10/ 1994 die VdS- und SuW-Kästen auf gegenüber liegenden Seiten getrennt gedruckt wurden (Abb. 11).
Zwar nannte das SuW-Impressum unter ,,Redaktion" weiterhin: ,,...und die Fachgruppen der VdS", aber die optische Einheit war zerrissen. Diese Anordnung blieb bis zum Heft 12/ 1996 bestehen. Ab dem Heft 1/ 1997 fand dann eine völlige Trennung statt. Der VdS-Kasten blieb hinten im Heft (Seite 92), das SuWImpressum rückte ganz nach vorne auf die Seite 5 und ist als Kolumne angeordnet, wie auch heute noch üblich. Ab dem Heft 2/ 1997, Seite 177, wurde der VdSKasten gar unter ,,Inserenten" genannt.
Das blieb bis zum Ende des Jahres 2000, ab SuW 1/ 2001 rückte das Impressum wieder ans Heftende, der VdS-Kasten blieb, weiterhin als ,,Inserent" benannt, drin, erschien aber nur noch sporadisch in sechs Ausgaben des Jahres von elf. Ab Heft 1/ 2002 wurde schließlich der Wortlaut des SuW-Impressums geändert. Unter ,,Redaktion" werden die Namen der Heftmacher genannt, und darunter steht - bis heute - ,,unter Mitarbeit von: (Namen)....und der Fachgruppen der VdS". Der VdS-Infokasten wird 2002 in acht Heften (von elf) veröffentlicht und erscheint ein letztes Mal in SuW 5/ 2003, Seite 89, am Ende des doppelseitigen Beitrages ,,Fünf Jahre VdS - Journal für Astronomie".
Die VdS-Fachgruppen wissen nun endgültig, wo sie hin gehören. Denn sie sind es, die den größten Teil des ,,VdS-Journals für Astronomie" mit ihren Beiträgen füllen - es ist ihr Journal geworden!
11
VdS-Journal Nr. 38
28
Geschichte und Geschichten der VdS
Die Sonnenfinsternis-Expedition der VdS 1954 nach Galtö
von Edgar Mädlow
Eine totale Sonnenfinsternis zu erleben, gehört wohl zum Wunschdenken eines jeden Sternfreunds, aber nur wenige haben sich diesen Wunsch in vergangenen Zeiten erfüllen können. Erst der Massentourismus nach dem zweiten Weltkrieg hat den Zugang zu praktisch jedem Ort auf der Erde für Jeden möglich gemacht. Man hatte ja schon viele Jahre vorher den ,,Oppolzer" gewälzt und sich diese oder jene Traumfinsternis ausgesucht; jetzt, Anfang der 1950er Jahre, konnte man die erste günstige Finsternis endlich wahrnehmen. Das war die vom 30. Juni 1954, deren Totalitätszone quer durch das südliche Schweden verlief und die zudem eine Totalitätsdauer von zwei bis drei Minuten versprach.
Zu jener Zeit gab es noch keine VdS, die eine gemeinschaftliche Reise hätte organisieren können, aber es bestand bereits die ,,Planetensektion der Sternfreunde", die der deutsch-kanadische Sternfreund Ernst Pfannenschmidt Ende der 1940er Jahre ins Leben gerufen hatte und durch intensiven Schriftwechsel und ein Nachrichtenblatt zusammenhielt. Die Sektion hatte sogar schon 1950 in Coburg und 1951 in München Tagungen abgehalten. In diesem Kreis entstand zuerst der Plan für eine regelrechte Amateur-Sonnenfinsternisexpedition. Später übernahm dann die VdS die Schirmherrschaft über dieses Vorhaben, sodass nun in der Tat
VdS-Journal Nr. 38
1 Aufbauarbeiten der Teilnehmer der Sonnenfinsternis-Expedition nach Galtö
im Juni 1954
von einer VdS-Expedition geredet werden konnte.
Zu einer Expedition gehört nun aber auch ein Programm. Dieses kristallisierte sich im Verlauf der Planungen mit drei Schwerpunkten heraus: 1. der Herstellung eines Lehrfilmes über
Sonnenfinsternisse, speziell über den sichtbaren Verlauf dieser, ,,unserer" Finsternis 2. der Durchführung eines wissenschaftlichen ,,Korona"-Programms, zu dem uns Professor Grotrian vom Astrophysikalischen Observatorium in Potsdam ermutigt hatte 3. sollte den Teilnehmern Gelegenheit gegeben werden, eigene Ideen der Beobachtung zu realisieren.
Zu 1: Es stellte sich bald heraus, dass die Herstellung eines solchen Filmes mit Amateurmitteln nicht zu bewältigen war. Es bedurfte nicht nur einer professionellen Ausrüstung, sondern auch eines professionellen Managements. So wurde ein Göttinger Produzent, die Film-Aufbau GmbH, für die Arbeit an diesem Projekt im Rahmen der Expedition gewonnen. Die wissenschaftliche Beratung lag in den Händen des Sternfreundes Peter Westphal. Und tatsächlich lief der so ent-
standene Film später mit dem Titel ,,Der Tag, an dem die Sonne erlosch" als Kulturfilm im Beiprogramm zum Hans-HassFilm ,,Unternehmen Xarifa" in den Lichtspielhäusern. Bemerkenswert für uns war die Tatsache, dass der Film in Echtzeit die verfinsterte Sonne über die ganze totale Phase hinweg mit Optiken von 700 und 1500 Millimetern Brennweite wiedergab - die bei weitem eindrucksvollste Szene des Filmes. Dieser Teil des Programms war also, wenn auch nicht mit eigenen Mitteln durchgeführt, ein voller Erfolg.
Zu 2: Hier sollten photometrierbare Aufnahmen der Korona in drei Spektral- und zwei Abstandsbereichen gewonnen werden, insgesamt also sechs Aufnahmen. Diese sollten im direkten Fokus bei einer Brennweite von etwa einem Meter mit entsprechenden Farbfiltern und Belichtungszeiten gewonnen werden. Es erschien zweckmäßig, diese Arbeit nicht einem einzigen Instrument aufzubürden, sondern sie auf sechs Instrumente, 3- bis 4-zöllige Refraktoren zu verteilen, wie sie sich durchaus im Besitz engagierter Sternfreunde befinden konnten. Das hatte den Vorteil, dass die einzige Aufnahme, die jedes Gerät zu leisten hatte, in die zeitliche Mitte der Totalität gelegt werden konnte, womit die Symmetrie der
Geschichte und Geschichten der VdS
29
Abbildungen gewährleistet war. Außerdem blieb den Beobachtern davor und danach noch genügend Zeit, das Himmelsschauspiel zu bewundern. Es fanden sich auch genügend Teilnehmer, die bereit waren, ihre transportablen Instrumenten zur Verfügung zu stellen, darunter Dr. W. Malsch (Karlsruhe), Dr. K. Gerhard (Wolfenbüttel), Mitarbeiter der Schwäbischen Sternwarte Stuttgart unter R. Schneider und Mitarbeiter der Wilhelm-Foerster-Sternwarte Berlin unter E. Rohde und K. Freydank. Der Berliner Feinmechaniker E. Engel fertigte für jedes dieser Fernrohre einen passenden Adapter zur Aufnahme von Kassetten für Platten 9 x12 Zentimeter. Da die Aufnahmen ,,photometrierbar" sein sollten, musste auf jede der Platten ein geeichter Stufenkeil aufkopiert werden, um daraus die Schwärzungsfunktion herzuleiten. Dazu wurde eine Vorrichtung gebaut, die das Sonnenlicht über eine mit Magnesiumoxid beschichtete Fläche diffus als Quelle für die Keilkopien nutzte. Probeaufnahmen, die sich an der Flächenhelligkeit der Vollmondscheibe orientierten, dienten der Ermittlung der Belichtungszeiten für die verschiedenen Spektralund Abstandesbereiche.
Es war also an Vieles gedacht worden. Trotzdem erwies sich die Aufteilung der Aufgabe auf mehrere Fernrohre und an mehrere Beobachter im Nachhinein als wenig glücklich. Alle Instrumente waren zwar vom gleichen Typ, aber keinesfalls identisch. Für die Probeaufnahmen stand allein das Berliner Fernrohr zur Verfügung, die daran gewonnen Erkenntnisse mussten den anderen Instrumenten auf Grund ihrer spezieller Eigenschaften angepasst werden. Das war mit Unsicherheiten verbunden, die sich auf die Ergebnisse auswirken mussten. Aber auch die Vielzahl der Beobachter blieb nicht ohne Auswirkungen. Man kann es keinem Sternfreund verübeln, wenn er bei solchen Gelegenheiten neben den selbstgewählten Pflichten auch seine eigenen Dokumente mit nach Hause bringen will und diesen daher auch einen Teil seiner Aufmerksamkeit widmen muss. So waren eben nicht alle Instrumente bis aufs Beste auf das gemeinsame Programm vorbereitet, und so geschah es, dass bei zwei Geräten
ausgerechnet während der Totalität die Nachführung versagte. Die Ursachenerforschung ergab später, dass nicht ein ,,Dämon der Finsternis" die Instrumente zum Stehen gebracht hatte, sondern Unachtsamkeiten bei deren Aufstellung. Zwar ergab sich daraus ein unerwarteter Nutzen, denn aus den Strichspuren, die die Protuberanzen auf den Platten hinterlassen hatten, konnte wenigstens noch ihr Positionswinkel bestimmt werden; aber das Ziel des Vorhabens war verfehlt worden. Insgesamt erfüllte von allen sechs Aufnahmen nur eine einzige die angestrebten Anforderungen, und zwar die des Berliner Instruments, was nicht verwunderlich ist, da allein mit diesem Gerät die Probeaufnahmen absolviert worden waren. Diese eine Aufnahme wurde später in Potsdam ausgewertet und ergab immerhin Hinweise für das Vorgehen bei späteren Finsternissen. So fanden die bei dieser Eklipse gesammelten Erfahrungen Eingang in die Vorbereitungen für die Finsternisse von 1959 und 1961.
Zu 3: Trotz doppelter Besetzung der Instrumente waren nur ein Drittel der Teilnehmer an dem wissenschaftlichen Korona-Programm beteiligt. Der Mehrzahl der Teilnehmer lag es mehr an dem Erlebnis der seltenen Himmelserscheinung und der Photographie nach eigenem Ermessen und mit eigenem Gerät. So kamen dann mit Geräten von der Kleinbild- bis zur Telekamera Dutzende von unter-, richtig- und überbelichteten Aufnahmen zustande. Da jegliche Erfahrung für die rechte Belichtungszeit fehlte, wurden während der Totalität ganze Serien von Aufnahmen ,,geschossen" in der Hoffnung, dass auch die richtige dabei sein würde. Aus dieser Vielfalt der Bilder treten einige Besonderheiten hervor, es waren Farbaufnahmen der verfinsterten Sonne mit Korona und Protuberanzen, wie sie unseres Wissens noch nicht veröffentlicht waren. Dr. Gerhard erhielt mit einer Telekamera 80/400 mm auf Agfacolor Umkehrfilm mit einer Belichtungszeit von nur einer bzw. zwei Sekunden eindrucksvolle Aufnahmen, die die Korona bis zu einem Abstand von drei Sonnenradien mit ihrer Feinstruktur zeigten. H. B. Brenske (Berlin) gewann mit einem 60-mm-Refraktor
Anzeige
Eine Woche Astronomie
6. Internationale Astronomie-Messe AME
am 10. September 2011 in 78054 VS-Schwenningen
AME2011
10 September 2011
30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung
am 10. September 2011 im Anschluss an die AME
VdS-Kaffee auf der AME
der Treffpunkt für VdS-Mitglieder. Zum Kennenlernen und für den persönlichen Erfahrungsaustausch, ganztägig am 10. September 2011 während der AME
Attraktives Rahmenprogramm
Vortragsprogramm, Treffpunkt Buch, Sonnenbeobachtung bei gutem Wetter, Einsteinmobil, Gernot Meiser mobile Sternwarte und mobiles Planetarium
Workshops während der Messe
am 10. September 2011
Rundreise ,,Astronomie in Süddeutschland"
ab 6. September 2011
Workshops Astrofotografie und Webcam
ab 8. September 2011 an Sternwarte Zollern-Alb
Sonnenfinsternis-Treffen
am 9. September 2011 in Deißlingen im Hotel Hirt
Ansprechpartner: Siegfried und Walburga Bergthal Tel.: 0741 270 62 10 Email: info@astro-messe.de
www.astro-messe.de
VdS-Journal Nr. 38
30
Geschichte und Geschichten der VdS
in Okularprojektion mit einer Äquivalentbrennweite von fünf Metern auf Agfacolor Negativfilm drei Aufnahmen mit verschiedener Belichtung, die von der inneren Korona mit den Ansätzen der Polarstrahlen über die Protuberanzen bis zum Diamantring-Phänomen reichten. Die 50 Millimeter Sonnendurchmesser erforderten einen Film von ungewöhnlichem Format.
Besonderes Aufsehen erregte das Gerät, das eine Gruppe junger Berliner Sternfreunde unter D. Lichtenknecker eingesetzt hatte. Lichtenknecker war damals noch Optiker-Lehrling, später ein gefragter Hersteller anspruchsvoller Astro-Optiken. Das Gerät mag sein Gesellenstück gewesen sein, eine Schmidt-Kamera mit den Dimensionen 110/150/300 mm. Nun ist allerdings eine solche Schmidt-Kamera mit ihrer kurzen Brennweite trotz des - hier überflüssigen - großen Gesichtsfeldes ein für eine Sonnenfinsternis denkbar ungeeignetes Instrument; aber es kam wohl eher darauf an, diesen anspruchsvollen Selbstbau überhaupt zur Anwendung zu bringen. Immerhin hat er das Interesse der übrigen Teilnehmer erregt.
Soviel zum Programm. Zum Ablauf der Expedition bedurfte es etlicher Vorar-
beiten. Unser Ansprechpartner war das schwedische Generalkonsulat in Berlin, das nicht nur für die Erteilung der Visa zuständig war, sondern uns auch - wohl in Verbindung mit der Schwedischen Akademie der Wissenschaften - einen Beobachtungsstandort nach unseren Wünschen an der schwedischen Westküste auf einer der Schäreninseln südlich des Oslo-Fjords zuwies. Die Schäreninsel Galtö ist durch einen Damm mit dem Festland verbunden und auch elektrifiziert. Als Kontaktadressen nannte man uns das Touristenbüro in Göteborg und den Postmeister der Galtö benachbarten Ortschaft Kragenäs auf dem Festland. Dieser Herr Thorin hat uns dann auch im Vorfeld und während unseres ganzen Aufenthaltes in liebenswürdigster Weise unterstützt.
Nun zum Ablauf der Reise. Für den Transport der Teilnehmer und ihrer Ausrüstung wurde ein Reisebus mit einem kleinen Lastanhänger gechartert. Er fuhr am 19. Juni von Berlin ab, mit Zwischenstationen in Wolfenbüttel und Hamburg zur Aufnahme der süd- und westdeutschen Teilnehmer, weiter über die dänischen Inseln und erreichte in Helsingborg das schwedische Festland. Von da an ging es nordwärts über Göteborg, bis rund hundert Kilometer vor der norwegi-
schen Grenze in Kragenäs der Weg nach Galtö abzweigte. Übernachtet wurde in Hamburg und in Göteborg. Zwei Teilnehmer aus Köln und Karlsruhe kamen mit ihren eigenen Fahrzeugen und trafen etwa gleichzeitig mit dem Bus am 21. Juni auf Galtö ein.
Mit einer Ausnahme waren alle Fernrohre auf Tischstativen montiert und brauchten daher an Ort und Stelle entsprechende Aufstellmöglichkeiten. Im Interesse der Stabilität waren dafür Zementsockel vorgesehen. Zu diesem Zweck war in Berlin für jedes Instrument individuell eine passende Transportkiste angefertigt worden, die eine etwas konische Form besaß und später ohne Boden und Deckel als Gussform für den zugehörigen Sockel dienen konnte. Der Zement war für uns bereitgestellt worden, und so bestand dann unsere erste Tätigkeit vor Ort in der Füllung der Sockel - eine Arbeit, die uns bis in die Dämmerung der Sommernacht hinein beschäftigte. Zwei Tage später hatte der Zement abgebunden und die Sockel waren stabil. Ich habe sie dann 34 Jahre später wiedergesehen; sie dienten nun Badegästen als Ablage für ihre Kleider und Utensilien.
Unser Beobachtungsplatz lag auf dem Gelände einer kleinen Werft für Fischer-
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
Eva Garbe, Friederike Preuß
Vertrieb: Bezug:
Teutsch, Laudenbach
,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 35,- (Europa) und 40,(außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 25,- 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. 40 ist der 01.08.2011.
Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll
FG-Treffen April 2011, Bebra): VdS-J Nr. 39: ,,Sonnenaktivität und Polarlichter", VdS-J Nr. 40: ,,Galaxien" und VdS-J Nr.
41: ,,Atmosphärische Optik".
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. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
31
boote, und auch der Werfteigner, Herr Grahn, war uns in jeder Form behilflich. Zu unserer Verfügung standen einige kleine Ferienhäuser auf dem Gelände, in denen wir nicht nur wohnen und essen, sondern auch Lager, Werkstatt und Dunkelkammer einrichten konnten. Eine Küche bot uns die Gelegenheit zur zeitunabhängigen Selbstverpflegung. Die dazu nötigen Einkäufe erledigten die Autofahrer unter den Teilnehmern in Kragenäs.
Die nächsten Tage dienten der Aufstellung der Instrumente. In die Sockel waren Ösen eingelassen, die zum Festzurren der Stative mit einem kräftigen Seil dienten. Die Aufstellung machte anfangs etwas Mühe, da wegen der hellen Nächte nur wenige Sterne zum Justieren sichtbar waren. Tagsüber wurde dann auch der Stufenkeil auf die für die Koronaaufnahmen vorgesehenen Platten kopiert. Gleichzeitig richteten die Stuttgarter Teilnehmer eine Wetterstation zur Aufnahme der meteorologischen Daten während der Finsternis ein, außerdem fertigten sie eine vermessene Lageskizze unserer Station mit den Standorten aller Instrumente an. Als Tischfernrohre waren die meisten Instrumente von elektrischer Nachführung abhängig. Den Strom bezogen wir aus einer Steckdose in einem der Ferienhäuser, von dort führte eine Verlängerungsschnur zu einem Verteiler inmitten der Fernrohre. Natürlich war diese Anordnung fehleranfällig; bei einem Kurzschluss an nur einem der Instrumente fiel die gemeinsame Sicherung aus, und alle waren ohne Strom. Tatsächlich hat sich im Vorfeld der Finsternis etwas Derartiges ereignet, die Ursache konnte aber schnell gefunden und der Fehler beseitigt werden. Skeptische Beobachter mit Bodenstativ hatten lieber ein Gewichtsuhrwerk dabei (,,Schwerkraft gibt`s überall !"). Doch ausgerechnet bei einem dieser Instrumente blieb die Nachführung während der Totalität stehen!
Dr. Hecker (Köln) übte die Funktion eines Expeditionsarztes aus. Allerdings hatte er nichts anderes zu tun, als Leukoplast zum Abdichten der Kassetten und zur Befestigung von Zusatzinstrumenten zu verteilen. Die Hauptaufgabe Dr. Heckers bestand jedoch in einer photographischen Dokumentation des Unternehmens. Von den mehr als tausend Dias und Papierbildern konnten später für die
Teilnehmer beliebig viele Kopien angefertigt werden. Ein bedeutsames Nebenergebnis waren farbige Serienaufnahmen der wechselnden Beleuchtung der Landschaft während der partiellen und totalen Phase. Studienrat R. Sommer (Berlin) übernahm die Aufgabe, vom Beginn der Totalität an über Lautsprecher die Sekunden abzuzählen und ersparte damit den Teilnehmern den störenden Blick auf die eigene Uhr.
Während unserer Vorbereitungen bekamen wir Besuch von einer Gruppe
schwedischer Sternfreunde aus Uppsala. Sie hatten ihr Beobachtungscamp auf dem Festland, nicht weit von Kragenäs, aufgeschlagen und absolvierten ein ähnliches Korona-Programm wie wir, wenn auch in anderen Spektralbereichen. Ihr Leiter, Rune Fägelquist, hat später einen Bericht darüber in der ,,Astronomisk Tidsskrift" veröffentlicht. Sein Name ist aber auch Jahre danach immer wieder in dieser Zeitschrift zu lesen gewesen, er war ein renommierter schwedischer Amateurastronom.
2 Bericht im VdS-Nachrichtenblatt über die erfolgreiche Sonnenfinsternis-
Expedition nach Galtö mit Zeichnung der lang gestreckten Minimumskorona.
VdS-Journal Nr. 38
32
Geschichte und Geschichten der VdS
Aus dem bisher Beschriebenen ist schon zu ersehen, dass das Wetter es gut mit uns meinte und wir die entscheidenden Phasen der Finsternis ungestört von Wolken erleben konnten. Anfangs sah es nicht so gut aus. Im Frühsommer 1954 hatten große Teile Europas unter einer quälenden Hitzewelle gelitten. Uns im damals noch nicht klimatisierten - Reisebus machten die 30 Grad viel zu schaffen. Die Quälerei hatte aber ein Ende, als wir auf der letzten Etappe unserer Fahrt zwischen Göteborg und Kragenäs von einer gewaltigen Gewitterfront überrollt wurden. Für die folgenden Tage blieb das Wetter kalt und unfreundlich, einmal musste die Arbeit für einen Tag ausgesetzt werden; die Instrumente, soweit sie schon aufgestellt waren, wurden mit dicht verschnürten Planen gesichert. Auch am 30. Juni, dem Finsternistag, sah es zunächst nicht besser aus. Bis zum 1. Kontakt war der Himmel dicht verhangen, und es gehörte schon eine gewisse Portion Sturheit dazu, die im Vorfeld der Beobachtung nötigen Schritte durchzuführen. Aber schon während der partiellen Phase gab es einzelne Wolkenlücken, die die abnehmende Sichel zeitweise sehen ließen, und wie durch ein Wunder öffnete sich wenige Minuten vor dem 2. Kontakt ein großes Wolkenloch, das uns die ganze Dauer der Totalität über und noch darüber hinaus einen ungestörten Anblick des prächtigen Phänomens bescherte. Wir hatten von einem ärztlichen Präparat namens ,,Adaptinol" gehört, das die Fähigkeit zur Anpassung der Augen an plötzlich vermindertes Licht fördern sollte. Einige Teilnehmer haben das auch ausprobiert, aber das war völlig überflüssig; es genügte, während der partiellen Phase eine ,,Höhensonnen"-Brille zu tragen, um ungeblendet in die Totalität zu gehen. Während dieser war es noch so hell, dass alle Handgriffe an den Instrumenten ohne künstliche Beleuchtung vorgenommen werden konnten. Im Gegensatz zu einer Vollmondnacht war der Himmel nicht nur in der unmittelbaren Umgebung des Mondes aufgehellt; von der durchleuchteten Atmosphäre außerhalb des Schattenkegels wurde so viel Streulicht ausgestrahlt, dass der ganze Himmel bläulich ausgeleuchtet war. Daher wurden auch nur Sterne bis etwa zur 2. Größenklasse sichtbar. Die Korona zeigte eine extreme Minimumsgestalt, eng gebündelte, weit hinausreichende
VdS-Journal Nr. 38
Äquatorialstrahlen und nur angedeutete kurze Polarstrahlen. Die verfinsterte Sonne stand wie ein totes Auge am Himmel, ein gespenstischer Anblick, der Menschen früherer Generationen in Angst und Schrecken versetzt haben mochte. Die beiden Protuberanzen waren zu klein, um mit dem bloßen Auge erkannt zu werden, schon im Feldstecher wurden sie aber sichtbar. Die meteorologischen Messungen ergaben nur einen geringfügigen Abstieg der Lufttemperatur während der Finsternis, die Strahlungstemperatur, gemessen mit dem Schwarzkugel-Thermometer, zeigte dagegen einen Abfall von mehr als zehn Grad. Ein oft beschriebener ,,Finsterniswind" wurde nicht beobachtet, Fliegende Schatten gab es auch nicht zu sehen. Zur Beobachtung des Verhaltens von Tieren und Pflanzen während der Finsternis bot sich für uns keine Gelegenheit.
Wir erfuhren später, dass die Westküste der einzige Teil Schwedens war, von dem aus die Finsternis gesehen werden konnte. Dieser glückliche Umstand wurde dann auch am Abend dieses Tages zusammen mit den schwedischen Sternfreunden gebührend gefeiert, wozu uns der unersetzliche Herr Thorin einige Flaschen sonst
streng rationalisierten ,,Snapses" organisiert hatte. Der Abbau und die Verpackung der Instrumente nahm nur zwei Tage in Anspruch, die Heimfahrt erfolgt auf dem gleichen Wege wie die Hinreise. In Hamburg gab es noch ein gemeinsames Gruppenbild, und dann trennten sich die Teilnehmer - zumindest für diese Finsternis.
Fazit: War diese Expedition nun ein Erfolg? Auf jeden Fall hat sie rund 30 Sternfreunden nicht nur das gemeinschaftliche Erleben einer totalen Sonnenfinsternis ermöglicht, sondern überhaupt eine Reise ins Ausland nach der Isolierung während des Krieges und der Nachkriegszeit möglich gemacht. Eine Abrechnung der gemeinsamen Kosten ergab für jeden Teilnehmer für Reise, Unterkunft und Gemeinschaftsverpflegung einen Kostenanteil von etwa 250 DMark. Es wurden viele Photos ,,geschossen", nicht nur mit einem hohen Erinnerungswert; mit den Farbaufnahmen der verfinsterten Sonne wurde erstmals auch Neuland betreten. Auch der Film hat sich bewährt. Er ist als Kulturfilm durch den gewerblichen Verleih noch jahrelang in die Lichtspielhäuser gelangt. Für uns als Sternfreunde sind die Echtzeit-Aufnahmen der Kontakte und der Totalität,
3 Die totale Sonnenfinsternis vom 30. Juni 1954 war auch in Deutschland
partiell zu beobachten. Aufnahmen aus dieser Zeit sind schwer zu finden. Diese Reihenaufnahme der partiellen Sonnenfinsternis von deutschem Boden aus stammt von Herrn Friedrich Gröll und wurde von seinem Sohn, Herrn Helmut Gröll, freundlicherweise für den Abdruck im VdS-Journal zur Verfügung gestellt.
Geschichte und Geschichten der VdS
33
möglicherweise ebenfalls als NeulandEroberung, eher von Bedeutung. Nicht erfolgreich war das Korona-Programm. Besonders enttäuschend war das natürlich für die Sternfreunde, die ihr Gerät und ihren persönlichen Einsatz dafür zur Verfügung gestellt hatten und nun zu Hause nicht einmal ein augenfälliges Ergebnis vorweisen konnten. Aber aus den Fehlern haben wir gelernt: 1961 wurde das Programm mit einem einzigen, allerdings speziell ausgestatten Instrument von einem dreiköpfigen Team erfolgreich absolviert. Davon mag vielleicht bei anderer Gelegenheit zu berichten sein.
Abschließend mögen dem Autor dieses Berichtes, der an der Planung und Durchführung der Expedition nicht un-
wesentlich beteiligt war, ein paar Zeilen der Selbstkritik gestattet sein. Ich hatte im Vorfeld der Expeditionsvorbereitungen auch die Berichte der großen professionellen Sonnenfinsternisexpeditionen zu fernen Zielen gelesen und bewahrte auch noch Erinnerungen an meine Jugendlektüre mit Berichten der Expeditionen wie denen von Nansen, Amundsen, Sven Hedin und dergleichen. In allen diesen Berichten hatte mir die strikte Hingabe der Beteiligten an die gemeinsam gestellte Aufgabe imponiert und an die sich selbst auferlegte Disziplin bei ihrer Durchführung. So kam ich zu der Vorstellung, Expeditionen müssten nun einmal so sein, um zum Erfolg zu kommen. In dem von Professor Grotrian inspirierten Korona-Programm sah ich eine
solche gemeinsame Aufgabe. Das war eine Fehleinschätzung. Was ich vor mir sah, war eine Schar von Individualisten, von denen jeder seine eigene Vorstellung vom Unternehmen und von seiner eigenen beobachterischen Betätigung hatte. Das hatte mit dem Scheitern des Korona-Programms wenig oder gar nichts zu tun, aber es führte insgesamt zu der Erkenntnis, dass Gemeinschaftsreisen von Sternfreunden nicht in das Korsett einer wissenschaftlichen Expedition gezwängt werden dürfen. So ist dann auch das Korona-Programm von einem kleinen Mitarbeiterkreis im Rahmen eines großen gemeinschaftlichen Reiseerlebnisses für 1959 geplant und 1961 erfolgreich durchgeführt worden.
Zum Entstehen unserer VdS-Fachgruppenarbeit ,,Veränderliche" seit 1983
von Werner Braune
Beim Betrachten dieser Ausführungen sollte man sich die damalige publizistische Organisation der VdS vor Augen führen: Die VdS war mit speziellen Seiten in ,,Sterne und Weltraum" vertreten. Die nachfolgende Ankündigung im BAV Rundbrief , 32. Jahrgang, Seite 87 ist daher nicht verwunderlich. Stil und Darstellung entsprechen den damaligen Gepflogenheiten.
Zusammenarbeit zwischen BAV und VdS Folgende Vereinbarung ist in ,,Sterne und Weltraum" 22, 315 (1983) veröffentlicht: ,,Die Veränderlichenbeobachter aus dem Mitgliederkreis der Vereinigung der Sternfreunde werden bisher von ihrer Vereinigung wenig oder gar nicht unterstützt. Um diesem Missstand abzuhelfen, wäre die Gründung einer Arbeitsgruppe ,,Veränderliche Sterne" innerhalb der VdS erforderlich gewesen. Damit wäre aber eine Parallelorganisation zu der hervorragend funktionierenden Berliner Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. entstanden. Um diese unnötige Doppelbesetzung zu vermeiden, haben der Vorstand der BAV und der VdS eine enge Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Veränder-
lichen beschlossen. VdS-Mitglieder, die Veränderliche beobachten oder beobachten wollen, und auf diesem Gebiet Unterstützung wünschen - z.B. durch Ephemeriden, Aufsuchkarten, Weiterleitung von Beobachtungen usw. - sollen sich daher ab sofort an die BAV wenden. Die BAV wird die gewünschte Unterstützung gegen die übliche Kostenerstattung allen VdS-Mitgliedern zu den gleichen Bedingungen wie den BAV-Mitgliedern zuteil werden lassen."
Dr. M. Fernandes, Dr. K. Güssow
Das war die Geburt der ,,VdS-Fachgruppe Veränderliche Sterne (BAV)".
Auf der VdS-Tagung in Heppenheim Ende September 1983 (hier Auszüge aus dem BAV-Bericht) war die Anwesenheit der Veränderlichenbeobachtung und der BAV mit 23 BAV-Mitgliedern außerordentlich groß. Die VdS-Mitgliederversammlung zählte 110 stimmberechtigte Mitglieder, allerdings dürften im Rahmen der allgemeinen Veranstaltung etwa 200 Interessierte anwesend gewesen sein. Am BAV-Stand wurden rege Gespräche geführt und die neue BAV-Einführung war rege gefragt. An zwei Abenden wurde
unter Veränderlichenbeobachtern heiß diskutiert, Erfahrungen ausgetauscht, Projekte durchgesprochen und hoffentlich viel zum Beobachten angeregt. Am Samstag waren vier Tische allein den Veränderlichenbeobachtern vorbehalten.
Ein Bonmot von Albrecht Broemme über den BAV-Vorstand nach den Verkaufsergebnissen: ,,Du (W. Braune) bist Kaufmann, Du gehst auf die Leute zu. Mario (Dr. Fernandes) ist Arzt, zu dem kommen die Patienten. Ich bin Feuerwehrmann. Ich komme, wenn ich gerufen werde."
Zusätzliche BAV-VdS-Fachgruppenarbeit für SuW (aus BAV Rundbrief 1/1985)
,,Auf Anregung von Herrn Dr. Staude als verantwortlichem SuW-Redakteur hat die BAV als VdS-Fachgruppe die Bearbeitung der Amateurbeiträge über Veränderliche für SuW übernommen. Die anderen aktiven VdS-Fachgruppen treten entsprechend in Erscheinung. Im Impressum von SuW erscheint die hierfür benannte Kontaktperson, für die BAV z.Z. W. Braune. Damit bestehen für jeden Interessenten an einer Mitarbeit in SuW
VdS-Journal Nr. 38
34
Geschichte und Geschichten der VdS
grundsätzlich drei Anlaufstellen. - Dr. Staude, SuW-Redaktion - H. Oberndorfer, VdS-Redaktion - die VdS-Fachgruppen
Das VdS-Impressum weist folgende Fachgruppen aus: - Astrophotographie: Dr. W. E. Celnik,
Bochum - Kometen: J. Linder, Durmersheim - Mathematik: Dr. W. Wepner, Köln - Planeten: R. Koppmann, Mönchen-
gladbach - Sonne: P. Völker, Berlin (SONNE) - Veränderliche: W. Braune (BAV)
Dr. Staude verspricht sich von dem Konzept eine Entlastung als SuW-Redakteur, eine angemessenere Behandlung der Autoren, eine Erweiterung des Einzugsbereichs von SuW und eine integrierende Wirkung auf die gesamte Amateurszene. Der Mitwirkungseinladung haben wir begeistert zugestimmt, da so SuW noch
mehr an Vielfalt gewinnt und insbesondere die beobachtenden Amateurbelange stärkere und schnelle Berücksichtigung finden werden.
Dr. Staude steht der Zusammenarbeit im publizistischen Bereich mit allen regionalen und in unserem Fall fachlicheren Blättern sehr offen gegenüber. Denn alle dienen der gleichen Zielsetzung, den Sternfreunden Anregung zu geben. Als überregionales Blatt kann SuW also auch auf gute Beiträge zurückgreifen, die im regionalen Bereich erschienen, wenn diese von allgemeinem Interesse sind und SuW angeboten werden. Die Beteiligten sind in derartigen Fällen sicher sehr froh, sich auch in SuW wiederzufinden. Aus diesem BAV Rundbrief habe ich daher Herrn Dr. Staude die Beiträge über die ,,Nova Vul 1984 I" von Herrn Grzelczyk und ,,35 Jahre BAV" von mir zur Veröffentlichung angeboten."
Anzeige
5. Ravensburger Teleskoptreffen
- RATT - 23. - 25.09.2011
bei 88263 Horgenzell (Nähe 88214 Ravensburg)
Das Programm wird auf der Internetseite www.ratt-rv.de rechtzeitig veröffentlicht. Auch findet man dort
weitere Infos zum Treffen Information:
Carsten Przygoda Finkenweg 25 | 88339 Bad Waldsee carsten@ratt-rv.de | www.ratt-rv.de
Die Geschichte unserer Mitgliederzeitschrift
von Otto Guthier
Über die Entstehung unserer Mitgliederzeitschrift VdS-Journal für Astronomie ist an dieser Stelle schon mehrfach berichtet worden (1), zuletzt in Ausgabe 20 (2).
Somit ist eigentlich darüber schon viel gesagt worden, aber dennoch darf der nachfolgende Beitrag zu unserem heutigen Schwerpunktthema ,,Geschichte und Geschichten der VdS" an dieser Stelle nicht fehlen.
Wie alles anfing Eigentlich liegt der Ursprung unserer Mitgliederzeitschrift schon viele Jahre zurück. Nach Gründung der VdS und dem ,,Neustart" einer astronomisch interessierten Gemeinschaft, entstanden die ,,VdS-Nachrichten", die von den damaligen Vorständen in regelmäßiger Folge herausgegeben wurden.
Peter Völker erinnert an diese damaligen Mitteilungen in einer eigenen Rub-
VdS-Journal Nr. 38
rik unseres VdS-Journals. Diese Mitteilungen waren für viele Sternfreunde in der VdS das einzige Organ, mit dem sie ihre Beobachtungsergebnisse publizieren und interessante Neuigkeiten weiter leiten konnten. Ein ,,Sterne und Weltraum" oder ähnliche Magazine gab es damals noch nicht. Die astronomische Monatszeitschrift ,,Sterne und Weltraum" wurde erst im Jahr 1962 gegründet. Viele der damals bekannten und anerkannten Sternfreunde wie Edgar Mädlow, Günter D. Roth, Joachim Herrmann und Harro Zimmer engagierten sich für die gemeinsame Schrift und sorgten für wertvolle Informationen über die Vorgänge am Sternenhimmel und in der Vereinigung. Im Jahr 1969 beschloss der VdS-Vorstand, die VdS-Nachrichten in der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" beizulegen, was schließlich zu einer prekären Finanzsituation führte, da die Geldmittel auf Dauer nicht zur Verfügung standen. Auf der nächsten Mitgliederversammlung wurde der Vorstand daher nicht entlastet. Im
Jahr 1970 sollte in einer außerordentlichen Mitgliederversammlung in Frankfurt der kommissarisch besetzte Vorstand bestätigt werden. Als neuer Vorsitzender wurde Dr. Friedrich Frevert gewählt. Auf seinen Vorschlag hin wurde der Beschluss gefasst, dass die VdS-Nachrichten nicht mehr ,,Sterne und Weltraum" beigelegt, sondern auf vier Seiten verkürzt, in dieser monatlich erscheinenden Fachzeitschrift integriert werden sollten. Es gab eine Abstimmung, die von gewissen Turbulenzen begleitet war, denn ein erheblicher Teil der anwesenden Mitglieder konnten sich eine Aufgabe ,,ihrer" Informationsschrift nicht vorstellen und votierten dagegen. Doch schließlich sprach sich die Mehrheit für eine Integration aus. Dies hatte zur Folge, dass sich der Mitgliedsbeitrag (mit dem Abonnement von Sterne und Weltraum) drastisch erhöhte. Das eigentliche Problem bestand aber bei dieser Lösung darin, dass die VdS fortan über kein eigenes Kommunikationsmittel zu ihren Mitgliedern mehr verfügte, da
Geschichte und Geschichten der VdS
35
der Vorstand kein Mitgestaltungsrecht auf die vier Seiten in SuW hatte. Damit ging die über Jahre gepflegte Identität und Selbstständigkeit verloren, was der VdS und ihren Mitgliedern schlecht bekommen sollte.
Was folgte, waren Austritte von Mitgliedern aus der Vereinigung, die sich ihrer Eigenständigkeit beraubt sahen und es vorzogen, der VdS den Rücken zu zukehren. Die Mitgliederzahlen sanken und der Stand von 1965 wurde erst wieder 1978 erreicht.
Die Fachgruppen der VdS entstehen In den 1980er Jahren entstanden die ersten Fachgruppen; gestützt von jungen, aktiven Sternfreunden, die sich in der Welt der Astronomie hervortaten. Vom damaligen Chefredakteur Dr. Hans-Jakob Staude unterstützt, wurden viele Beiträge der jungen Sternfreunde in der Monatszeitschrift ,,Sterne und Weltraum" veröffentlicht.
Eine fruchtbare Zeit begann und die Mitgliederzahlen stiegen wieder an. Doch die Kooperation mit den rührigen Sternfreunden hatte auch ihre Probleme, denn viele Beiträge erschienen aus Platzgründen nicht oder nicht so, wie vom Autor verfasst. Es gab erneut Spannungen zwischen Redaktion in Heidelberg und Mitgliedern der VdS.
Alsbald stellte sich ein weiteres Problem ein, welches den damaligen Vorständen die Grenzen ihrer Handlungsfähigkeit aufzeigten. Noch immer war im Mitgliedsbeitrag der Bezug der Monatszeitschrift ,,Sterne und Weltraum" obligatorisch. Da der Mitgliedsbeitrag (mit Bezug von SuW) nur alle zwei Jahre in der Mitgliederversammlung festgelegt werden konnte, gingen zwischenzeitlich Erhöhungen des Abo-Betrages zu Lasten der VdS-Kasse. Erneut waren der Vorstand und die Vereinigung ihrer finanziellen Möglichkeiten beraubt; für mögliche Aktivitäten stand oft kein Geld zur Verfügung. Beide Faktoren waren Ausdruck einer unbefriedigenden Entwicklung: Einerseits konnten die vielen Berichte, Beiträge und Astroaufnahmen von Mitgliedern nicht in einem größeren Umfang publiziert und präsentiert werden, andererseits verfügte die Vereinigung über nur sehr bescheidene Mittel um Projekte verwirklichen zu können.
1 Teilnehmer eines Fachgruppentreffens 2003 an der Starkenburg-Sternwarte
in Heppenheim
2 VdS-Vorstandssitzung im Jahr 2003 in Kirchheim
Der Ausweg - das Journal wird gegründet Im März 1995 trafen sich Freunde, Mitglieder und Vorstandsmitglieder daher zu einem Brainstorming mit dem Thema ,,VdS 2005", um über ein Strategiekonzept für die nächsten zehn Jahre zu beraten (3). Das Treffen wurde von Dr. Werner E. Celnik hervorragend geleitet und brachte den Durchbruch. Eines der wesentlichsten Ergebnisse dieser Klausurtagung war der klare Auftrag an den VdS-Vorstand, über ein Mitteilungsblatt an die Mitglieder nachzudenken und wenn möglich ein solches herauszugeben. In dieser Zeit wurden Gespräche mit Verantwortlichen anderer Publikationen geführt und Kontakte zu anderen Magazinen wie ,, Stern-
zeit" oder dem in Österreich erscheinenden ,,Star Observer" gesucht. Zwei Jahre nach dieser VdS-Tagung fand im März 1997 auf Einladung des VdS-Vorstandes das erste Treffen der VdS-Fachgruppenreferenten auf der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim statt. Auf der Tagesordnung stand die Herausgabe einer eigenen Mitteilungsschrift an die Mitglieder. Eine solche Herausgabe konnte nur durch das regelmäßige Mitarbeiten der Fachgruppen gelingen und sichergestellt werden. Von diesem Treffen ging eine fruchtbare Dynamik aus. Alle anwesenden Fachgruppenvertreter sagten ihre volle Unterstützung zu, so dass mit den Planungen begonnen werden konnte. Erst später wurde allen Beteiligten
36
Geschichte und Geschichten der VdS
3 Links: Plakat
zur 23. VdS-Tagung in München 1997
4 Rechts: Das
Cover des ersten ,,Journals" aus dem Jahr 1997
5 ,,Fünf Jahre VdS-Journal" - ein Beitrag in SuW zeigt die
rasante Entwicklung (Quelle: SuW Mai/ 2003).
VdS-Journal Nr. 38
Geschichte und Geschichten der VdS
37
klar, dass dieses Treffen die eigentliche Geburtsstunde unseres VdS-Journals für Astronomie bedeutete.
Die erste Ausgabe mit dem Titel ,,Journal 1997" umfasste 96 Seiten und wurde aus Anlass der 23. VdS-Tagung und Münchner Astrotage, die am 13. und 14. September 1997 im Forum der Technik stattfanden, an die Mitglieder verschickt. Diese Ausgabe wurde von den Mitgliedern mit großer Begeisterung angenommen.
Auf der Mitgliederversammlung wurde das Strategiekonzept vorgestellt und über die Ergebnisse diskutiert. Schließlich wurde der neu gewählte Vorstand mit der Prüfung einer regelmäßig erscheinenden Mitteilungsschrift beauftragt. Damals wurde ein weiterer, weit reichender Beschluss gefasst: Die Abkopplung des Mitgliedsbeitrages von den Bezugskosten von ,,Sterne und Weltraum". Mit bescheidenen 20 DM Mitgliedsbeitrag startete die VdS in eine finanziell unabhängige Zukunft und hatte einen fixen Etat von rund 54.000 DM im ersten Jahr zur Verfügung. Durch diesen sehr wichtigen Beschluss verfügte die VdS über eigene Finanzmittel, die von Anfang an mehr als das Doppelte als in den Vorjahren enthielt. Das ehrgeizige Ziel der Herausgabe einer regelmäßig erscheinenden Schrift konnte geplant werden und nahm in kürzester Zeit Formen an.
Das VdS-Journal nimmt Gestalt an Nach einer Kreativphase im Jahr 1998 erschien Ende dieses Jahres die zweite Ausgabe I/1999 mit erstmals 17 Seiten in Farbe! Mit der dritten Ausgabe, die im Herbst 1999 unter dem Titel ,,Journal für Astronomie" erschien, beauftragte der VdS-Vorstand einen Profi-Layouter, was der gestalterischen Entwicklung einen neuen Schub verpasste, aber sehr an den Finanzen zehrte. Ab diesem Zeitpunkt besorgte ein Endredaktionsteam die Vorbereitung für das Layout, für das Frau Bettina Gessinger, Grafikdesignerin von Beruf und Dr. Werner E. Celnik verantwortlich zeichneten.
Kaum jemand glaubte damals an eine rasante Entwicklung. Seit dem Jahre 2000 erschienen aber alle Beiträge und Bilder in Farbe, mit zwei Ausgaben pro Jahr.
Seit der Ausgabe Nummer 10 - im Winter 2003 - gab es bereits drei Ausgaben pro Jahr mit einem Gesamtumfang von fast 450 Seiten. Und seit der Ausgabe Nummer 28 (Frühjahr 2009) erhalten alle VdSMitglieder unsere Zeitschrift in einem dreimonatigen Rhythmus, rechtzeitig zu den vier Jahreszeiten.
Heute arbeiten die vielen Autoren- ob Mitglied oder nicht - sowie die Fachgruppenredakteure auf ehrenamtlicher Basis an
unserer Mitgliederzeitschrift, getreu dem Motto ,,Sternfreunde schreiben für Sternfreunde". Die Redaktion besteht aus den Fachgruppenredakteuren und einem Endredaktionsteam, das schließlich die Reihenfolge der eingereichten Artikel festlegt und für die weitere Bearbeitung (Bildbearbeitung und Layout) sorgt.
Abschließend darf ich allen Text- und Bildautoren, sowie unseren Fachgruppenredakteuren und dem Endredaktionsteam, die durch ihre Arbeiten alle zum Gelingen und der Entwicklung unserer Mitgliederzeitschrift wesentlich beitragen, ein ganz herzliches Dankeschön aussprechen.
Literaturhinweise: (1) Wolfgang Steinicke, 2003: ,,Die
Vereinigung der Sternfreunde wird 50!- Eine Chronik", VdS-Journal für Astronomie 12, 6-13 (2) Otto Guthier, 2006: ,,20 Ausgaben ,,VdS-Journal für Astronomie", VdS-Journal für Astronomie 20, 129 (3) Werner E.Celnik, 1997: ,,VdS 2005 - Das VdS-Strategie-Konzept"; Journal 1, 10
Eine kleine ,,Journal-Statistik"
von Otto Guthier und Eva Garbe (Statistiken)
Im vorangegangenen Artikel wird über die Entstehung unserer Mitgliederzeitschrift VdS-Journal für Astronomie berichtet. Dieser Beitrag soll anhand von kleinen Statistiken und Erhebungen die Entwicklung bis zur Ausgabe Nummer 36 (I/2010) dokumentieren und den Lesern einen Überblick über die bisherigen Ausgaben und Themen vermitteln.
Entwicklung der Seitenzahlen Mit der ersten Ausgabe im Jahr 1997 erschien das VdS-Journal mit einem Umfang von 96 Seiten. Von 1999 bis 2002 folgten jeweils zwei Ausgaben pro Jahr, jeweils eine Sommer- und eine Winterausgabe. Der Umfang von über insgesamt 300 Seiten pro Jahr wurde 2001 erstmals
überschritten. Zwei Jahre später berichteten die verschiedenen Autoren und Redakteure bereits auf 450 Seiten pro Jahr über die unterschiedlichen Bereiche der Amateur-Astronomie und aus dem Vereinsleben unserer Vereinigung. Von 2003 bis 2008 erhielten die VdS-Mitglieder drei Ausgaben pro Jahr; die Zahl der Beiträge pro Heft wuchs dabei stetig an. Im Jahr 2009 erscheint das VdS-Journal mit regelmäßig vier Heften pro Jahr. Mit einer Anzahl von 536 Seiten im Jahr 2010 war es das umfangreichste VdS-Journal seit Bestehen. Mit der Ausgabe Nummer 36 wurde außerdem die Zahl von insgesamt 5000 Druckseiten überschritten - ein beachtliches Ergebnis. Einen Überblick findet sich in Abb. 1.
Autoren und Artikel Nicht nur die bedruckten Seiten stellen für unsere Mitgliederzeitschrift ein beeindruckendes Zahlenwerk dar, sondern auch die Anzahl von Autoren und deren Beiträge sind beachtlich. Zwischen 60 und 90 Beiträge erscheinen regelmäßig in unseren Ausgaben, von Autoren, die aus nahezu allen Bereichen der AmateurAstronomie in Wort und Bild berichten.
Mit der Ausgabe Nummer 37 sind bislang 2666 einzelne Berichte, Beiträge und Texte im VdS-Journal erschienen, die von 984 verschiedenen Autoren verfasst, bebildert und geschrieben wurden. Einen entsprechenden Überblick über die Artikel- und Seitenzahlen liefert Tabelle 2.
VdS-Journal Nr. 38
38
Geschichte und Geschichten der VdS
Tabelle 1
Übersicht der Schwerpunktthemen VdS-Journal Nr. 1 - Nr. 37
Ausgabe Nr. 1 Nr. 2 Nr. 3 Nr. 4 Nr. 5 Nr. 6 Nr. 7 Nr. 8 Nr. 9 Nr. 10 Nr. 11 Nr. 12 Nr. 13 Nr. 14 Nr. 15 Nr. 16 Nr. 17 Nr. 18 Nr. 19 Nr. 20
Schwerpunktthema
Sonne Selbstbau Planeten Deep-Sky Astrofotografie Veränderliche Jugendarbeit Finsternisse/Bedeckungen VdS Spektroskopie Kometen Videoastronomie Geschichte Astronomische Exkursionen CCD-Astronomie Dark Sky Kleine Planeten
SPT-Seiten
8 12 18 18 27 22 16 31 19 22 25 16 22 41 34 33 36
Ausgabe Nr. 21 Nr. 22 Nr. 23 Nr. 24 Nr. 25 Nr. 26 Nr. 27 Nr. 28 Nr. 29 Nr. 30 Nr. 31 Nr. 32 Nr. 33 Nr. 34 Nr. 35 Nr. 36 Nr. 37
Schwerpunktthema Einsteigerastronomie Planetarische Nebel Amateurteleskope/Selbstbau VdS und Profiastronomie VdS-Sternwarte Kirchheim Einsteigerastronomie/Jugendarbeit Visuelle Deep-Sky-Beobachtung Computerastronomie Mond Spektroskopie Veränderliche Sonnenfinsternis Amateurentdeckungen Planeten Kugelsternhaufen Astronomie in Gruppen und Vereinen Astronomie-Erlebnis
Gesamt Durchschnitt
SPT-Seiten 21 23 37 20 28 24 32 22 48 36 45 48 47 47 58 17 23
976 28,7
Seiten
550
528 536
500
450 452 448 432 432 440 415
400
350
308 308
300
290
264
250
200
150
100 96
50
00 Jahr 1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 2010
1 Seitenzahlen des VdS-Journals pro Jahr
Wir danken allen Autoren an dieser Stelle sehr herzlich für ihre Mitarbeit und besonders den verschiedenen Fachgruppen der VdS, ohne deren stetige Arbeit und Unterstützung das VdS-Journal nicht erscheinen würde.
Von Anfang an sind die VdS-Fachgruppen und deren Mitglieder die ,,Gestalter" unserer Mitgliederzeitschrift, getreu dem
VdS-Journal Nr. 38
Motto ,,hier schreiben Sternfreunde für Sternfreunde". Und in diesem Sinne ist es auch logisch, dass bereits mit Ausgabe Nummer vier für die Bildung eines Schwerpunktthemas in der Berichterstattung entsprechend Raum und Platz geschaffen wurde. Die Seitenzahlen dieser Schwerpunktthemen schwanken sehr erheblich, wie Abbildung 2 verdeutlicht.
Die Themen der Schwerpunkte werden in den jährlich stattfindenden Redaktionssitzungen mit den Fachgruppen-Referenten und -Redakteuren besprochen und umgesetzt. Einen Überblick über die bisherigen Themen finden Sie in Tabelle 1.
Hinter all unseren Bemühungen steht der Wunsch unserer Mitglieder, den Leserinnen und Lesern eine interessante, informative und zuweilen auch spannende Lektüre bieten zu können, die bei der Ausübung ihrer Beschäftigung mit der Astronomie hilfreich ist und Anregungen bietet.
In diesem Sinne begrüßen wir es sehr, wenn möglichst viele Mitglieder auch in Zukunft durch ihre Beiträge, Ergebnisse und Erfahrungen andere Sternfreunde an der Ausübung ihres Hobbys teilhaben lassen.
Das VdS-Journal für Astronomie ist kein Selbstzweck, sondern das Kommunikationsmedium unserer Mitglieder und Sternfreunde.
Helfen Sie mit und tragen auch Sie dazu bei, dass dieses VdS-Journal für Astronomie noch oft erscheinen wird.
Geschichte und Geschichten der VdS
39
Seiten
60
58
50 48 45 48 47 47
41
40
36
37
36
31 34 33 32
30
27
28
25 22
23
24 22
23
20 18 18 16 16 17 22 19 22 21 20
12
10
8
0 Ausgabe Nr. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37
2 Überblick zu den bisherigen Seitenzahlen der Schwerpunktthemen im VdS-Journal
Tabelle 2
Übersicht VdS-Journale Nr. 1 - Nr. 37
Ausgabe Nr. 1 Nr. 2 Nr. 3 Nr. 4 Nr. 5 Nr. 6 Nr. 7
Nr. 8 Nr. 9 Nr. 10 Nr. 11 Nr. 12 Nr. 13 Nr. 14 Nr. 15 Nr. 16
Nr. 17 Nr. 18 Nr. 19 Nr. 20 Nr. 21 Nr. 22 Nr. 23 Nr. 24 Nr. 25 Nr. 26 Nr. 27 Nr. 28 Nr. 29 Nr. 30 Nr. 31 Nr. 32 Nr. 33 Nr. 34 Nr. 35 Nr. 36 Nr. 37
Titelbild Komet Hale-Bopp Totale SoFi 1998: Korona Totale SoFi 1999: Montage Polarlicht Pferdekopfnebel+Flammennebel Jupiter Konusnebel
Milchstraße im Sgr+Sco Komet Ikeya-Zhang Ringnebel M 57 Meteorschauer Leoniden partielle SoFi am Horizont Mars Krebsnebel M 1 Venusdurchgang Sombrero-Galaxie M 104
Gasnebel um Gamma Cygni Der zunehmende Mond Spiralgalaxie M 101 Saturn Sonnenfinsternis Planetarische Nebel 9-Zoll-Newtonbino Fotomontage Komet 17P/Holmes Kugelsternhaufen M 13 NGC 3372 Orionnebel Krater Aristoteles und Eudoxus Komet Lulin Eta-Carinae-Nebel Totale Sonnenfinsternis Dreiecksgalaxie Messier 33 Kometeneinschlag auf Jupiter, 19.07.2009 Reflexionsnebel und NGC 6723 Komet 103P/Hartley 2 Sternbild Schwan mit dem Nebel- und Dunkelwolkenkomplexen
Gesamt Durchschnitt
Autor Otto Guthier Dr. Werner E. Celnik Christoph Lichtblau, N. Diehl Rainer Mannoff Otto Guthier, Bernd Flach-Wilken Bernd Flach-Wilken Volker Wendel, Roland Eberle, Stephan Eisenhauer
Rainer Sparenberg,Volker Robering Gerald Rhemann, Michael Jäger Roland Eberle, Bernd Flach-Wilken Stefan Binnewies, Jens Moser, Juan S. Fisch Jürgen Schulz Bernd Flach-Wilken Christoph Lichtblau Bernd Koch Rainer Sparenberg, Stephan Binnewies, Volker Robering Rainer Mannoff Bernd Koch Andreas Rörig Bernd Flach-Wilken Jörg Ackermann Jörg Zborowska Stefan Hammel Franz-Xaver Kohlhauf Michael Jäger Thomas Wahl Evelyn Petkow Georg Zeitler Bernd Flach-Wilken Michael Manthey, Gert Geissler Michael Jäger Team Baader Planetarium Dirk Bautzmann Anthony Wesley Dieter Willasch Rolf Geissinger Dieter Willasch
Artikelzahl 50 49 75 66 69 78
Seitenz. 96
144 120 148 142 160
90
148
73
144
67
164
80
148
87
156
74
148
70
128
76
144
65
144
79
144
67
144
89
160
86
144
84
144
76
144
69
128
79
160
82
144
81
144
90
160
72
136
81
136
67
136
65
120
56
136
60
128
61
136
57
136
64
136
65
128
67
80
2666,0 5158,0 73,3 141,1
40
Geschichte und Geschichten der VdS
Wo die VdS bisher ,,tagte"
von Otto Guthier
Sicherlich ist im Rahmen eines solchen Schwerpunktthemas für unsere Mitglieder auch interessant zu erfahren, wo die VdS bisher in ihrer 58-jährigen Geschichte ihre Tagungen und Mitgliederversammlungen abhielt. Eine erste Statistik zu diesem Thema findet sich im VdS-Journal, das aus Anlass des 50-jährigen Jubiläums erschien (1).
Für eine überregionale Vereinigung wie die VdS gebührt es sich, an wechselnden Tagungsorten ihre Zusammenkünfte abzuhalten. Einen Blick auf Tabelle 1 enthüllt die bisherigen Zielorte aller VdSMitgliederversammlungen. Laut Satzung finden diese im zweijährigen Rhythmus statt. Im Jahre 1970 fand in Frankfurt
aus aktuellem Anlass eine außerordentliche Mitgliederversammlung statt.
Im Laufe der Jahre kamen die Mitglieder in Berlin zu insgesamt vier Tagungen zusammen, gefolgt von drei Veranstaltungen dieser Art in Stuttgart. Jeweils zweimal kamen die Sternfreunde in Recklinghausen, Frankfurt, Heppenheim, Bochum, Wetzlar und Köln zusammen.
Nach der Wiedervereinigung wurden die Kontakte zu den Sternfreunden im Osten unseres Landes intensiviert und so ist es nicht verwunderlich, dass die erste Tagung dieser Art 1993 in Schneeberg stattfand. In den Osten kehrte die VdS im Jahr 2003 an die Archenholdsternwarte
und im Jahr 2009 nach Jena wieder zurück.
Tabelle 1 gibt auch Aufschluss über die jeweiligen Vorstände, die von den Mitgliedern gewählt wurden. Nach einer Satzungsänderung im Jahr 1989 werden von den Vorständen weitere Mitglieder in den Vorstand berufen, die als kooptierte Mitglieder mitarbeiten.
Literaturhinweise: (1) Wolfgang Steinicke, 2003 : ,,Die
Vereinigung der Sternfreunde wird 50 - Eine Chronik der Ereignisse", VdS-Journal für Astronomie 12,9
Tabelle 1
Übersicht über die Mitgliederversammlungen und die Besetzung des Vorstandes 1953 - 2009
Jahr 1953 1955 1957 1959 1961 1963 1965 1967 1969 1970 1971
1973
1975
1977
1979
Ort Berlin Stuttgart Bochum Kiel Coburg Köln München Landstuhl Berlin Frankfurt Wetzlar
Stuttgart
Vorsitzender V. Dahlkamp V. Dahlkamp W. Stein W. Stein W. Stein W. Stein W. Stein W. Stein F. Frevert F. Frevert F. Frevert
F. Frevert
Recklinghausen F. Frevert
Darmstadt
F. Frevert
Karlsruhe
K. Güssow
Stellvertreter D. Wattenberg D. Wattenberg E. Otto E. Otto P. Ahnert P. Ahnert H. Wolf H. Wolf A. Kunert A. Kunert A. Kunert
A. Kunert
A. Kunert
A. Kunert
A. Kunert
Geschäftsführer Schriftführer Schatzmeister E. Mädlow E. Mädlow G. D. Roth G. D. Roth G. D. Roth G. D. Roth G. D. Roth G. D. Roth H. Oberndorfer H. Oberndorfer H. Oberndorfer
H. Oberndorfer
G. Zimmermann
H. Oberndorfer
P. Stättmayer
ohne Amt
N. Richter H. B. Brenske N. Richter H. B. Brenske R. Brandt E. Hecker R. Brandt E. Hecker R. Brandt E. Hecker R. Brandt E. Hecker R. Brandt E. Hecker K. Schaifers H. Oberndorfer K. Schaifers O. Nögel K. Schaifers O. Nögel K. Schaifers E. J. Beneke G. Zimmermann K. Schaifers E. J. Beneke L. Schmadel G. Zimmermann P. Höbel E. J. Beneke H. G. Mallmann H. Oberndorfer P. Höbel H. J. Bruns K. Güssow R. Weichoczek H. J. Bruns K. Güssow R. Weichoczek W. Liesmann
VdS-Journal Nr. 38
kooptiert
Geschichte und Geschichten der VdS
41
Jahr Ort 1981 Köln
Vorsitzender Stellvertreter K. Güssow A. Kunert
1983 Heppenheim K. Güssow A. Kunert
1985 Wetzlar
K. Güssow
1987 Bochum
W. E. Celnik
1989 Berlin
W. E. Celnik
1991 Wuppertal
W. E. Celnik
1993 Schneeberg
O. Guthier
1995 Heppenheim O. Guthier
1997 München
O. Guthier
1999 Duisburg
O. Guthier
2001 Frankfurt
O. Guthier
2003 Berlin
O. Guthier
2005 Recklinghausen O. Guthier
2007 Stuttgart
O. Guthier
2009 Jena
O. Guthier
Geschäftsführer Schriftführer Schatzmeister P. Stättmayer P. Stättmayer P. Stättmayer P. Stättmayer P. Stättmayer P. Stättmayer M. Möller M. Möller
W. E. Celnik H.-J. Bode W. E. Celnik H.-J. Bode W. E. Celnik T. Keßler W. Steinicke T. Keßler W. Steinicke T. Keßler
ohne Amt
H. J. Bruns W. Liesmann H. J. Staude Ch. Münkel Ch. Münkel R. Beck W. Wepner H. J. Staude H. J. Staude R. Beck W. Wepner R. Koppmann H. J. Staude R. Beck R. Koppmann P. Riepe P. Völker R. Koppmann P. Riepe P. Völker O. Guthier A. M. Quetz R. Koppmann P. Riepe P. Völker O. Guthier A. M. Quetz P. Riepe P. Völker A. M. Quetz K.-D. Kalauch H.-J. Mettig P. Völker K.-D. Kalauch J. Jahn G. Bußjäger L. Cordis P. Völker K.-D. Kalauch J. Jahn G. Bußjäger L. Cordis P. Völker J. Jahn S. Otto H. Müller P. Völker S. Otto W. Steinicke O. Jahreis J. Jahn S. Hoffmann D. Friedrich S. Otto J. Jahn S. Hoffmann D. Friedrich J. Bohle
E. Pollmann T. Keßler S. Melchert T. Keßler
J. Jahn H.-J. Wulfrath S. Melchert D. Bannuscher J. Jahn H.-J. Wulfrath A. Weis D. Bannuscher
2011 Bad Dürrheim
kooptiert
M. Dillig M. Möller F. Schwamborn (nicht besetzt)
M. Dillig M. Möller F. Schwamborn K.-D. Kalauch
A. Thomas (nicht besetzt) (nicht besetzt) (nicht besetzt)
A. Thomas J. Schulz (nicht besetzt) (nicht besetzt)
A. Thomas J. Schulz (nicht besetzt) (nicht besetzt)
A. Thomas J. Schulz M. Möller (nicht besetzt) A. Thomas J. Schulz U. Reimann St. Korth (ab 2002) U. Reimann J. Schulz A. Thomas
U. Reimann J. Kemmerer Ch. Prall J. Schulz A. Thomas Ch. Prall J. Schulz S. Otto
Ch. Prall J. Schulz S. Bergthal W. Bergthal A. Gallus W. E. Celnik
VdS-Journal Nr. 38
42
Geschichte und Geschichten der VdS
VdS - ein Forum der Begegnungen - oder wie man Sternfreunde gewinnt
von Astrid Gallus
Es war im Jahr 1991, als die VdS ihre 20. Mitgliederversammlung in Wuppertal veranstaltete. Der dortige Astroverein hatte eine Weltraummesse auf die Beine gestellt. Als Festredner konnte Frank Schwamborn, der damalige Vorsitzende und Organisator, Jesco von Puttkamer von der NASA gewinnen. Nach dessen Vortrag hatte man Gelegenheit, ihn auch persönlich zu sprechen. Dies nutzte ich und war als noch frische Amateurastronomin von dem Gespräch tief beeindruckt.
Bald danach reihte ich mich in die lange Schlange der Mitglieder der Vereinigung der Sternfreunde ein, die zur Mitgliederversammlung strebten. Damals gab es noch deutlich weniger aktive Amateurastronominnen als heute und auch die Vereinigung der Sternfreunde spiegelte dieses Bild in der Warteschlange wieder.
Noch dem Gespräch mit von Puttkamer nachhängend fiel mein Blick auf eine muntere, dunkelhaarige, sympathische junge Frau, die ebenfalls auf Einlass zur VdS-Mitglieder-Versammlung wartete: Silvia Otto!
Ihr ging es nicht anders als mir: ,,Endlich mal eine Frau unter den vielen Männern!" stand in unseren Augen geschrieben. Sofort kamen wir ins Gespräch, tauschten uns über unsere Teleskope sowie unser schönes Hobby aus und gingen gemeinsam in die Mitgliederversammlung.
Dabei blieb es nicht: Wir haben seither vieles, und nicht nur astronomisches, gemeinsam unternommen. Dazu gehörten zum Beispiel unter anderem Pfingsten in Violau, Deep-Sky-Treffen, Telelskoptreffen oder viele Mitgliederversammlungen der VdS. 1999 jedoch, zur Sofi, mussten wir getrennte Wege gehen. Die Wettermeldungen verhießen nichts Gutes über Deutschland und die Meinungen in der Astrowelt über die Chancen eines freien Himmels waren chaotisch. Ursprünglich hatten Silvia und ich uns in München mit der VdS-Fachgruppe Sonne mit Peter
VdS-Journal Nr. 38
2 Fröhliche Sternfreunde-Runde beim Abendessen auf der Planetentagung in
Violau 1994. Auf dem Foto zu sehen sind: Siegfried Hägerich, seine Frau Andrea, Silvia Otto, Hans-Jörg, Astrid und Ruth Gallus.
Völker verabredet. Wegen der zweifelhaften Wetterlage entschied sich Silvia jedoch, nach Frankreich zu fahren. Meine Familie und ich fuhren nach einer Halsüberkopfentscheidung noch in derselben Nacht nach Ungarn an den Balatonsee. Wir hielten telefonischen Kontakt. Eigentlich war es ja auch wie in einem Krimi. Am 11. August 1999 haben wir uns enthusiastisch beglückwünscht, dass unsere beiden abenteuerlichen Fahrten mit Erfolg belohnt worden waren. Wir konnten beide die totale Sonnenfinsternis in ihrer ganzen Länge beobachten. Das ging nicht allen Astronomen so. Und auch dieses Erlebnis verbindet uns: Wir zwei Frauen waren flexibel genug gewesen.
Silvia war einige Jahre danach als Vorstandsmitglied bei der VdS tätig. Seit Anfang 2010 bin ich kooptiertes Mitglied im Vorstand der VdS. So kreuzten sich unsere Wege immer wieder, nicht nur in und seit Wuppertal, sondern auch deswegen, weil wir ähnliche ehrenamtliche Tätigkeiten bei der VdS ausübten. Wer
hätte damals in Wuppertal an so etwas gedacht?
Und das ist eine der Besonderheiten der Vereinigung der Sternfreunde neben ihren weiteren attraktiven Angeboten: Die VdS ist ein Forum für Begegnungen. Mitgliederversammlungen und Veranstaltungen wie der ,,Tag der Astronomie" oder die Mitarbeit in den Fachgruppen bieten die Möglichkeit, sich kennen zu lernen und Freunde zu gewinnen. Daraus können manchmal Freunde fürs Leben werden.
Ein guter Grund, an der diesjährigen Mitgliederversammlung am 10. September 2011 in Villingen-Schwenningen teilzunehmen.
Was den Frauenanteil in der VdS anbelangt: Die Entwicklung von 1991 bis 2011 von unter zwei Prozent damals auf knapp fünf Prozent heute ist zwar nicht wirklich als signifikant zu bezeichnen, aber immerhin ohne Quote erreicht worden.
WISSEN KOMPAKT
> Leben auf dem Mars > Dunkle Wahrheiten:
Galaxien als natürliche Teleskope > Europas Weg zum weltgrößten Teleskop > Die älteste Materie des Sonnensystems 8,90
> Sternenstaub und Planetenwelten
> Galaxien und Schwarze Löcher
> Kosmische Strahlung und Gravitationswellen
> plus Materialien für den Unterricht!
8,90
> Die Ursprünge des Teleskops
> Galileis astronomische Werkstatt
> Galileis Revolution und die Transformation des Geistes
> Wie entstehen neue Weltbilder?
8,90
> Gluthölle Venus > Der Mars im Blick > Die Vielfalt der
Planetenringe > Erdnahe Asteroiden 8,90
> Realität auf dem Prüfstand
> Quanten-Teleportation > Die Wirklichkeit
der Quanten > Spielregeln für
Quantencomputer > Spintronik mit Diamant 8,90
> Acht Wunder des Sonnensystems
> Das Zeitalter der elektrischen Raketen
> Stellarer Urhaufen: Geschwister der Sonne
> Exoplaneten: Planeten, wo keine sein dürften
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
> Kann man den Zufall überlisten?
> Wozu dienen Funktionen?
> Streng geheim! - Mathematik und vertrauliche Nachrichtenübermittlung
> Fraktale in der Natur 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
>>
>>
BIOGRAFIEN-PAKET V
Kopernikus, Kepler, Galilei Das Biografien-Paket Kopernikus, Kepler, Galilei fasst das Leben und die Zeit der drei großen Astronomen zusammen. Drei Hefte; 9,80 (zzgl. Versand)
WISSENSCHAFT AUS ERSTER HAND
online: astronomie-heute.de/themen E-Mail: service@spektrum.com Tel.: +49 6221 9126-743
Fax: +49 6221 9126-751
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH Slevogtstraße 3-5 | 69126 Heidelberg
44
Amateurteleskope/Selbstbau
Bau des Teleskops RESI
von Daniel Spitzer
1 Hut des Teleskops RESI, die Arme der Fangspiegelspinne wurden mit einer
Laubsäge gesägt.
Vor einigen Jahren reifte in mir der Wunsch nach einem größeren Instrument. Mein bis dato primär genutzter 8-ZollSchmidt-Cassegrain war mir nicht DeepSky-tauglich genug. Es musste etwas her, das einerseits genug Licht für schwächere Objekte sammelt aber andererseits auch hinreichend große Austrittspupillen bietet, um das Licht auch für das Auge nutzbar zu machen. Außerdem wollte ich das Teleskop selber bauen, daher durfte der Spiegel nicht zu groß sein, damit ich den Parabolisiervorgang beherrschen konnte. Dabei kam ein 12-Zoll-Newton heraus. Die Brennweite beträgt 1.663 mm, also ein Öffnungsverhältnis von l: 5,5, um auch höhere Vergrößerungen bei Planetarischen Nebeln zuzulassen. Leider mit einigen technischen Mängeln: Das Instrument war brauchbar, aber an vielen Stellen mit uneleganten Lösungen versehen. Zum Jahreswechsel 2009/2010 entschied ich mich, das Teleskop umzubauen. Bei der Gelegenheit sollte es auch kompakter werden, um es in meinem ge-
VdS-Journal Nr. 38
erbten Kleinwagen besser transportieren zu können.
Nach ersten Überlegungen, einen Monoring als Hut zu verbauen, entschied ich mich doch wieder für die konventionelle Variante mit zwei Ringen - ich vertraue dem hängenden Okularauszug einfach nicht. Dennoch ist etwas von diesem Design übrig geblieben: Die am oberen Ring hervorstehenden Ohren zur Aufnahme der Spinne (Abb. 1). Der gesamte Hut konnte dadurch wesentlich flacher gebaut werden. Um den Schwerpunkt weiter nach unten zu versetzen, wurde ein Helicalfocuser mit nur 185 Gramm verbaut (der alte mit Zahntrieb wog noch 560 Gramm!). Auch die Spinne für den Fangspiegel wurde komplett selber hergestellt. Die Spinnenarme bestehen aus 0,5 mm Stahlblech aus dem Baumarkt, die Halterung für den Fangspiegel mit 70 mm an der kleinen Achse aus 1,5 mm starkem Alublech (ebenfalls Abb. 1).
Die Spiegelbox (Abb. 2) besteht wie der Hut aus 12 mm starkem Birke-Multiplex. Sie ist etwas höher konzipiert als der Hut. Es ging mir hier um das Aussehen des Teleskops; ich finde, dass das gesamte Instrument einfach eleganter wirkt, wenn der Hut flacher ist als die Spiegelbox. Außerdem wirkt es dadurch leichter. Die Spiegelzelle machte mir zunächst noch die meisten Sorgen. Ich hatte noch nie genietet, war aber neugierig. Mit Aluprofilen und 1,5 mm starken Alublechen konnte eine solide Aufnahme für den 300-mm-Spiegel gefertigt werden (Abb. 3). Nachdem der Vorgängerbau nicht mit einer Schlinge um den Spiegel überzeugen konnte, musste ich mir etwas anderes überlegen: Von hinten sichert eine Klammer den Spiegel vor dem Kippen bei horizontnahen Beobachtungen. Vorne drücken links und rechts je eine Schraube mit einer separaten Klammer (Abb. 4) gegen den Spiegel, welche auch zur Justage dienen. Hut und Spiegelbox werden mit Alustangen verbunden. Sie besitzen einen Außendurchmesser von 25 mm und 1,5 mm Wandstärke. Ich entschied mich für diese Abmessungen, weil die früher verwendeten Rohre mit 20 mm Durchmesser und 1 mm Wandstärke Vibrationen zuließen. Die Klemmung geschieht mittels der bei anderen Selbstbauten bewährten Methode via Sattelschnellspannern.
2 Die Spiegelbox im Rohbau mit
Abdeckung gegen Staub
Amateurteleskope/Selbstbau
45
3 Die halbfertige Spiegelzelle, genietet aus Aluminiumprofilen
4 Vordere Halterung des 12-Zoll-
Hauptspiegels
5 Die VNS-Plattform; vorne eine der zwei kleinen Wasser-
waagen, um das Basisbrett horizontal ausrichten zu können.
6 Der Filterschieber für drei Filter, die Arretierung erle-
digt der Kugelschnapper - der Tipp kam von Uwe Glahn.
Die Höhenräder wurden in Sandwichbauweise hergestellt: Der Kern besteht aus 15 mm Birke-Multiplex, beplankt wurde es mit 3 mm bzw. 4 mm starkem Pappelsperrholz. Diese Beplankung war nötig, um die über 50 Erleichterungsbohrungen im Kern zu verbergen. Auf dieselbe Art wurden das Bodenbrett und die Seitenteile der Rockerbox gefertigt.
Um den Beobachtungskomfort zu verbessern, wurden eine VNS-Plattform (Abb. 5) und ein Filterschieber (Abb. 6) gebaut. Bau und Funktionsweise der Plattform kann am besten in [1] nachvollzogen werden. Der Filterschieber besitzt vier Öffnungen, drei von ihnen ein Gewinde zur Aufnahme von 2-Zoll-Filtern. Die Arretierung geschieht mittels eines Kugelschnappers: Die federgelagerte Kugel
wird in eine kleine Kerbe im Filterbrett gedrückt, wenn der gewünschte Filter im Strahlengang ist.
Für ein edles Äußeres wurde das gesamte Teleskop buchenfarbig gebeizt, bis der gewünschte Farbton erreicht wurde und mit drei Schichten Klarlack behandelt.
Zum Schluss fehlt nur noch ein Name. Er stand sofort fest: RESI, nach meiner verstorbenen Mutter. Wie das so ist, musste das aber gleichzeitig für eine möglichst coole Abkürzung stehen. Diese zu finden war nicht ganz so einfach. Ich entschied mich für Reflector Ensemble for Space Invasion. Nur war es zu diesem Zeitpunkt noch kein Ensemble. Es musste noch ein Newtonsucher her!
Der Newtonsucher (Abb. 7) durfte nicht zu riesig sein, ansonsten würde das Aussehen des gesamten Teleskops darunter leiden. Ein Spiegel von 70 mm Durchmesser schien perfekt. Auch er wurde selber geschliffen, die Brennweite beträgt 290 mm. Um die Proportionen von Sucher und Hauptinstrument aufeinander abzustimmen, wurden die Abmessungen der Spiegelbox vom Newton herunter skaliert. Auch der Hut besitzt die charakteristischen Ohren für die FangspiegelSpinne. Allerdings ließen sich hier die Abmessungen nicht einfach übertragen: Die Höhe des Hutes werden primär vom Okularstutzen bestimmt - er besteht aus der Okularaufnahme einer ausgedienten 1,25-Zoll-Barlowlinse. Der für mich relevante Teil wurde abgesägt und in ein 12 mm starkes Brett eingeklebt. Damit
VdS-Journal Nr. 38
46
Amateurteleskope/Selbstbau
7 Der 70-mm-Newtonsucher. Die Brennweite des
Hauptspiegels beträgt 290 mm. Mit dem 21-mm-Okular erhält man 14-fache Vergrößerung.
8 Gesamtansicht des 12-Zoll-Teleskops
besitzt er nur eine feste Vergrößerung von 14-fach bei einem Felddurchmesser von etwa 4,9 Grad. Insgesamt kam dabei heraus, was in der Abbildung 8 zu sehen ist. Ich bin der Meinung, dass ich das
für mich optimale Teleskop damit gebaut habe. Den Preisrichtern beim ITV 2010 ging das anscheinend ähnlich, als sie mir einen der Hauptpreise für dieses Teleskop zusprachen.
[1] www.biophysik.uni-freiburg.de/ Reiner/ATM/Plattform/plattform_ VNS.html
Die Montierung ASA DDM60 pro Mount und der ASA Astrograph N8''
von Michael Manthey
Eine transportable Direct Drive Mount (DDM) mit einer Instrumententragkraft von bis zu 25 kg aus dem Hause ASA Astrosysteme.at hat ihren ersten Einsatz beim Endkunden.
Nach Erhalt der Montierung musste zuerst die Grundplatte der neuen DDM60PRO meinem Stativ angepasst werden. Anschließend habe ich dann die Montierung komplett aufgebaut und den schon im Februar bezogenen ASA-8-Zoll-Astrographen montiert. Es gibt hier einige Unterschiede zu bisherigen Montierungen,
VdS-Journal Nr. 38
an die man sich erst gewöhnen muss. Normale Montierungen sind immer starr, d. h., dass die Achsen bei ausgeschalteter Nachführung bzw. Nachführung von Hand fest stehen. Bei der DDM60PRO sind diese lose. Es ist möglich, die Achsen mit einem Inbusschlüssel zu fixieren, was man aber nur beim ersten Mal oder bei sehr schweren Teleskopen machen
1 Michael Manthey mit dem ASA
Astrograph N8'' und der ASA DDM60 pro Mount auf einem Celestron-Stativ
Amateurteleskope/Selbstbau
47
muss. Sobald also die Gewichte montiert sind und die Deklinationsachse senkrecht steht, ist die Montage der Rohrschellen problemlos machbar. Nun den Astrographen in die Rohrschellen geklemmt und das System grob in die Waage gebracht - perfekt.
Die DDM60PRO bietet ihrem Benutzer die Möglichkeit, USB-Geräte direkt an der Stundenachse der Montierung an einem integrierten 3-fach-USB-Hub zu betreiben. Weiter finden wir hier die Ausgänge für das Steuerungskabel des ASA-OK3-Okularauszuges sowie einen 12-Volt-Ausgang für den Betrieb des Lüfters der ASA-Astrographen-Serie. Für den Benutzer befindet sich hier ein wei-
terer Ausgang mit 2x12 Volt für weiteren Strombedarf. Also verbinde ich meinen Astrographen mit den benötigten Kabeln an der DDM60PRO. Nun stecke und verschraube ich die Kabel der DDM60PRO, welche für die Ansteuerung der Motoren, des OK-3 sowie dem integriertem USBHub benötigt werden. Das letzte Kabel ist für die Stromzufuhr und endet mit einer Lüsterklemme. Im Karton finde ich kein Netzteil, aber auf der Anleitung aus dem Internet lese ich, dass kein Netzteil mitgeliefert wird. Somit ist das Abendprogramm für mich beendet. Das Fazit: Eine tolle Montierung, welche ein technisch ansprechendes Design hat und eine echte Ingenieursleistung darstellt. Soweit hat beim ersten Aufstellen alles gepasst.
Morgen werde ich dann das Netzteil bestellen.
Ich habe, nach Rücksprache mit ASA, mich für ein elektronisches Netzteil von 12 Volt und max. 10 A entschieden. Man sollte beachten, dass Netzteile dieser Größenordnung mit weiteren ca. 200 Euro zu Buche schlagen! Da ich von Anfang an wusste, dass ich die DDM60PRO mit einem PC steuern werde, habe ich mich für den Kauf eines ASUS eee PCs aus der Serie T91 mit Touch-Screen entschieden. Wir hatten im Februar auf dem Gornergrat schon ASUS eee PC und HP Netbook 2133 dabei. Beide haben bei -12 Grad C einwandfrei Ihren Dienst geleistet. Dies traue ich auch dem Neuen zu.
2 Das System am Beobachtungsplatz fertig montiert.
Hier ist auffällig, dass ich das Celestron-Stativ mit einer tief liegenden Platte stabilisiert habe und zusätzlich das ganze System mit sechs Gewichten von je 5,5 kg zusätzlich beschwere. Der Vorteil dieses Aufbaues liegt darin, dass dadurch ein massereicherer tief liegender Schwerpunkt erreicht wird, der das System bei leichtem Wind und Trittschwingungen vom Erdreich schnell stabilisiert.
3 Auf diesem Bild sehen wir die angeschlossene ori-
ginale Canon 20Da, den Okularauszug ASA-OK-3 mit innen liegendem ASA-Korrektor f/3,6 sowie den ASA-AstrographenN8'' und die DDM60 pro Mount.
VdS-Journal Nr. 38
48
Amateurteleskope/Selbstbau
4 Andromedanebel (Canon EOS 20Da, ASA Astrograph N8'', Belichtungsdauer
2,5 Std.)
Also, ab auf die Homepage von ASA und alle zu installierenden Komponenten runtergeladen. Danach eines nach dem anderen an Hand der Installations-Anleitungen von ASA installiert. Einrichten der COM-Schnittstellen in der Init-Datei und Anschließen der DDM60PRO am neuen Netzteil. Die Taste für den integrierten Laser beginnt rot zu leuchten und zeigt mir an, dass ich die Anschlüsse richtig verdrahtet habe. Ein Druck auf den Knopf lässt den grünen Laser aufleuchten. Aufstarten der ersten Software zur Steuerung des OK-3-Okularauszuges. Drücken des Knopfes ,,Sync" auf dem Touch Screen meines neuen Netbooks. Mit leichtem Surren lässt der Motor das OK-3 in die Ausgangsposition fahren und zeigt mir auf dem PC sauber die Tempe-
VdS-Journal Nr. 38
ratur und die Position ,,0" an. Also fahre ich auf einen fiktiven Wert von 10,60 mm und der Okularauszug fährt an die gewünschte Position. Ein erster Erfolg! Jetzt starte ich zusätzlich das Programm AUTOSLEW von Ph. Keller auf. Die Motoren der beiden Achsen bekommen Strom und halten die Montierung an der Position. Nun über die Homepage von ASA auf die Anleitungsvideos und alles nochmals Revue passieren lassen. Dann - Motoren ,,AUS". Montierung so einstellen, dass die Deklinationsachse senkrecht steht und die Stundenachse den Tubus Richtung Nordpol schauen lässt. Motoren wieder ,,EIN" und ins Menu ,,Tunen". Zuerst nehme ich mir die Deklinationsachse vor und stelle die DIP-Regler auf vernünftige Werte. Danach dasselbe mit der Stun-
denachse. Speichern der Parameter mit sinnvollem Namen welcher die Konfiguration beschreibt. Das ,,TUNEN"-Fenster wieder schließen und die Parameter an die Kontroller weitergeben. Nun zurück und die Mount mit den Pfeiltasten bewegen. Klasse, ein erster Lauf funktioniert. Beim Poldurchgang beginnen beide Motoren sich aufzuschaukeln (zu Brummen). Da ich zuletzt mit der Deklinationsachse gearbeitet habe, subtrahiere ich vom IWert der Deklinationsachse ca. 0,2 und das Problem ist gelöst. Also, wieder speichern und die Kontroller informieren. Ein zweiter Lauf zeigt, dass meine Korrektur gefruchtet hat. Fazit nach dem ersten Trockenlauf - das Teil funktioniert soweit perfekt. Die neue externe Hardware wie Netbook und Netzteil haben sich erfolgreich bewährt. Nun muss ich auf die erste klare Nacht warten.
Clear Sky, es geht los. Wir haben den 19.10.2009. Gut drei Wochen sind vergangen, seit ich die Mount erhalten habe. Etliche Trockenübungen habe ich gemacht, um mich mit der Software und den Erklärungen der Anleitung auseinander zu setzen. Heute wird es ernst.
Also, alles im Teleskopraum zerlegen und draußen auf dem Rasen wieder zusammenbauen. Die benötigte Zeit zum mechanischen Umzug der Ausrüstung von 25 Minuten lässt sich sehen. Zu beachten ist, dass ich mit dem Laser die Montierung innerhalb dieser Zeit schon nach dem Polarstern ausgerichtet habe. Die ASA-DDM60RO-Mount besitzt anstatt eines bekannten Polarsternjustierfernrohres einen eingebauten grünen Laser. Zur Handhabung des Lasers ist zu beachten, dass bei einem ausgekühlten System ein weißes Blatt Papier zum Aufbau einer optimalen Laserleuchtkraft vor den Laser gehalten werden muss. Danach kann ich mein System mit Hilfe des Lasers bequem (ohne auf dem Boden liegen zu müssen) grob ausrichten. Anschließend optimiere ich das System mit der Scheinertechnik innerhalb von 30 min mit den dafür vorgesehenen Einstellschrauben. Die Firma ASA hat auch ein halbautomatisches Programm zur vereinfachten Poljustage im Lieferumfang enthalten.
Aufstarten des Netbooks, verbinden der USB-Kabel und Aufstarten der Software. Test des OK-3 mit ,,Sync", das bekannte
Amateurteleskope/Selbstbau
49
Motorsurren lässt klar den Betrieb des OK-3 erkennen. Danach Grobeinstellung auf 10,65 mm. Aufstarten von Autoslew - die Motoren bekommen Strom und die Mount wird starr (bis zu diesem Zeitpunkt waren alle Achsen frei beweglich). Manuelles Anfahren von Wega und Zentrieren auf dem CCD-Chip meiner EOS 20Da mit der Funktion FC2. Die Schärfe ist fast perfekt. Bei den aktuellen 4 Grad C muss ich nur noch wenig korrigieren auf 10,637 mm. Aufstarten meiner Planetariumssoftware THE SKY - Suchen/Finden von Wega und Zentrieren. Das Teleskop mit THE SKY verbinden und nochmals Wega korrigieren. Danach zweimal ,,Sync" des Teleskops.
Dann Wega mit THE SKY nochmals anfahren. Position kontrollieren - perfekt! Nach Autoslew wechseln und das Pointingfile beginnen. Jetzt fahre ich den Stern Altair über THE SKY an und danach korrigiere ich den Fehler der Montierung und speichere dies im Pointingfile. Diese Prozedur führe ich über vier weitere Sterne im Westen durch. Danach beende ich das Pointingfile und lasse Autoslew den Fehler berechnen. Auf zu einem Stern,
der gut sichtbar im Süden liegt. Zentrieren und Autoslew auffordern, die aktuelle Position um den Fehler zu verschieben. Mit wenigen Schraubendrehungen an der Grundplatte der DDM60PRO ist der Stern auf dem CCD der EOS 20Da zentriert fertig. Für diese Schritte habe ich gut 20 Minuten gebraucht, was für das erste Mal Echtbetrieb nicht übertrieben lang ist.
Nun kommt die Wahrheit ans Licht, über THE SKY nochmals zweimal synchronisieren und danach Anfahren von M 31. Die Motoren der DDM60PRO habe ich bis jetzt noch nicht wahrgenommen, weil der Lüfter des Astrographen die Motorengeräusche übertönt, was aber in der Gesamtlautstärke nicht grundlegend störend empfunden wird. Nun stelle ich meine EOS 20Da auf FC1 und drehe sie so, dass die Position von M 31 stimmen sollte. Programmieren des Kabelauslösers auf 40 Aufnahmen mit 15 Sekunden Belichtungszeit und 16 Sekunden Pause dazwischen. Anschließend überprüfe ich die erste und letzte Aufnahme - kein Pixelsprung der Sterne. Also die zweite Serie mit 40 Aufnahmen und 45 Sekunden Belichtungszeit und 46 Sekunden Pause
zwischen den einzelnen Aufnahmen. Wieder kontrolliert und der Erfolg ist viel versprechend. Kein Pixelsprung zwischen der ersten und der letzten Aufnahme. Also die dritte Serie mit 40 Aufnahmen 60 Sekunden und mit 61 Sekunden Pause. Wieder keine Pixelfehler zwischen der ersten und letzten Aufnahme. Die Aufnahme hat selbst bei 60 Sekunden Belichtung schöne, runde Sterne. So lässt sich das Ergebnis von M 31 sehen.
Fazit: Eine High-End-Montierung, die keine Wünsche offen lässt. Man benötigt aber gute technische Kenntnisse und ein gewisses Vorstellungsvermögen. Es ist definitiv noch keine Montierung, die man mit dem Gedanken ,,Plug and Play" nutzen kann. Aber so, wie wir die Firma ASA und den Willen von Herrn Ph. Keller kennen, dürfte die Entwicklung einer solchen Software sicher schon in der Planung sein.
Gerne stehe ich Ihnen bei Fragen oder Interesse über sternwarte@faegswil.ch zur Verfügung. Es freut mich, wenn Sie meine Homepage sternwarte.faegswil.ch besuchen.
Der neue Servo-Okularauszug SFOK68
von Rene Rogge
Bereits im VdS-Journal für Astronomie Nr. 33 konnte ich über meinen SFOK45 berichten. Ich freue mich, Ihnen heute den bereits angekündigten Fokussierer SFOK68 vorstellen zu können. Denn in Anbetracht der an Größe stetig wachsenden CCD-Sensoren ist ein Okularauszug mit einem T2-Anschluss (SFOK45) eigentlich nicht mehr zeitgemäß.
Also dienten meine weiteren Überlegungen zunächst der Überprüfung, inwieweit sich das Auszugsrohr innerhalb der bekannten Konstruktion vergrößern lässt. Im Gespräch mit Thomas Heinle (Fa. Quasar-Astrotech) stellte sich heraus, dass marktübliche Komponenten wie z. B. CCD-Rotator oder Filterräder mit einem M68x1-Gewinde verschraubt werden. Nur in diesem Fall ist für aus-
1 Erster Zusammenbau
reichend Durchlass gesorgt. Nach ein paar Modifikationen später war es dann geschafft, das Auszugsrohr konnte ein M68-Gewinde aufnehmen. Damit die Wandstärke nicht unter 4 mm sinkt, begrenzte ich den Innendurchmesser auf 60 mm. Die äußeren Abmessungen wie Baulänge und Durchmesser der Gesamtkon-
struktion blieben gleich (Abb. 1). Dazu siehe auch VdS-Journal für Astronomie Nr. 33 unter SFOK45.
Im Zuge dieser Überlegungen sollte auch der maximale Fokussierweg ohne Verlust der Stabilität größer werden. Die ersten Versuche zeigten jedoch, dass die Stabili-
VdS-Journal Nr. 38
50
Amateurteleskope/Selbstbau
2 Minimaler und maximaler Fokusweg
3 Endmontierte Lagerringe
4 Keine Unterlegschei-
ben notwendig!
5 Gelagerte Antriebsspindel
6 Teileübersicht
8 Einsatzbereiter OAZ
9 Vergleich zwischen SFOK48 und SFOK68
7 Erster Belastungstest
tät nur innerhalb einer Strecke von etwa 28 mm sicher gewährleistet ist. Dieses war jedoch schon mehr als der doppelte Weg im Vergleich zum SFOK45 (Abb. 2). Ein weiteres Problem beim SFOK45 war die Lagerung der Antriebsspindel. Diese lief ausschließlich zwischen zwei Mes-
VdS-Journal Nr. 38
singspitzen und konnte nicht genau auf das zu bewegende Auszugsrohr ausgerichtet werden. Daher wurde das Auszugsrohr ausschließlich auf die Spindel ausgerichtet. Im Betrieb lief der Okularauszug natürlich nicht mehr parallel zur optischen Achse des Systems. Lediglich
im Moment der Justage mit dem Takahashi-Collimation-Scope war diese eine Position brauchbar, alle anderen Positionen nahezu unbrauchbar. Auf Grund der kurzen Fokussierstrecke von etwa +- 11,5 mm machte sich dieser Fehler bildtechnisch jedoch nicht bemerkbar.
Amateurteleskope/Selbstbau
51
11 SFOK68 mit Testkamera SBIG ST-8E
10 E. Alt am 16-Zoll RC mit SFOK68
Bei dem neuen SFOK68 wurde die Spindel mit verstellbaren Lagerschalen und Kugellagern an beiden Seiten versehen, so dass zunächst das Auszugsrohr entlang der optischen Achse ausgerichtet wurde. Anschließend konnte die Spindel während des Motorlaufes, auf Leichtlauf optimiert, ihren fehlerfreien Dienst über die gesamte Strecke von nun 28 mm aufnehmen. Würde ausschließlich die maximal mögliche Auszugsstrecke im Vordergrund stehen, wären sogar 40 mm möglich. Allerdings müsste auf den neu angebrachten zweiten Lagerpunkt verzichtet werden, wodurch sich eine Verkippung gegen Ende der Strecke bemerkbar macht, was mir zahlreiche Lasermessungen aufzeigten (Abb. 3 und 4). Ein weiteres Ziel war die weitere Verkleinerung des Umkehrspiels. Eckhard Alt erzählte mir von einer geschlitzten Spindelmutter seines ersten Tangentialantriebes. Kurzer
Hand wurde auch diese Idee auf den SFOK68 übertragen und das Umkehrspiel nochmals verkleinert (Abb. 5 und 6). Nach über 100 Arbeitsstunden, zahlreichen Funktions- und Belastungstests war es wieder einmal geschafft (Abb. 7 bis 9). Und dann erfolgte die Inbetriebnahme bei Eckhard Alt am 16-Zoll-RC mit f/6,8 im September 2009 (Abb. 10
und 11). Der ,,Altmeister" E. Alt und ich hatten an diesem Tag noch weitere Umbaumaßnahmen innerhalb der Sternwarte durchgeführt, so z. B. die Umstellung auf TFT-Displays, Erneuerung sämtlicher Steuerleitungen und die Erweiterung auf USB 2.0 mit passiven Verstärkern. Wir waren überglücklich, als am Abend des 26.09.2009 die neue Anlage in Betrieb gehen konnte. Bereits in dieser Nacht wurden die ersten präzise fokussierten Photonen gesammelt. Das war zwar ein großer Aufwand, aber dafür optisch sowie mechanisch die ultimative Lösung!
Anzeige
52
Atmosphärische Erscheinungen
Antarktische Eisnebel- und Polarschneehalos
am 27.11.2010 in den Bayrischen Alpen
von Claudia & Wolfgang Hinz
Schon oft konnten wir am Sudelfeldsattel im oberbayrischen Mangfallgebirge Eisnebelhalos beobachten. Das Skigebiet hält für die Halobeobachter gleich zwei Kristalllieferanten bereit, zum einen sind bei negativen Temperaturen unzählige Schneekanonen in Betrieb. Zum zweiten stellt der 1200 m hohe Sattel eine Wettergrenze zwischen dem tief eingeschnittenen Inntal und dem höher gelegenen Leitzachtal dar. Häufig ziehen die Wolken aus dem Inntal herauf und zerfallen regelrecht am Pass in unzählige Eiskristalle.
Auch am Morgen des 27. 11. 2010 zeigte die Webcam auf dem Sudelfeld solch eine Wettersituation, so dass wir unsere Kameras einpackten, um dem Inntalnebel in Richtung Sudelfeld zu entfliehen und auf das eine oder andere Eisnebel- und
VdS-Journal Nr. 38
1 Aufnahme des Halodisplays mit einem 8-mm-Weitwinkel-Objektiv mit 22 Grad -
Ring, beiden Nebensonnen, unterem und oberem Berührungsbogen, oberer und unterer Lichtsäule, Horizontalkreis, Parrybogen, Zirkumzenitalbogen, 46 Grad -Ring, Supra- und Infralateralbögen, Tapes-Bögen, Sonnenbogen und Untersonnenbogen.
Polarschneehalo hofften. Oben, auf etwa 1000 m Höhe im Bereich der Schneekanonen, empfing uns dann eine Nebensonne im Eisnebel. Nett.
Doch kurz darauf entwickelte sich ein Halophänomen mit 22 Haloarten und 28 Erscheinungen. Solche umfangreichen Displays sind sonst nur von Beobachtungen am Südpol bekannt. Die Halos waren stundenlang sichtbar, aber einzelne Halos wechselten im Minutentakt. Sie entstanden teils in Eisnebel, teils in ausfallenden Eiskristallen ohne Wolken.
Folgende Halos waren zu sehen: - 22 Grad -Ring - linke und rechte Nebensonne - oberer und unterer Berührungsbogen - obere und untere Lichtsäule - Zirkumzenitalbogen - 46 Grad -Ring - Horizontalkreis - oberer, unterer und oberer kreis-
förmiger Lowitzbogen - Gegensonne - 120 Grad -Nebensonnen - Supralateralbogen - Infralateralbogen
Atmosphärische Erscheinungen
53
- oberer konkaver Parrybogen - Untersonne - linke und rechte Unternebensonne - schiefer Bogen durch die linke
120 Grad -Nebensonne - Wegeners Gegensonnenbogen - Hastings Gegensonnenbögen - obere und untere Tapes-Bögen
(am Supralateralbogen und Infralateralbogen) - Sonnenbogen - Untersonnenbogen - Moilanenbogen
Zwischendurch sind wir in's heimische, im Inntal gelegene Brannenburg zurück gefahren, um das 8-mm-Weitwinkelobjektiv und zwei weitere Kameras zu
holen. Wieder zurück, waren die Schneekanonen alle ausgeschaltet und die Halos entstanden nur noch in ausfallenden Stratuswolken aus dem Inntal!!!
Die Frage nach der Ursache der Eiskristalle bereitet uns nach wie vor Kopfzerbrechen. Die Inntalwolken waren die ganze Zeit präsent und zerfielen am Sattel. Insofern ist es schwer einschätzbar, welchen Einfluss die Schneekanonen hatten. Vielleicht lieferten sie die Kondensationskeime, die dann in der Feuchtigkeit des Inntalnebels zu optisch optimalen Eiskristallen heranwachsen konnten.
Da sich die Halos in Helligkeit und Ausgeprägtheit sehr stark veränderten, ha-
ben wir unsere Beobachtungen auf drei verschiedene Punkte verlagert. An jeder Position waren einige Halos besser ausgeprägt als andere am vorhergehenden Platz. Zwischendrin wanderten wir auch auf einen Berg und hatten von dort wieder ein ganz anderes Bild aus einer anderen Perspektive.
Die Passanten waren fast alle begeistert über die ,,verschlungenen Regenbögen". Am Anfang haben wir noch ein wenig Aufklärung betrieben, es aber dann gelassen, weil es sehr vom Fotografieren abgehalten hat. Insgesamt dauerte das Ganze von 9.30 - 13.30 Uhr und wir haben zusammen 670 Fotos aufgenommen.
2 Das berühmte Halokreuz, bestehend aus Lichtsäule und Horizontalkreis, verziert mit 22 Grad -Ring, den Nebensonnen und
dem Zirkumzenitalbogen.
VdS-Journal Nr. 38
54
Atmosphärische Erscheinungen
3 Unter anderem linker Lowitzbogen, Infralateralbogen mit unterem
Tapes-Bogen, unterer Berührungsbogen und Untersonne vor dem Schnee.
4 Oberer Berührungsbogen mit Parrybogen, Zirkumzenitalbogen und
Supralateralbogen.
VdS-Journal Nr. 38
5 - 7 Horizontalkreis mit kreuzendem Untersonnenbogen sowie Wegeners Gegensonnenbogen, der im Gegensonnen-
bereich zwei Kreuze bildet (rechtes Bild mit Wegeners und Hastings Gegensonnenbögen)
Wir waren auch danach noch mehrmals auf dem Sudelfeld. Meist liefen die Schneekanonen und erzeugten - wenn überhaupt - schwache normale Halos wie 22 Grad -Ring-Fragmente, Nebensonnen oder einen Zirkumzenitalbogen. Aber all die ausgeprägten Halophänomene, die wir bisher auf dem Sudelfeld-Sattel beobachten konnten, entstanden in Zusammenhang mit auskristallisierendem Inntalnebel (siehe Abb. 11).
Eine Sage vom Sudelfeld ,,Vor vielen Jahren machte sich ein Bettler aus dem Inntal auf den Weg nach Bayrischzell. Dazu musste er über das tief verschneite Sudelfeld steigen, das große Hochalmgebiet neben dem Wendelstein. Als der ausgezehrte Mann einige Stunden unterwegs war, verließen ihn seine Kräfte. Er verirrte sich hoffnungslos in der Dunkelheit. In einer verlassenen Almhütte legte er sich ins Heu und schlief ein. Mitten in der Nacht schreckte er auf: die Hütte war hell erleuchtet. Vor der Hütte tanzten bunt leuchtende Hexen
im gleißenden Mondlicht, Gestalten mit haarigen Beinen und krummen Hörnern an den Köpfen."
Die Vermutung, dass es sich dabei um Eisnebelhalos handelt, liegt dabei sehr nahe. Die haarigen Beine würden dabei gut zum unteren Berührungsbogen passen, die krummen Hörner zum oberen Berührungsbogen und/oder dem Zirkumzenitalbogen (vgl. Abb 4). Und es bleibt zu bemerken, dass das Ganze zu einer Zeit stattfand, in der es noch keine Schneekanonen gab ...
VdS-Journal Nr. 38
126
Atmospärische Erscheinungen
8+9 Oberer rechter und unterer linker Tapes-Bogen.
VdS-Journal Nr. 38
Atmospärische Erscheinungen
126
10 Leichter 3-D-Effekt: unterer Berührungsbogen vor
den Bäumen, restliche Halos dahinter.
11 Am Sudelfeld-Sattel sich auflösender Inntalne-
bel, aufgenommen vom Wendelstein.
VdS-Journal Nr. 38
58
Astrofotografie
Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
Die FG Astrofotografie hat ihre Homepage geändert. Webmaster Michael Kunze hat der Seite ein neues Gesicht gegeben: http://astrofotografie.fg-vds. de/. Die alte Einteilung nach aktiven und passiven Mitgliedern ist verschwunden. Derzeit geht es um die Frage der FGMitgliedschaft: Jeder Interessent kann Mitglied werden. Dazu wende man sich an die Fachgruppenleitung.
Die alte Art der FG-Kontakte - die gezielte Anfrage und Beratung durch einzelne kompetente Mitglieder - gibt es nur noch in geringem Umfang. Zu sehr hat sich die Amateur-Szene auf die Aktivitäten in Internet-Foren verlegt. Das ist eigentlich schade - weil die Fachgruppenmitglieder durchweg über sehr viel Hintergrundwissen verfügen. Dennoch der Aufruf: Wer Fragen zur Astrofotografie hat oder Tipps benötigt, sollte sich nicht scheuen, über die Homepage an uns heranzutreten. Eine Mailingliste wurde inzwischen eingerichtet. Interessenten schauen nach bei http://astrofotografie.fg-vds.de/. Jeder interessierte Astrofotograf kann mitmachen.
Die Fachgruppe hat nach wie vor einen sehr regen Austausch mit vielen Aktiven. Das betrifft Objekte, fotografische Techniken, Bilder und Publikationen. Wichtigster Aufhänger zu diesem ausgedehnten Mailverkehr ist das ,,Astrofoto der Woche" (AdW), das wir auf Astronomie. de unterhalten (siehe http://www.Astronomie.de, rechte obere Ecke). Über die eingesandten Astroaufnahmen ergibt sich ein direkter Kontakt zu den Bildautoren. Für dieses Heft habe ich einen Neuling aus dem AdW-Kreis für einen Artikel zur Astrofotografie gewinnen können. Wir werden dieses Forum zur Entwicklung weiterer Fachgruppenaktivitäten nutzen, der Seitenbesucher wird es merken. Wer ist am AdW beteiligt? Rainer Sparenberg sorgt für Sammlung und Weiterleitung der Bilder, Peter Riepe verfasst die Texte und seit Jahresbeginn hat Mark Hellweg die Aufgabe von Stefan van Ree über-
VdS-Journal Nr. 38
nommen, an jedem Montagabend das neue AdW ins Netz zu stellen.
Wenn dieser Arti-
kel gelesen wird, ist
die Zeit der Früh-
jahrsgalaxien vor-
bei. Daher weise
ich auf unser VdS-
Journal für Astro-
nomie Nr. 40 mit
dem Schwerpunkt
,,Galaxien" hin. Wer
interessante Galaxi-
enfotos hat, möge
sie der FG-Leitung
bis Anfang August
senden. Dazu aber
die kleine Bitte: kei-
nen M 31 oder M
33, von diesen Ob-
jekten gibt es schon
genügend Bildma-
terial. Außerge- Negativdruck der Balkenspirale NGC 7741, aus: A. Sandage,
wöhnliche Galaxien J. Bedke, 1994: ,,The Carnegie Atlas of Galaxies, Band II";
(siehe Abbildung) Carnegie Institution of Washington
sind ebenso gefragt
wie wechselwirken-
de Paare oder Star-
Vorschau
burst-Galaxien. Es sei auch noch einmal daran erinnert, dass im Rahmen des Projekts ,,NGC 3628 und ihr Gezeitenschweif" tiefe Bilder herzlich willkom-
9. ATB 2011
Amateur-Teleskoptreffen
men sind. Etliche gute Ergebnisse liegen bereits vor.
- Burgwald
In dieser Journalausgabe gibt es verschiedene Artikel zur Astrofotografie. Außerdem wird auch von unserem letztjährigen ,,Tag der Astrofotografen 2010" berichtet. Schlussanmerkung: Nach wie vor bleibt die Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung unser bewährter ,,Astropartner". Im März fand das schon traditionelle DST statt, das ,,Deep-SkyTreffen", das wir wieder gemeinsam und erfolgreich durchführen konnten.
Di. 23.08 - So. 28.08.2011
Anreise ggfls. ab So. 21.08. möglich.
Ort: 35288 Wohratal-OT-Hertingshausen im Landkreis Marburg/Biedenkopf
Veranstalter: Astronomie-Gruppe Lahn/Eder e.V.
Info und Anmeldung (erforderlich):
www.astronomie-lahn-eder.de
Meade LightBridge
Die MEADE LightBridge sind nicht einfach nur große Teleskope, sondern dabei durch die Gitterrohrbauweise viel transportabler als ein gleich großer Volltubus. Trotzdem sind die LightBridge enorm stabil und verwindungssteif. Sie sind überall in kürzester Zeit zerlegt oder aufgebaut, so dass sie ihr großes ,,Fenster zum All" bequem unter einen dunklen Himmel transportieren können. LightBridge Dobsons vereinen hochwertige Optik, Premium-Komponenten und hohe Transportabilität zum attraktiven Preis. Mit einem LightBridge Dobson gehen sie keine Kompromisse ein. Leichte und dennoch präzise Nachführung, genau gefertigte Nadellager in Azimut und große Vollaluminium-Höhenräder mit einstellbarer Friktionsbremse ermöglichen komfortable Bedienung auch mit schwerem Zubehör. Mit einem Meade Lightbridge Dobson sind unzählige glanzvolle Himmelsobjekte in Reichweite!
Hochwertige Optik - Die Optik der LightBridge Dobson garantiert Ihnen eine detaillierte, scharfe und kontrastreiche Abbildung.
Hochreflektierende Beschichtung - Die Beschichtung mit 94% Reflektivität mit Magnesiumfluorid-Schutzschicht bringt Ihnen ein Maximum an Lichtausbeute - für eine hellere,
detailreichere Abbildung.
Eingebauter Lüfter - Für schnellere Auskühlzeiten nutzen Sie den batteriebetriebenen Lüfter an der
Rückseite der Spiegelzelle. Nur ein temperierter Spiegel zeigt seine maximal mögliche Abbildungsqualität.
8"
10" 12" 16"
Metalltubus mit 2" Crayford-style Okularauszug; Leichte Aluminiumstreben; Metalltubus mit Hauptspiegelzelle; Solide Basis mit Nadellager
Art.-Nr.
0116720 0116825 0116830 0116740
Leuchtpunktsucher - Der MEADE LED-Reflexsucher mit vier wählbaren Leuchtpunktmustern und regelbarer Helligkeit lässt sich immer optimal an ihre Beobachtungssituation anpassen.
Hochwertiges 50,8mm (2") QX Okular - Mit 70 Grad scheinbarem Gesichtsfeld ist das QX-Okular mit 26mm Brennweite hervorragend zum Aufsuchen und für Übersichtsbeobachtungen geeignet. Mit
Öffnung
Öffnungsverhältnis
203mm f/6
254mm f/5
305mm f/5
406mm f/4,5
5,2mm bzw. 5,8mm Austrittspupille bei den LightBridge Dobsons erreichen Sie maximalen Kontrast. Aluminium Crayford-Okularauszug mit 10:1 Untersetzung - Mit Steckadapter für 50,8mm (2"),
Verlängerungshülse und Reduzierung auf 31,7mm (1,25"). Die Messing-Ringklemmung klemmt präzise und schont Ihr wertvolles Zubehör. Die 10:1 Untersetzung ermöglicht präzises und feinfühliges Fokussieren auch bei hoher Vergrößerung. Gute Innenschwärzung verhindert Reflexionen und Kontrastverlust.
Brennweite
Erreichbare Stern-Grenzgröße
Maximale empfohlene Vergrößerung
1250mm 13,5mag
400x
1270mm 14mag 500x
1524mm 14,5mag
600x
1829mm 16mag 800x
Präzise Azimutlager - Nadellager ermöglichen eine genaue und trotzdem leichtgängige Verstellung Montierungstyp in Azimut.
Dobson
Dobson
Dobson
Dobson
Zentrierklammern für die Fangspiegelzelle - Unverzichtbar - für müheloses Aufsetzen der Fangspie- Optische Bauart gelzelle beim Aufbau.
Newton
Newton
Newton
Newton
Streulichtschutz inklusive - Schirmt die offene Gitterrohrkonstruktion gegen unerwünschten seitlichen Lichteinfall ab und verhindert Kontrastverlust.
Preis
499,- * 699,- * 998,- * 1998,- *
Geschwärzte Tubusringe - Unterbindet Reflexionen im Strahlengang im Vergleich zum ursprünglichen
Lightbridge Design.
16"
Metalltubus mit 2" Crayford-style Okularauszug
Metalltubus mit Hauptspiegelzelle
Leichte Aluminiumstreben
Solide Basis mit Nadellager
10"
8" 12"
60
Astrofotografie
La Palma - meine Astroinsel?!
von Martin Kunz
Im Laufe eines Lebens als Hobby-Astronom wird man eines Tages überlegen, ob man sich nicht einmal im Hinblick auf optimale Bedingungen einen richtigen ,,Astro-Urlaub" in südlichen Gefilden gönnen sollte. Verlockend ist der Gedanke an dunkelste Nächte ohne Lichtverschmutzung, beste Durchsicht, eine wunderbare Terrasse bei angenehmen nächtlichen Temperaturen - dazu ein Glas Wein, während man geduldig auf die Abenddämmerung wartet und den Sonnenuntergang genießt. Als ich mich im Februar 2003 als Anfänger das erste Mal entschloss auf die Kanaren zu fahren, um meinem neuen Hobby nachzugehen, hatte ich lediglich einen größeren Feldstecher (Kronos 20 x 60) mit einem wackeligen Stativ und einer Sternkarte dabei. Dennoch werde ich diese ersten grandiosen Eindrücke eines perfekten Nachthimmels auch mit dieser kleinen Optik nicht vergessen.
1 Roque de los Muchachos (2.426 m), im Vordergrund das Magic Telescope
für die Detektierung von Gamma-Strahlung.
In den Osterferien im Jahr 2007 entschloss ich mich, ein kompaktes Gerät mit möglichst großer Öffnung auf einer einfachen schwenkbaren Montierung mitzunehmen. Meine Wahl fiel auf einen 7-Zoll-Maksutov (STF Mirage) und einer Giro-Montierung mit 7 kg Gegengewicht. Tatsächlich konnte ich diese Geräte ohne Probleme nach La Palma bringen. Die Optik ging mit ca. 8 kg als Handgepäck mit. Der Rest der Ausrüstung konnte auf das Hauptgepäck zweier Personen verteilt werden, sodass keine Mehrkosten entstanden.
Der Urlaub entsprach allen Astro-Klischees. Besser hätte man es nicht treffen können, auch wenn ich seinerzeit nicht fotografierte und deshalb diesen unbeschreiblich klaren Nachthimmel in jeder Nacht visuell durchforstete. Bei der langen Brennweite des Maksutov von 1.800 mm und der manuellen Nachführung war die Anwendung eines 0,6-fachen Reduktors von großem Vorteil. Unvergesslich die Ausblicke auf die Sternhaufen um das Sternbild Großer Hund, welches auf dem 28. Breitengrad natürlich etwas höher steht als bei uns in Süddeutschland auf dem 48. Breitengrad.
VdS-Journal Nr. 38
In den Winterferien 2008/09 scheiterte eine Wiederholung an extrem schlechten Wetterbedingungen auf La Palma. Es regnete 10 Tage lang in Strömen, starke Winde und ständig aufziehende neue Wolkenfelder machten alle Beobachtungsversuche zunichte. Dennoch entschloss ich mich im August 2010 zu einer Wiederholung, aber diesmal zusätzlich mit fotografischer Ausrüstung. Wiederum fiel die Wahl auf den 7-Zoll-Maksutov, allerdings nun auf einer GoTo-Montierung (Celestron CAM) mit der Möglichkeit nachzuführen. Vorherige Tests ergaben, dass eine automatische Nachführung über den Winkelsucher mit Hilfe einer Guiding-Kamera in gewissem Umfang möglich ist und Belichtungszeiten bis ca. 15 Minuten durchgeführt werden können. Jedoch setzte die gesamte Ausrüstung voraus, dass ich dieses Mal als Alleinreisender entsprechende Kosten für 15 kg Zusatzgepäck in Kauf nehmen musste. Akkus, Mini-Laptop, zerlegtes Stativ, Kameraobjektive, Gegengewicht alles fand seinen Platz in einem gut gepolsterten riesigen Trolly.
In einem gemieteten Kleinwagen, dem üblichsten Transportmittel für Touristen auf La Palma, erreichte ich dann die abgeschieden gelegene Finca in 450 m Meereshöhe, wiederum mit schöner Terrasse Richtung Westen, hoch über der Kleinstadt Los Llanos. Dabei sei erwähnt, dass auf Grund der zahlreich vorhandenen astronomischen Observatorien im Bereich der höchsten Erhebung der Insel alle Lichtquellen der beiden Städte Santa-Cruz und Los Llanos sowie aller Dörfer und Meiler das weniger störende gelb-orange Licht von Natriumdampflampen emittieren und auch nach oben abgeblendet sind.
Noch am Abend der Ankunft fiel mir der doch relativ trübe gelbliche Horizont über dem Meer auf. Es war windstill, die Sonne schien noch und vom Meer her schoben sich zunehmend Wolken von Westen an die Insel heran. Im Laufe der nächsten Nächte wiederholte sich dieser Ablauf regelmäßig. Tagsüber schönstes Wetter, aber ein diesiger gelblicher Ho-
2 Rechte Seite: Objekte im Bereich Sternbild Schütze und Schlangenträger;
Canon EOS 1000a, 1:1,8/50 mm, 2 x 10 min belichtet bei ISO 1600.
Astrofotografie
61
VdS-Journal Nr. 38
126
Amateurteleskope/Selbstbau
3
Milchstraßenübersicht vom östlichen Skorpion über den Schützen, Schlangenträger und Schild bis zum südlichen Adler; Canon EOS 1000a, f = 18 mm, 10 min belichtet bei ISO 1600.
rizont und am Abend wiederum aufziehende Staubewölkung, sodass die Berggipfel schon bald von Wolken umgeben waren und die Sicht im Laufe der herandämmernden Nacht immer schlechter wurde. Das jedenfalls passierte auf 450 Metern Meereshöhe.
Nach drei Tagen Aufenthalt entschloss ich mich frustriert, in der folgenden Nacht den Aussichtspunkt ,,Mirador del Jable" in ca. 1.300 Metern Höhe aufzusuchen. Ich kannte das Gebiet bereits von meinen Tagesunternehmungen. Diese
VdS-Journal Nr. 38
Aussichtsplattform befindet sich an einer kleineren gut befestigten Fahrstraße, die über einen 1.500 Meter hohen Pass auf die andere Inselseite führt. Sie garantiert weitgehend freie Sicht in den Nachthimmel sowie hinüber zu der nördlichen Gebirgskette, der Caldera Taburiente mit dem Hauptgipfel Roque de los Muchachos und seinen Observatorien (Abb. 1). Die gesamte Ausrüstung wurde im Wagen verstaut und tatsächlich befand ich mich hier deutlich über der Wolkenbank. Wie sich schnell herausstellen sollte, hatte ich intuitiv den Astro-Treffpunkt
der Insel aufgesucht. Bald hatte sich ein internationales Grüppchen von HobbyAstronomen auf der 20 Meter x 10 Meter großen mit Steinmauern eingefassten, ebenen Fläche mit ihren Stativen und verschiedensten Beobachtungsgeräten eingefunden. Alles gipfelte dann in dem Eintreffen eines Reisebusses mit etwa 50 ,,Himmelstouristen" aus allen Ländern, die am angrenzenden Berghang Platz nahmen. Es dauerte nicht lange und der grüne Laserstrahl des Reise- und Himmelsführers durchkreuzte die inzwischen unglaublich kontrastreich hervortretende Milchstraße, deren Zentrum im Sternbild Schütze allgemeines Staunen und Begeisterung hervorrief. Gegen 1 Uhr verschwand der Reisebus. Es wurde ruhig und es war Zeit, die bereits vorbereitete und poljustierte Montierung in Betrieb zu nehmen. Meine durch Entfernen des IR-Sperrfilters modifizierte Canon EOS 1000 wurde direkt aufgesattelt und ohne Autoguiding Langzeitaufnahmen bis 10 Minuten belichtet. Die auf dem Laptop auftauchenden Bilder begeisterten mich und auch alle Anwesenden sofort. Nach Anwendung des Weißabgleiches konnte die Milchstraße mit all ihren bekannten Einzelobjekten bewundert werden (Abb. 2 bis 4).
Nach dieser erfolgreichen kurzen Aufnahmesession richtete ich die MaksutovOptik ein. Es folgte eine berauschende visuelle Tour von Jupiter mit seinen Monden, dem in der Nähe stehenden Helix-Nebel bei Fomalhaut bis zu dem hinter dem Bergkamm verschwindenden Trifid-Nebel. Danach gelangen nach Einrichtung des Autoguidings noch Bilder weiterer bekannter Objekte, so zum Beispiel vom Lagunen-Nebel M 8 (Abb. 5). Dann jedoch neigte sich der Akku des Laptops seinem Ende zu. Dadurch war kein Autoguiding mehr möglich. Es war 3 Uhr und immer noch waren einige Astro-Kollegen zu Gange: Ein Franzose mit seinem 12-Zoll-Selbstbau-Dobson, ein Einheimischer mit seiner C11-Optik und eine Augsburger Familie mit kleinem Refraktor.
Der kommende Tag bot ausreichend Gelegenheit, sich in der warmen Sonne am Strand von Puerto Naos von der langen Nacht zu erholen, die Ausrüstung wieder zu sortieren und die Akkus zu laden. In den darauf folgenden Tagen wurde die
Astrofotografie
63
4
Sternbild Schwan, Nordamerikanebel NGC 7000 und Nebel um Gamma Cygni; Canon EOS 1000a, 1:1,8/50 mm, 2 x 10 min belichtet bei ISO 1600.
Insel von einem gewaltigen Sandsturm heimgesucht. Das erklärte auch die immer intensiver werdende gelbliche Eintrübung des Horizontes. Die Temperaturen sprangen innerhalb einer Stunde von 30 auf 45 Grad C. Die Plazas waren wie leergefegt, meine Ausrüstung kam für 2 Tage in staubsichere Verwahrung. Die Nähe zum afrikanischen Kontinent macht es möglich, dass ein sogenannter ,,Kalima" auch die Inselgruppe der Kanaren heimsuchen kann.
Am 12. August war schließlich das Perseiden-Maximum zu erwarten. Ich wurde darauf hingewiesen, dass der Aussichtspunkt dann hoffnungslos überfüllt sei. Also folgte ich dem Rat, auf der anderen Seite des Passes in etwa gleicher Höhe einen ähnlichen Platz aufzusuchen. Zusammen mit dem französischen Dobsonauten Phillipe fanden wir den Ort und genossen gemeinsam mit einigen Einheimischen die reichlich auftretenden Sternschnuppen. Wegen des immer noch
5 Lagunen-Nebel M 8, 7-Zoll-STF Mirage, Canon EOS 1000a, 3 x 5 min belich-
tet bei ISO 1600.
starken Windes war an Langzeitfotografie nicht zu denken und die MaksutovOptik konnte auch wegen ihrer Brennweite visuell nicht zum Einsatz kommen. In den weiteren Tagen war die Durchsicht immer noch durch den Sandsturm beeinflusst. Auch zog die abendliche Wolkenbank oft hinauf bis zur Höhe des Passes. Dennoch konnten noch einige fotografische Ergebnisse erzielt werden, wenngleich nicht so spektakulär wie in jener ersten Nacht. Auch stellte sich irgendwann das Bedürfnis nach Erholung ein, und wirklich dunkel wird es letztlich im August erst um 23 Uhr.
Betrachte ich heute meine Astroreisen nach La Palma genauer, scheint mir der Zeitraum Februar bis April insgesamt klimatisch, aber auch wegen der noch langen Nächte, günstiger zu sein. Auch werde ich mich künftig bei ähnlichen Unternehmungen wegen der Transportabilität und Windanfälligkeit auf Optiken mit maximal 800 mm Brennweite beschränken.
Inserentenverzeichnis
AME, Astro-Messe
29
APM Telescopes, Rehlingen
7
ASL 2011
70
astronomie.de, Neunkirchen
25
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
19
Landsberg
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Intercon Spacetec GmbH,
U3
Augsburg
Kosmos Verlag, Stuttgart
9
Meade Instruments Europe,
59
Rhede
Gerd Neumann jr.
75
Optische Geräte Wolfgang Lille,
51
Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Ver-
23
lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 43
Stiftung Deutsches Technik-
89
museum, Berlin
Sternwarte Rüti
85
9. ATB 2011, Burgwald
58
5. RATT, Ravensburger Teleskop- 34 treffen
64
Astrofotografie
Der Tag der Astrofotografen 2010 in Recklinghausen
von Wolfgang Strickling
Am 13.11.2010 trafen sich auf Einladung der VdS-Fachguppe Astrofotografie etwa 40 Amateurastronomen zum ,,Tag der Astrofotografen 2010". Bewährter Treffpunkt war wieder der Hörsaal in der Volkssternwarte Recklinghausen. Im Gegensatz zu den Vorjahren sollte der Tag nicht durch ein reines Vortragsprogramm gefüllt werden, sondern die Tagung sollte einen Workshopcharakter bekommen. Darum musste die Teilnehmerzahl leider begrenzt werden, obwohl es reichlich Anmeldungen gegeben hatte. Auch bei den Themen hatten sich die Organisatoren auf zwei Bereiche beschränkt.
Den Anfang machte Andreas Rörig mit seinem Beitrag ,,Bearbeitung von DeepSky-Aufnahmen". Einleitend ging er auf einige theoretische Grundlagen der Aufnahmetechnik und astronomischen Bildbearbeitung ein. Nach dem kurzen Theorieteil demonstrierte er live am PC die Bearbeitung von vorher aufgenommenen Astroaufnahmen. Dabei nutzte er die von ihm entwickelte Freeware-Bildbearbeitungssoftware REGIM. Für viele Teilnehmer war es überaus lehrreich, einem Softwareautor bei der Arbeit mit seinem Produkt über die Schulter zu schauen und Antworten zum Innenleben
des Programms zu bekommen. So muss man künftig nicht mehr das Gefühl haben, mit einer ,,Black Box" zu arbeiten, sondern man bekam tiefere Einblicke in die Funktionen und den Sinn, Zweck und die Aufgaben der verschiedenen Programmoptionen.
Ein wichtiger Teil war die Kalibrierung der Rohbilder mit Dark-, Flatfield-, FlatDark- und ggf. Bias-Aufnahmen. Auch vielen erfahrenen Astrofotografen war die Bedeutsamkeit dieser Vorbereitungsschritte nicht bewusst, so dass diese, wenn überhaupt, nur recht stiefmütter-
1 Blick in den Veranstaltungsraum
2 An der Kaffeebar
3 Diskussionen in den Pausen
VdS-Journal Nr. 38
4 Andreas Rörig bei Erläuterungen
Astrofotografie
65
5 Viele hatten ihren Klapprechner
dabei
6 ,,Und wie machst Du Dein
Flatfield?"
7 Wolfgang Bischof gibt Infos
lich durchgeführt worden waren und das Ergebnis dann vielleicht enttäuschend ausfiel.
Nach der Kalibrierung der Rohbilder zeigte Andreas Rörig, wie die Aufnahmen registriert, also zueinander ausgerichtet werden und mit dem so genannten ,,Stacking" zu einem Summenbild kombiniert werden. Auch hier hatte er zahlreiche Tricks und Kniffe parat und zeigte, welche Vorteile man aus den verschiedenen Kombinationsalgorithmen abhängig vom Ausgangsmaterial und der Zielsetzung ziehen kann. Zum Schluss seines Beitrages ging er noch kurz auf die Farbkalibrierung des Summenbildes ein. Hier stellte er eine künftige Neuerung von REGIM in Aussicht, mit der die Farbkalibrierung wesentlich einfacher und genauer als bisher durchgeführt werden kann.
Zwischendurch und in den Kaffeepausen bzw. in der Mittagspause gab es immer wieder gern genutzte Gelegenheiten zum Diskutieren und zum Fachsimpeln.
Der zweite Themenblock am Nachmittag behandelte die Mond- und Planetenfotografie. Wolfgang Bischof zeigte live, wie man mit einer Video- oder Webcam eine meisterhafte Planetenaufnahme erstellen kann. Dazu hatte er als Übungsobjekt im Vortragsraum ein Saturnfoto aufgehängt und nahm es mit einer monochromen DMK21AU durch ein Teleobjektiv auf. Auch er erläuterte vorher in einem kurzen Theorieteil die Probleme, Aufgabenstellungen und Aufnahmestrategien bei der Videotechnik.
Die weitere Bearbeitung des Videos demonstrierte er unter Einsatz der Software
GIOTTO von Georg Dittie, die ebenfalls als Freeware aus dem Internet geladen werden kann. Nach dem Stacken des Videos ging er ausführlich auf die Kontrasteinstellung, Filterung und Schärfung mit Giotto ein. Anschließend zeigte er anhand vorbereiteter Videosequenzen des Jupiters, wie man rot-, grün-, blau- und infrarot-gefilterte Aufnahmen zu einem RGB- bzw. LRGB-Komposit kombiniert. Dazu nutzte er die Software ASTROART. Mit Hilfe von GIOTTO wurde abschließend noch die Feinausrichtung der einzelnen Farbkanäle durchgeführt.
Beeindruckend war zu sehen, welchen Vorteil Aufnahmen im nahen Infrarot bieten. Das Seeing ist deutlich besser und der Kontrast auf dem Jupiter erheblich höher als in den Farbauszügen, vor allem verglichen mit dem Blaukanal.
Auch in Wolfgang Bischofs Beitrag gab es reichlich Gelegenheiten zum Gedankenaustausch und Diskussionen während der Präsentation und in den Pausen.
Zum Schluss stellte Peter Riepe das neue Konzept der Tagung zur Diskussion, nämlich weg von frontalen Vorträgen und hin zu interaktivem Miteinander. Die Teilnehmer haben dieses Vorgehen übereinstimmend begrüßt. Es gab auch eine Diskussion darüber, ob jeder mit eigenen Aufnahmen oder vorher ausgeteilten Bildsequenzen versuchen sollte, die Arbeitsschritte am eigenen Rechner während der Tagung nachzuvollziehen, so wie Andres Rörig es im Forum bei Astronomie.de angeregt hatte. Man war sich aber weitgehend einig, dass dadurch die Teilnehmerzahl noch weiter hätte reduziert werden müssen, zumal
das Nachvollziehen der vorgestellten Arbeitsschritte in der Regel nicht das Hauptproblem der Fotografen ist. Übereinstimmend wurde festgestellt, dass das neue Tagungskonzept in Form eines praxisorientierten Workshops mit Livedemonstrationen seinen ersten erfolgreichen Test bestanden hat und dieser Weg in Zukunft weiter fortgeführt und ausgebaut werden soll. Auf diese Weise ist die Tagung, deren Veranstalter sich Ihren Applaus redlich verdient haben, eine hervorragende Ergänzung zu den reinen frontalen Vortragsveranstaltungen. Das Jahr 2011 darf mit mindestens einem weiteren ,,Tag der Astrofotografen" deshalb schon mit Spannung erwartet werden!
8 Jupiter, aufgenommen mit 20 cm
Öffnung (W. Bischof) VdS-Journal Nr. 38
66
Astrofotografie
Kalibrierung mittels Bias-, Dark- und Flatframe
von Harald Tomsik
- Teil 1 -
Während der Aufnahme von astronomischen Objekten kommt es durch Abweichungen der realen Teleskop- und Kameratechnik von einer idealen, völlig fehlerfrei abbildenden Technik zu Verfälschungen im aufgenommen Bild gegenüber dem astronomischen Ursprungssignal. Ziel einer Kalibrierung mittels Bias-, Dark- und Flatframe ist, den systematischen und somit immer wiederkehrenden Anteil dieser Abweichungen zu quantifizieren und anschließend zu entfernen. In diesem Artikel werden dazu Grundbegriffe sowie die erforderlichen, einfachen Rechenoperationen erläutert.
Vorbemerkungen Astronomische Bilder können mit vielen unterschiedlichen Programmen bearbeitet werden, die speziell für astronomische Zwecke entwickelt wurden oder auch aus der allgemein üblichen Bildverarbeitung stammen. Die Programme können in den bekannten PC- oder Mac-Rechnerwelten wurzeln, können hochpreisig (Photoshop) oder als Freeware verteilt werden (GIMP). Zugänglich über das Linux-Be-
triebssystem sind dem geneigten Amateur auch professionelle und dennoch kostenfreie Programmpakete wie THELI, Starlink oder MIDAS, die beim Umsetzen eigener Ideen eine unglaubliche Vielzahl von Bildverarbeitungswerkzeugen zur Verfügung stellen. Jedes dieser Programme hat seine eigene inhärente Logik und Oberfläche, die in der jeweiligen programmbezogenen Bedienungsanweisung beschrieben werden.
Am Beginn einer Verarbeitung astronomischer Bilder sind jedoch einige Prozeduren erforderlich, die unabhängig von den Eigenheiten des gewählten Programms erfolgen sollten: Die Kalibrierung mittels Bias-, Dark- und Flatframe. Dieser Aufsatz wird die grundsätzliche Bedeutung und prinzipielle Vorgehensweise der genannten drei Schritte ausführlich schildern und damit helfen, diese Schritte in den jeweiligen Programmhandbüchern wieder zu finden und zu verstehen.
Als weiterführende Literatur sei ausdrücklich das Buch von Richard Berry und James Burnell empfohlen [1].
1. Schritt: Biasframe
Messvorgang am Analog/DigitalWandler Nach Beendigung der Belichtungszeit wird die Anzahl der Elektronen eines jeden Pixels des elektronischen Aufnahmesensors (CMOS-Chip oder CCD-Chip) nacheinander am A/D-Wandler ausgelesen. Bei einer 16-bit-Wandlung wird hierbei proportional zur gemessenen Elektronenanzahl dem Pixel eine Zahl zwischen 0 und (216 =) 65536 zugeordnet, auch ADU-Wert (analog-to-digital units) genannt. Zu diesem Messwert wird häufig noch eine konstante Zahl addiert (z. B. 1500) als sogenanntes Offset. Weitere Abänderungen des ursprünglichen Signals resultieren aus der für jedes Pixel unterschiedlichen Zeit bis zum Auslesevorgang am A/D-Wandler, währenddessen die Ladung eines Pixels resultierend aus dem Dunkelstrom auch ohne weitere Belichtung (s. u.) zunimmt. Neben diesen für ein individuelles Pixel bei jedem Auslesevorgang gleichen Abänderungen des eigentlichen Messwertes gibt es auch statistisch zufällige Abweichungen, die bei jedem Auslesen unterschiedlich aus-
1 Einzelnes Biasframe mit Cosmic
VdS-Journal Nr. 38
2 Einzelnes Darkframe mit mehreren Cosmics und kalter Spalte
Astrofotografie
67
fallen. Ziel der Kalibrierung mittels eines Biasframes ist, diesen soeben beschriebenen, systematisch immer wiederkehrenden Anteil für jedes Pixel zu messen und anschließend vom Pixelwert des Rohbildes mittels Subtraktion zu entfernen.
Aufnahme eines Biasframes Ein Biasframe soll für jedes Pixel alle Abweichungen vom während der Belichtung aufgelaufenen Signal erfassen, die durch den Messvorgang am A/D-Wandler systematisch (= immer wiederkehrend) hervorgerufen werden. Dazu wird eine Aufnahme mit der für die Kamera kürzest möglichen Belichtungszeit bei geschlossenem Verschluss aufgezeichnet, so dass kein Licht den Aufnahmechip trifft (Abb. 1). Das dann ausgelesene ,,Bild" enthält im Idealfall nur die durch den Auslesevorgang selbst hervorgerufenen und für jedes einzelne Pixel charakteristische Zahlenwerte und stellt das gesuchte Biasframe dar.
Leider wird der A/D-Wandler nicht immer exakt gleich arbeiten, sondern schwankt um einen für jedes Pixel typischen Wert. Weiterhin können auch während der kurzen Zeit zwischen dem Beginn und dem Ende des Auslesevorgangs energiereiche Elementarteilchen aus der Atmosphäre (,,Cosmics") den Chip treffen und einmalige, eben nicht typische Abweichungen hervorrufen. Zusätzlich kommt es auch während der kurzen Auslesezeit zu Signalerhöhungen durch den Dunkelstrom (s. o.), dessen statistische Schwankung ebenfalls die für jedes Pixel charakteristische Abweichung überlagert.
Um diese zufälligen Abweichungen vom gesuchten idealen Biasframe zu minimieren, werden zahlreiche (z. B. 100) Biasframes aufgenommen und gemittelt. Dabei sollte nicht das arithmetische Mittel verwendet werden, da hierbei einzelne ,,Ausreißer" nur abgeschwächt aber nicht komplett eliminiert werden. Vielmehr sollte eine Mittelwertbildung erfolgen, die grobe Abweichungen ganz ausschaltet, wie z. B. die Median-Bildung. Das Ergebnis dieser Mittlung wird dann als ,,Masterbias" bezeichnet. Dieses Masterbias enthält somit die für jedes Pixel reproduzierbar durch einen Auslesevorgang generierte individuelle Abweichung als Zahlenwert.
Rechnerische Anwendung des
Biasframes
Da die Auslesefehler sich bei der A/D-
Wandlung zu jeder Pixelladung addiert
haben, kann das so erhaltene Rohbild
durch einfache Subtraktion von diesen
systematischen Fehlern des Auslesevor-
gangs befreit werden:
Bildbiaskorrigiert = Rohbild-Masterbias
(1)
2. Schritt: Darkframe
Dunkelstrom Während der Belichtungszeit erzeugen die auf ein Pixel einfallenden Photonen freie Elektronen, im technisch nicht zu realisierenden Idealfall bei einer Quanteneffizienz von 100 % genau ein Elektron pro Photon. Zusätzlich werden aber durch temperaturbedingte Bewegungen der Chipatome proportional zur Belichtungsdauer weitere Elektronen in jedem Pixel freigesetzt, unabhängig davon, ob der Verschluss offen ist oder nicht. Diesen lichtunabhängigen, zusätzlichen Elektronenfluss bezeichnet man als Dunkelstrom. Dieser Strom fällt für jedes Pixel individuell unterschiedlich aus und verdoppelt sich jeweils bei einem Anstieg der Chiptemperatur von etwa 7 Grad C. Dabei werden die Pixel, die einen überdurchschnittlich hohen Dunkelstrom aufweisen, heiße Pixel genannt.
Aufnahme eines Darkframes Ein Darkframe stellt für jedes Pixel den Dunkelstrom dar, also den jeweiligen ADU-Wert, der pro Zeiteinheit ohne Lichteinfall nur durch die thermische Bewegungsenergie des Chips entsteht. Dazu wird eine Aufnahme bei nicht geöffnetem Kameraverschluss aufgezeichnet, wobei die geregelte Temperatur des Aufnahmechips (und möglichst auch die Umgebungstemperatur) mit der Temperatur während der Aufnahme des zu korrigierenden Rohbildes identisch ist (Abb. 2).
Wie bei jeder Messung weicht auch bei der Bestimmung des Dunkelstroms das aktuell erzielte Messergebnis vom eigentlich zu erwartenden Messwert zufällig ab. Das Verhältnis des tatsächlichen Messwerts ,,durch Dunkelstrom angesammelte ADU" (= Signal) zu dieser Abweichung (= Rauschen), also das Signal-RauschVerhältnis der Dunkelstrommessung, ist auch hierbei, wie für Messungen allge-
mein üblich, proportional zur Wurzel der Signalhöhe. Somit erzielt man durch eine Verlängerung der Aufnahmezeit des Darkframes nicht nur ein höheres Signal, sondern vor allem genauere, weniger von statistischen Schwankungen überlagerte Werte für den Dunkelstrom eines jeden Pixels: längere Messung - genauere Werte!
Andererseits darf die Messdauer eines Darkframes auch nicht zu lang werden: Jedes Pixel kann nur bis zu einer Ladungsobergrenze Elektronen speichern (full well capacity). Darüber hinaus freigesetzte Elektronen können von diesem Pixel nicht mehr gespeichert werden, sondern laufen in Nachbarpixel über. Bei der Wahl der Aufnahmedauer des Darkframes muss somit verhindert werden, dass zu viele heiße Pixel (s. o.) diesen Sättigungsbereich erreichen, also deren ADU in die Nähe des maximal möglichen Wertes kommt. Der Dunkelstrom dieser heißen Pixel würde sonst zu niedrig gemessen, und die unten beschriebenen Kalibrierungsrechnungen würden nur eine Unterkorrektur des tatsächlichen Dunkelstroms erzielen: zu lange Messung - falsche Werte.
Auch wenn somit die Belichtungsdauer
eines Darkframes nach oben begrenzt ist,
das statistische Rauschen kann dennoch
weiter gemindert werden, indem wie bei
den Biasframes zahlreiche Darkframes
aufgezeichnet werden. Eine geschickte
Mittlung (z. B. mittels Medianbildung)
kann dann nicht nur das statistische
Rauschen mindern, sondern auch durch
Cosmics bedingte Extremwerte eliminie-
ren. Die gemessenen ADU-Werte in die-
sem gemittelten Darkframe geben aber
nicht nur die aufsummierten Elektronen
des Dunkelstroms wieder, sondern die
Vorgänge am Analog-Digital-Wandler
haben sich noch dazuaddiert. Um den
Dunkelstrom als aufgelaufene ADU pro
Sekunde anzugeben, ist abschließend
noch durch die Aufnahmedauer eines
einzelnen Darkframes zu teilen:
Masterdark = (Gemitteltes Darkframe - Mas-
terbias) / AufnahmedauerDarkframe
(2)
Das Masterdark gibt somit den von den Veränderungen des Auslesevorgangs befreiten Dunkelstrom pro Sekunde Aufnahmedauer wieder.
VdS-Journal Nr. 38
68
Astrofotografie
Rechnerische Anwendung des
Darkframes
Da sich der Dunkelstrom während jeder
Sekunde der Aufnahmedauer zur Pixel-
ladung addiert hat, kann das im Schritt
1 bereits Bias-korrigierte Bild von die-
sem systematischen Dunkelstrom-Fehler
befreit werden, indem das mit der Auf-
nahmedauer des Rohbildes multiplizierte
Masterdark subtrahiert wird:
Bildbias/darkkorrigiert = Bildbias-korrigiert - (Masterdark
x AufnahmedauerRohbild)
(3)
Anmerkung Auch wenn der Dunkelstrom aller oder zumindest der meisten heißen Pixel durch geeignete Wahl der Aufnahmedauer der einzelnen Darkframes korrekt gemessen wurde, eine Objektinformation der in die Sättigung geratenen Pixel des Rohbilds kann nicht wieder hergestellt werden. Im abschließenden 2. Teil dieses Aufsatzes wird die Kalibrierung mittels Flatfield besprochen werden sowie das Vorgehen bei Farbaufnahmen.
Quellen: [1] R. Berry, J. Burnell, 2000: "The
Handbook of Astronomical Image Processing", Willmann-Bell Inc., Richmond VA [2] in Anlehnung an Wikipedia
Glossar
ADU Analog to digital units. Ein Zahlenwert, der die Lichtmenge wiedergibt, die von einem Pixel während der Belichtungszeit aufgefangen wurde. Im Idealfall ist dieser Zahlenwert proportional zur Anzahl der aufgetroffenen Photonen.
A/D-Wandler Ein Analog/Digital-Wandler misst die Anzahl der durch Lichteinfall freigesetzten Elektronen eines jeden Pixels und ordnet ihr eine ganze Zahl zu. Diese Zahl wird als ADU (analog to digital units) bezeichnet.
Arithmetisches Mittel Als arithmetisches Mittel wird bezeichnet die Summe aller Einzelwerte geteilt durch die Anzahl der Einzelwerte. Bei dieser Art der Mittelwertbildung gehen auch einmalig auftretende und inhaltlich völlig unsinnige Abweichungen noch in das Ergebnis ein, wenn auch in abgeschwächter Form. Vergleiche dazu Median.
Bias Als Bias bezeichnet man in der Elektronik eine konstante Größe, die meist absichtlich dem eigentlichen Nutzsignal überlagert wird. Im astronomischen Kontext der Bildgewinnung kommen aber noch weitere, systematisch wieder auftretende Abweichungen während des Auslesevorgangs hinzu.
Biasframe Ein Biasframe besteht aus unterschiedlichen Zahlenwerten für jedes Pixel und enthält die aus dem Auslesevorgang resultierende und für jedes einzelne Pixel charakteristische Abweichung vom aufgesammelten Lichtsignal. Zur Kalibrierung einer astronomischen Aufnahme ist ein Masterbias zu subtrahieren.
Darkframe Ein Darkframe (gleichwertiger deutscher Ausdruck: Dunkelbild) stellt für jedes Pixel den Dunkelstrom dar, also den jeweiligen ADU-Wert, der pro Zeiteinheit unabhängig vom Lichteinfall nur durch die thermische Bewegungsenergie des Chips entsteht. Dieser Dunkelstrom verdoppelt sich jeweils bei einem Anstieg der Chiptemperatur von ca. 7 Grad C. Zur Kalibrierung einer astronomischen Aufnahme ist das Produkt aus Masterbias und Belichtungszeit des Rohbildes zu subtrahieren.
Flatframe Ein Flatframe stellt die von Pixel zu Pixel unterschiedliche Lichtausbeute dar, die aus einer nicht gleichmäßigen Bildfeldausleuchtung, Streuung von Licht an Objekten im Strahlengang (Staub auf Filter oder Chip) oder der von Pixel zu Pixel variierenden Quanteneffizienz resultiert. Zur Kalibrierung einer astronomischen Aufnahme ist durch ein Masterbias zu dividieren.
Frame Als Frame wird im Kontext astronomischer Bildbearbeitung eine Zahlenmatrix (in Zeilen und Spalten geordnete Zahlenmenge bzw. Tabelle) verstanden, wobei jeder Zahl die Helligkeitsintensität eines Bildelements (Pixels) entspricht. Die graphische Darstellung der Zahlenwerte eines Frames mittels Graustufen ergibt ein SchwarzWeiß-Bild.
Kalibration Wird einerseits in der Fachliteratur meist gleichbedeutend mit Kalibrierung verwendet, andererseits wegen der Ähnlichkeit zum englischen Ausdruck ,,calibration" auch als Anglizismus aufgefasst [2].
Kalibrierung Eine Kalibrierung in der Messtechnik ist ein Messprozess zur Feststellung, Dokumentation und anschließender Korrektur der Abweichung einer Messung (... vom Normal) [2].
Median Bei der Medianbildung werden die zu mittelnden Messwerte ihrer Größe nach geordnet und derjenige Wert als Median erwählt, der in dieser Ordnung die mittlere Stelle einnimmt (z. B. der viertgrößte Wert von insgesamt sieben Werten). Dadurch werden die Zahlenwerte sowohl der größten wie auch der kleinsten Messwerte (also die ,,Ausreißer") komplett eliminiert. Vergleiche dazu arithmetisches Mittel.
Pixel Unter einem Pixel versteht man den kleinsten Teil eines Bildes, ein Bildelement (englisch: picture element, pixel). Ein Pixel wird charakterisiert durch einen Zahlenwert, der einer Graustufe zwischen Schwarz und Weiß entspricht. Die Gesamtheit aller Pixel eines Bildes ergibt eine Zahlenmatrix, deren graphische Darstellung mittels Graustufen ein Schwarz-Weiß-Bild ist (s. Frame).
Rohbild Das aus einer Einzelbelichtung stammende Bild, ohne dass Korrekturen an diesem Bild vorgenommen worden sind. Dieses Bild weist ein firmenspezifisches Dateiformat oder das astronomische FITSFormat auf und soll nicht mit dem ,,Raw-Format" von handelsüblichen Digitalkameras verwechselt werden.
Quanteneffizienz Die QE gibt an den Prozentsatz der auf ein Pixel eingefallenen Photonen, die ein Elektron freisetzen. Die Quanteneffizienz wird bestimmt durch die Bauweise eines CCD-Chips, ist abhängig von der Wellenlänge des einfallenden Lichtes und differiert sogar von Pixel zu Pixel.
VdS-Journal Nr. 38
Astrofotografie
69
Ländereck-Astronomie III
- am Grenzpunkt der Herbststernbilder Lacerta, Cepheus und Cassiopeia
von Peter Reus
In den vergangenen Jahren besuchte ich mit meinem 12-Zoll-Dobson wiederholt das Dreiländereck von Lacerta, Cepheus und Cassiopeia [1]. Sternatlas und Night Sky Observer's Guide versprachen gleich mehrere Deep-Sky-Objekte in dieser Region. Die Beobachtungsabende (18. und 19.8.2009 sowie 8. und 10.10.2010) wiesen allesamt gute Bedingungen auf (fst = 6,0 bis 6,3 mag im Zenit und ein Seeing von II bzw. III nach Antoniadi-Skala). Ein Vorzug der genannten Himmelsregion liegt sicherlich darin, dass sie in unseren Breiten über mehrere Monate hinweg sehr gut zu beobachten ist. Zirkumpolar gelegen, steht sie im Sommer nach dem späten Eintritt der Dunkelheit bereits recht hoch am Himmel und bleibt dann im weiteren Verlauf des Jahres, bei immer früher eintretender Dunkelheit, noch lange in zenitnaher Position am Abend beobachtbar. Nachfolgend möchte ich meine Beobachtungen von vier Deep-Sky-Objekten dieser Region vorstellen. Der Darstellung des hellsten dieser Objekte (NGC 7380), welches auch mit kleineren Instrumenten leicht zu beobachten ist, habe ich eine Starhop-Beschreibung beigefügt, sodass es auch für Nachwuchssterngucker mit einfachem Kartenwerk leicht auffindbar ist.
1 Zeichnung von NGC 7423 nach visuellen Beobachtungen am 8. und
10.10. 2010 (fst 6,0 mag) am 12-Zoll / 1.600-mm-Newton auf Dobson-Montierung (V = 320x). Filter wurden nicht eingesetzt. Beobachtungsort war meine Gartenterrasse in Klosterdorf (= Stadtteil von Scheinfeld im Steigerwald).
Beobachtungsergebnisse NGC 7380 ist ein offener Sternhaufen mit Emissionsnebel. Tirion gibt für den Sternhaufen einen Durchmesser von 20`an [2]. Der Sternhaufen lässt sich leicht über folgenden Starhop erreichen: Ausgangspunkt ist das Dreieck, welches Epsilon, Zeta und Delta Cephei bilden; verlängert man die Achse von Zeta über Delta Cephei hinaus um den Abstand dieser beiden Sterne, so gelangt man zu einem kleineren Sterndreieck mit Ecksternen fünfter bis sechster Magnitude. Der südöstliche Dreiecksstern (= Doppelstern Sigma 480) liegt am Westrand von NGC 7380. Zu meinen Beobachtungen: Bereits im 10x50-Sucher erschien der
Sternhaufen als deutliche Aufhellung - und ist somit sicherlich auch ein lohnendes Ziel für die Beobachtung mit kleineren Instrumenten. Im 12-Zoll-Newton zeigte der Sternhaufen ca. 50 Sterne, die im Bereich eines Dreiecks liegen, welches durch mehrere Sterne der achten Größenklasse markiert wird. Der Emissionsnebel war in den beiden dunkelsten Nächten ohne Filtereinsatz deutlich erkennbar. Die Beobachtung mit einem [OIII]-Filter hob den Nebel besonders kontrastreich vom dunkleren Himmelshintergrund ab, während der Einsatz eines UHC-Filters Binnenstrukturen (Bereiche unterschiedlicher Helligkeiten) des Nebels erkennen ließ und darüber hinaus das sicherlich
informationsreichste und auch ästhetischere Gesamtbild von Nebel und Sternhaufen bot.
Ungefähr zwei Sternhaufendurchmesser weiter östlich findet sich der Sternhaufen King 18, der sich aus zwei Asterismen zusammensetzt, welche die Buchstaben ,,T" und ,,C" formen.
Ein drittes interessantes Ziel in der Region ist der Sternhaufen NGC 7423, der gut 1 Grad südöstlich von NGC 7380 liegt (Koordinaten laut SIMBAD [3]: Rektasz. 22h 55m 08s; Dekl. +57 Grad 05,9'). Kepple et al. weisen ausdrücklich darauf hin, dass dieses Objekt entgegen anders lautender
VdS-Journal Nr. 38
70
Deep-Sky
Meldungen tatsächlich existiere und mit dem Sternhaufen Berkeley 57 identisch sei [4]. Archinal und Hynes bestätigen dies und vermuten darüber hinaus, dass der Sternhaufen wohl als Teilbereich einer größeren Verdichtungsregion der Milchstraße (h2191) aufzufassen sei [5]. Die Beobachtung dieses Sternhaufens war am 12-Zöller durchaus eine Herausforderung. Zunächst zeigte er sich als kreisrunde Aufhellung. Bei eingehender Beobachtung mit höherer Vergrößerung waren mehrere schwächere Sterne (15,0 mag, evtl. sogar etwas schwächer) im Bereich der nebelartigen Aufhellung erkennbar, die bei indirektem Sehen gehalten werden konnten. Abbildung 1 zeigt den Eindruck, den der Sternhaufen bei 320-facher Vergrößerung bot. Der Maßstab der Zeichnung wurde wieder über den Vergleich der Distanz der beiden hellsten Feldsterne mit dem Abstand von Alkor und Mizar sowie einfacher Dreisatzrechnung gewonnen.
Die Suche nach dem benachbarten Planetarischen Nebel P107.7-2.2 (M1-80) [6] war nicht erfolgreich, brachte aber ein anderes interessantes Ergebnis. Deutlich näher als der gesuchte Nebel konnte ich eine flächige, nebulöse Aufhellung erkennen, die aus eng beieinanderliegenden Lichtknoten zu bestehen schien. Der Tirion-Sternatlas verzeichnet an besagter Stelle kein besonderes Objekt. Fotografien im Internet zeigen hingegen ein Objekt, welches mit der Bezeichnung IRAS 22534+5653 versehen ist: wohl eine Infrarotquelle im Bereich eines Sternentstehungsgebiets, wie meine erste Recherche ergeben hat [7].
Beobachtungserfahrungen und Ausblick Gerade die letztgenannte Beobachtung (IRAS 22534+5653) zeigt, dass die eingehende Beschäftigung mit einer bestimmten Himmelsregion zu weiteren interessanten Entdeckungen führen kann. Zum Zeitpunkt der Beobachtung ging ich noch von einem engen Mehrfachstern aus, der mir zusammen mit einem evtl. sich verschlechternden Seeing einen Nebelfleck vorgaukelte. Da ich inzwischen an der besagten Stelle jenes IRAS-Objekt verzeichnet sah, werde ich bei nächster Gelegenheit diese Himmelsregion sicherlich wieder aufsuchen und bei möglichst hoher Vergrößerung eine Zeichnung er-
VdS-Journal Nr. 38
stellen. Vielleicht möchten sich ja auch andere Leser auf die Suche nach diesem Objekt machen? Insbesondere für visuelle Beobachter mit Instrumenten großer Öffnung oder für Astrofotografen, die Aufnahmeerfahrung mit hohen Vergrößerungen haben, ist dieses Objekt sicherlich ein interessantes Ziel. Seine Koordinaten laut SIMBAD [8]: Rektasz. 22h 55m 29,4s; Dekl. +57 09' 19''. Irritierend, aber auch reizvoll erscheint mir die Tatsache, dass dieses Objekt so leicht zu erkennen war - im Sternatlas jedoch, welcher sonst zahlreiche deutlich lichtschwächere Objekte verzeichnet, nicht eingetragen ist.
Darüber hinaus stellte ich fest, dass sich mit schwacher Vergrößerung ausgehend von NGC 7380, in nordöstlicher Richtung mehr oder weniger dem galaktischen Äquator folgend, ein schöner Ausflug über eine ganze Reihe von offenen Sternhaufen unternehmen lässt: Erstes Ziel ist der oben beschriebene King 18, dann King 10, welcher wie ein verzerrtes Sternbild Orion anmutet, dann NGC 7429, von welchem aus man über eine ganze Reihe weiterer Sternhaufen und den Bubble Nebula schließlich zu M 52 gelangt. Diese Kette herbstlicher Sternhaufen bietet ein schönes Gegenstück zu Markarians Galaxienkette im Frühling.
Eine weitere interessante Entdeckung durfte ich machen: Beim Vergleich meiner Beobachtungsnotizen des Jahres 2010 mit jenen des Vorjahres stellte ich fest, dass mir 2009 die Doppelsterne bei und in NGC 7380 wohl nicht besonders ins Auge gefallen waren. Ich hatte zu dieser gut erkennbaren Besonderheit keine Notiz angefertigt. Offensichtlich hatte mich im Vorjahr die Beobachtung des Nebels in NGC 7380 so sehr beschäftigt, dass ich seinen Doppelsternen keine weitere Beachtung schenkte. Für mich ist dies der deutliche Beweis dafür, dass sich mein Beobachtungsprogramm gut auf die Beobachtungstechnik auswirkt: Genaue Beobachtungen weniger Objekte führen zu interessierter Nachbearbeitung der Beobachtungen, werfen neue Fragen auf, regen zum erneuten Betrachten der Himmelskörper an, welche dann bislang unbemerkte Details zu erkennen geben.
Im kommenden Sommer und Herbst werde ich demzufolge dieses Ländereck wieder aufsuchen. Geplant ist, neben
der Beschäftigung mit dem IRAS-Objekt, eine Beobachtung vom freien Feld aus, die unter anderem zu einer verfeinerten Zeichnung von NGC 7423 führen soll.
Quellenangaben: [1] Das Konzept meines Beobachtungs-
programms stellte ich im VdSJournal für Astronomie Nr. 36 vor, erste Beobachtungsergebnisse findet der Leser in Nr. 37 [2] W. Tirion et al., 2001: ,,Uranometria 2000.0 Deep Sky Atlas", Richmond [dort: Tabellenwerk zu Karte 19] [3] http://simbad.u-strasbg.fr, Zitierdatum: 20.01.2011 [4] G.R. Kepple et al., 2005: "The Night Sky Observer's Guide; Vol 1: Autumn &Winter", Richmond, 143 [5] B.A. Archinal, S.J. Hynes, 2003: "Star Clusters", Richmond, 190 [6] Die Simbad-Database im Internet verweist auf verschiedene Aufsätze, in welchen ein möglicher Zusammenhang zwischen diesem Planetarischen Nebel und dem Sternhaufen NGC 7423 diskutiert werde [7] http://galaxymap.org/avedisova/ lookups/wb.html, Zitierdatum: 22.01.2011 [8] vgl. [3]!
Astronomisches Sommerlager
Lust auf zwei Wochen Astronomie?
Vom 30.07. bis 13.08.2011
findet in St. Andreasberg / Harz das Astronomische Sommerlager (ASL)
statt. Dort kannst Du Dich unter gleichgesinnten Jugendlichen mit vielen interessanten Themen von Astrofotografie über Raumfahrt bis
Sternphysik beschäftigen.
Noch wenig Ahnung von Astronomie? Kein Problem, komm zur ,,Einführung
in die Astronomie".
Weitere Infos findest Du unter: www.vega-astro.de/sommerlager
Deep-Sky 71
Visuelles Deep-SkyBeobachtungsprojekt
von Johannes Schilling
1. Der östliche Teil des Cirrusnebels im Sternbild Schwan (NGC 6992/95) Dieser Teil des Cirrusnebels misst beachtliche 60' x 8'. Weil aber seine durchschnittliche Flächenhelligkeit mit 14 mag/ arcmin2 gering ist, benötigt man zu seiner erfolgreichen Beobachtung einen möglichst dunklen Landhimmel und keinerlei störendes Licht in der Umgebung. Dann aber wird er, nicht zuletzt dank seiner Ausdehnung, ein dankbares Objekt sogar für den Feldstecher. Versuchen Sie es, egal mit welchem Fernglas! In größeren Opti-
ken wird es möglich, vor allem bei etwas höherer Vergrößerung (ab 100-fach) die feinen, lang gestreckten Filamente zu beobachten, welche dieses Objekt zu einem ganz einzigartigen am Himmel machen. Es ist reizvoll, sich in Ausschnitte des Nebels zu vertiefen oder gar zu verirren, und nun einen Anblick zu genießen, der von den meisten Fotos mit Gesamtanblick des Objekts völlig abweicht.
Der Einsatz eines UHC-Filters oder eines [OIII]-Filters erhöht die Kontraste bei diesem Emissionsnebel ganz erheblich! Die
Ästhetik der fein gezeichneten Filamente und Nebelflecken hinterlässt einen Eindruck, den kein Sternfreund jemals vergessen wird. Für das Aufsuchen von NGC 6992/95 geht man am besten von Epsilon Cygni oder von 52 Cygni aus. Einige 6-mag- und 7-mag-Sterne weisen uns dann den Weg zum Cirrusnebel. Bei der Aufsuchkarte lasse man sich nicht verwirren durch das große Quadrat um den Stern 52 Cygni: Der Westteil des Cirrusnebels NGC 6860 ist nicht größer als der Ostteil. Für weitere Informationen und Fotos sei auf das ,,Astromotiv des Mo-
1 Aufsuchkarte für den östlichen Teil des Cirrusnebels NGC 6992/95. Die Karte entspricht dem Anblick des Himmels
Richtung Südosten Ende Juli gegen 23 Uhr (Grafik erstellt mit Hilfe von Guide 8.0).
VdS-Journal Nr. 38
72
Deep-Sky
nats" vom Juni 2010 auf der Webseite der Vereinigung der Sternfreunde verwiesen.
2. Der Planetarische Nebel NGC 6790 im Sternbild Adler Kennen Sie das auch: Um den Neumond herum nur Dunst und Wolken, und wenn es auf den Vollmond zugeht, tagelang blauer Himmel? Wenn ja, dann sei Ihnen ein Objekt empfohlen, dem das Mondlicht nicht viel anhaben kann: Der Planetarische Nebel NGC 6790 mit nur etwa sieben Bogensekunden Durchmesser, aber einer beachtlichen Helligkeit von 10,5 mag. Das macht ihn vor allem für etwas größere Teleskope mit langer Brennweite interessant, mit denen hoch vergrößert werden kann. Denn erst ab etwa 400-facher Vergrößerung kann dieses Nebelchen klar von einem Stern unterschieden werden. Wenn man vom Stern Delta Aquilae südwestlich von
Atair ausgeht, ist er schnell zu finden. Eine bläuliche Farbe und ein Filterblink (auch bei niedriger Vergrößerung) helfen beim Identifizieren. Das Mondlicht wirkt bei höherer Vergrößerung kaum störend, die Helligkeit des Himmelshintergrunds sinkt ab und der kleine helle Nebel tritt immer strahlender hervor. Von Vorteil ist es natürlich, wenn Sie im Schatten sitzen. Bei guter Luftruhe sollte man sich nicht scheuen, so hoch wie nur möglich zu vergrößern. Dann werden ein heller, rundlicher Innenbereich und ein schwächerer Außenbereich deutlich. Entdecken Sie irgendwelche weiteren Details? Hebt sich ein Zentralstern ab? Auch wenn der Nebel winzig ist: Lassen Sie sich Zeit, konzentrieren Sie sich auf die Momente der relativen Luftruhe.
Senden Sie uns für den Abdruck in einem Jahr Ihre Ergebnisse zu diesen bei-
Viel Spaß und Erfolg beim Beobachten wünscht Johannes Schilling
2 Aufsuchkarte für den Planetarischen Nebel NGC 6790. Die Karte entspricht dem Anblick des Himmels Richtung Süden
Ende Juli gegen 23 Uhr (Grafik erstellt mit Hilfe von Guide 8.0).
VdS-Journal Nr. 38
Deep-Sky 73
Visuelle Annäherungen an einen Planetarischen Nebel am Beispiel von NGC 6818
von Johannes Schilling
In diesem Teil des Aufsatzes wird eine erste Etappe der visuellen Erfassung vorgestellt. Ausgehend von einer Zeichnung des Blickfeldes im Okular und einem allgemeinen ersten Eindruck werden verschiedene mögliche Erscheinungsformen des Objekts für das Auge erfasst und beschrieben. In einem folgenden Teil dieses Aufsatzes wird dann gezeigt, wie eine detaillierte Beobachtung und Zeichnung des Objekts mittels der Zusammenfügung verschiedener Erscheinungsformen entsteht. Gegenüber einer Zeichnung des ganzen Blickfeldes und einem allgemeinen ersten Eindruck wird dadurch der Detailreichtum des Objekts in bislang kaum bekannter und anerkannter Weise visuell erschlossen.
Was im Aufsatz exemplarisch an NGC 6818 vorgestellt wird, kann nicht nur auf die meisten anderen Planetarischen Nebel übertragen werden. Diese Methode erweist sich als ebenso fruchtbar beim visuellen und zeichnerischen Erfassen von Galaxien oder auch Planeten.
Der Planetarische Nebel im Blickfeld des Okulars Im August 2009 beschloss ich nach einigen Jahren wieder einmal den Planetarischen Nebel NGC 6818 im Sternbild Schütze zu beobachten. Inzwischen hatte ich mir ein größeres Teleskop gebaut, und ich war auch gespannt auf die Unterschiede zwischen dem Anblick im 10-Zoll-Newton und dem im neuen 16-Zoll-Newton. Mitbeobachter in einer Augustnacht waren meine damals 16-jährige Tochter Theresa und Rainer Töpler. Dass die Luft recht ruhig war, erkannte ich sogleich bei der ersten Vergrößerung, die zum Einsatz kam: Mit 231-facher Vergrößerung erschien das 9,5 mag helle Objekt überraschend hell, auch eine Färbung in Grünblau mit einem leichten Übergewicht in Grün sprang mir bald ins Auge. Sehr schön groß wirkte das mit
1 Planetarischer Nebel NGC 6818 in einer Überblickszeichnung von Johannes
Schilling mit einem 406-mm-Newtonteleskop bei 740-facher Vergrößerung.
0,4 Bogenminuten Größe in der Literatur angegebene Objekt bei der nächsten Vergrößerung mit 540-fach. Helligkeitsunterschiede und einzelne Knoten, die schon mit 231-fach aufschimmerten, gaben dem Bild einen ausgesprochen unruhigen Charakter. Ich entschloss mich zu einer Übersichtszeichnung, die den Nebel im Blickfeld des Okulars wiedergeben sollte (im Folgenden Feldzeichnung genannt). Mit 742-facher Vergrößerung zeichnete ich ihn in etwa fünfzehn Minuten mit drei erkennbaren Begleitsternen (Abb. 1). Dabei strebte ich danach, von dem unruhigen Charakter des Lichtovals
zu abstrahieren und nur so etwas wie einen konstanten Durchschnitt festzuhalten. Das Ergebnis zeigte ein Ringoval mit dunklerer Mitte. Im Ring waren vier diffuse Helligkeitsverdichtungen leicht unterschiedlicher Intensität und Größe zu erkennen.
Nun, dieses Ergebnis ließ sich sehr gut vergleichen mit mehreren Beschreibungen und Zeichnungen anderer visueller Beobachter, die im Internet zu finden sind. Ein Jahr später wurde von einem amerikanischen Sternfreund eine schöne Zeichnung mit nur einem 6-Zoll-Newton
VdS-Journal Nr. 38
74
Deep-Sky
2 Verschiedene Erscheinungsformen von NGC 6818 im 406-mm-Teleskop bei 528-facher Vergrößerung. Skizzenfolge 1-6.
im Internet publiziert, die sich nur unwesentlich von meiner ein Jahr zuvor entstandenen Feldzeichnung mit dem wesentlich größeren Spiegel unterscheidet [1].
Fragen zur Feldzeichnung Beim Nachdenken über dieses Verfahren, den Planetarischen Nebel mittels einer Feldzeichnung und in einer gewissen Reduktion auf einen konstanten Durchschnitt des sich zeigenden Phänomens zu erfassen, stellen sich mir folgende Fragen: Auf meiner Zeichnung im Kreis des Okularblickfeldes misst der Nebel in der Länge ganze 15 Millimeter. Ist es prinzipiell überhaupt möglich, auf diesem winzigen Platz und nachts im schwachen roten Licht mehr als die gröbsten Einzelheiten festzuhalten, vorausgesetzt, es wären darüber hinaus noch feinere Details zu erkennen? Unmöglich, muss die Antwort jedes Zeichenpraktikers sein. Das kleine Bildchen würde gar nicht erlauben, feinere und zahlreichere Details festzuhalten.
VdS-Journal Nr. 38
Auffallend beim Zeichnen war das Bestreben eine Art konstanten Durchschnitt im unruhigen Bild, im leichten Wechsel von Einzelphänomenen festzuhalten, was in einem kritischen Abstraktionsprozess beim Beobachten geschieht. Die Phänomene werden auf einen möglichst konstanten Durchschnitt eingeebnet, dem man dann als der dauernden Realität des beobachteten Objekts vertraut, im Gegensatz zu unruhigen und flüchtigen Abwandlungen der Gestalt.
Die Frage ist: Gibt es überhaupt Details, die das Objekt zur weiteren visuellen Entdeckung bereit hält? Oder ist mit der Feldzeichnung schon alles am Nebel visuell Beobachtbare erschöpft? Da die Feldzeichnung mit den im Internet veröffentlichten Ergebnissen gut übereinstimmt, scheint man die Frage bejahen zu müssen. Wäre mehr zu sehen, hätten das andere geübte visuelle Beobachter bestimmt längst entdeckt. Nun fiel mir aber auf, dass der Nebel ein unruhiges, in Einzelheiten schwankendes Bild bot,
was mit steigender Vergrößerung immer weniger zu übersehen ist. Die Ursachen für diese Unruhe, für diesen nicht statischen, nicht fotografischen Anblick, sind klar: Da ist zum einen die permanente Luftunruhe, die auch bei relativ stabilem Zustand nie ganz verschwindet. Und zum andern ist es der wechselnde Zustand, die wechselnde Empfänglichkeit unseres Auges. Je nachdem, mit welchem Bereich unserer Netzhaut wir das Objekt beobachten, je nachdem, wie wir eher in direktem oder indirektem Sehen das Objekt beobachten, schwanken Einzelheiten des Objekts. Das wirkt leicht verwirrend, und deshalb ist das Bestreben, hier in der Feldzeichnung eine Art vernünftigen Durchschnitt festzuhalten gut verständlich. Wo kämen wir denn hin, so zunächst unsere Meinung, wenn wir jeder Schwankung, jedem flüchtigen Aufleuchten nachgingen? Solche Schwankungen könnten ja leicht auch Illusionen sein, da sie einen so extrem flüchtigen Charakter zu haben scheinen.
Deep-Sky 75
3 Verschiedene Erscheinungsformen von NGC 6818 im 406-mm-Teleskop bei 528-facher Vergrößerung. Skizzenfolge 7-11.
Tatsache ist aber, dass die Feldzeichnung auf einem mehr oder weniger bewussten Abstraktionsprozess beruht. Könnte man nun nicht diesen Prozess bewusst aufhalten oder rückgängig machen, so dass man gerade das entdeckt und zeichnerisch festhält, was sich nicht so ohne weiteres als ein konstanter Durchschnitt anbietet? Könnten sich nicht gerade in diesen
schwankenden, unruhigen, vielleicht zunächst sogar vermeintlich kaum fassbaren Phänomenen (oft ,,mottled", ,,mottling" genannt) weitere reale Details des Objekts enthüllen - falls wir den Mut haben, uns weiter in sie zu vertiefen? Wäre vielleicht genau in dem, was in einem ersten, vermeintlich kritischen Abstraktionsprozess als wertloser, unsicherer Zusatz verworfen
wird, der eigentliche Schatz des visuellen Phänomens verborgen?
Verschiedene Erscheinungsformen des Planetarischen Nebels, in einer Skizzenfolge festgehalten Bevor ich also in einem zweiten Anlauf den Versuch machte, Phänomene am Nebel möglichst unzensiert und uneingeeb-
Anzeige
76
Deep-Sky
net auf eine vermeintlich feste Konstanz hin zu beobachten, hielt ich zunächst das glatte Gegenteil des neu Erstrebten fest: Nämlich den ersten Eindruck, der sich ohne jede beobachterische Mühe und in quasi unbewusster, selbstverständlicher, blitzschneller Abstraktion von allem Abweichenden und Flüchtigen ergibt (Abb. 2, erste Skizze). Die Zeichnung gibt eine helle Nebelscheibe mit dunklerem Innenbereich wieder. Der Nordrand des Ovals erscheint schwach und diffus auslaufend. Von einem Zentralstern gibt es natürlich keine Spur, ebenso wenig von irgendwelchen Einzelheiten wie ausgeprägten Fahnen, Bögen oder Knoten. Dieser festgehaltene erste Eindruck hat einen großen Vorteil: Er weicht nur unwesentlich ab von anderen veröffentlichten Zeichnungen und Beschreibungen, er ist so gut wie unangreifbar und unkritisierbar. Ich als Zeichner kann mich sicher fühlen.
Und nun beginnt also das Wagnis: Ein je verschiedenes Erscheinungsbild des Nebels festzuhalten, und dabei mal methodisch auf das Ziel einer festen, eingeebneten Konstanz ganz zu verzichten. Nicht ein einziges, schnell erreichtes, festes Bild zum Vorzeigen ist das angestrebte Ergebnis, sondern verschiedene Bilder, die das Objekt visuell in verschiedenen Momenten bietet. Für diese verschiedenen Bilder fertigte ich jeweils eine neue, aus praktischen Gründen immer noch klein bemessene Skizze an. In einem Zeitraum von etwa dreißig Minuten hielt ich elf verschiedene Erscheinungsformen des Objektes fest (Abb. 2 und 3). Beim Beobachten setzte ich natürlich die Methode des indirekten Sehens ein und beschränkte mich dabei in meiner Aufmerksamkeit auch auf Teilbereiche des Nebels. Das erste von einem Durchschnitt abweichende Detail war ein heller Knoten im nordwestlichen Bereich des helleren Außenringes (Abb. 2, Skizze Nr. 2). Der Knoten blitzte beim wiederholten Nachprüfen immer wieder ortskonstant heraus, er taucht auch in weiteren Skizzen wieder auf und ist also wohl keine flüchtige Augenillusion, sondern etwas im Nebel selber. In einer zweiten Erscheinungsform zeigten sich im östlichen Bereich Zungen, die in den Innenbereich hinein ausliefen. Es würde zu weit führen, nun jede einzelne Erscheinungsform hier genauer zu
VdS-Journal Nr. 38
beschreiben. Kurzbeschreibungen sind auf den Skizzen selber eingetragen. Ich habe auch Formen festgehalten, die für das Auge verwirrend wirkten. So zeigen die Skizze Nr. 4 und Nr. 8 ein Chaos von Knoten und Zungen, wo die Aufmerksamkeit nicht mehr entscheiden kann, was ist Illusion, was ist etwas Reales am Nebel? Auch diese chaotischen, verwirrenden Momente gehören zu den momentanen visuellen Erscheinungsformen des Nebels. Was mir auffiel: Je mehr ich mich auf ,,unzensierte", uneingeebnete Details mit der Gefahr des Chaos einließ, um so mehr reale Details schien der Nebel auch preiszugeben: So zeigt die Skizze Nr. 11, wie der anfängliche diffuse, flächige Lichtknoten von Nr. 2 nun in weitere Lichtknoten aufgelöst wird.
Bei der Einschätzung dieser Skizzenfolge ist klar: Eine neu angefertigte Skizzenfolge würde etwas anders ausfallen und bei einem anderen Beobachter würde sie auch wieder anders aussehen. Trotzdem würden sich in der Reihe der Erscheinungsformen immer wieder übereinstimmende, ortskonstante Phänomene zeigen, wie Lichtknoten, Zungen oder dunkle Höhlungen. Gewiss, die genauere Formung dieser Details würde immer noch variieren. Aber dass sie überhaupt reale Phänomene am Nebel sind, das könnte mit der Zeit und nach wiederholter Prüfung nicht mehr bezweifelt werden.
Fazit und Ausblick Was in diesem Aufsatz vorgetragen und gezeigt wird, ist immer so gemeint, dass es in eigener Erfahrung erprobt werden soll. Als Objekt dafür taugt jeder kleinere und helle Planetarische Nebel. Man versuche selber eine Feldzeichnung und mache sich dabei mögliche Nachteile oder Abstraktionsprozesse klar. Man prüfe das Objekt mit höherer Vergrößerung: Wirkt es unruhig, veränderlich, tauchen zunächst unfassbar erscheinende Variationen oder Details auf? Solche Bemerkungen sind dann der Ausgangspunkt für weitere Versuche, mehr als den kleinsten gemeinsamen Nenner des Objekts zu beobachten und zu zeichnen. Für den Anfang genügt außer einer Feldzeichnung der Versuch nur mal eine solche besondere Erscheinungsform durch wiederholtes Beobachten zu prüfen (z.
B. einen Lichtknoten auf Ortskonstanz hin) und sie dann in einer gesonderten Zeichnung festzuhalten.
Dabei gilt meiner Meinung nach zu berücksichtigen, dass Menschen sich hinsichtlich ihrer Augen und der mit ihnen verbundenen seelischen Aufmerksamkeit ganz erheblich voneinander unterscheiden. Neben einer unersetzlichen Begabung spielen die Übung und Fertigkeit im Sehen und im Zeichnen eine enorme Rolle beim Erfassen von Details. Dies nachzuweisen wäre allerdings ein eigenes Aufsatzthema. In meinem Fall kam ich erst nach einigen Jahren Übung in fast jeder klaren Nacht dazu, über einen eingeebneten, allgemeinen Durchschnitt und relativ schematische Formen beim Erfassen und Zeichnen der Objekte hinauszukommen.
Wie die verschiedenen Erscheinungsformen nun zu einer neuen und natürlich viel größeren Gesamtzeichnung von NGC 6818 zusammengesetzt werden können, ohne dabei bloß subjektiven Illusionen oder chaotischen Eindrücken zu verfallen, wird Thema des zweiten Teils sein. Dabei sollen auch noch die Zeichnungen meiner beiden Mitbeobachter vorgestellt und verglichen werden.
Literaturhinweise [1] E.C. Graff, 2010: Zeichnung
veröffentlicht auf der Internetseite: Cloudy Nights Telescope Reviews, Sketching am 12. 9. 2010: http://www.cloudynights.com/ ubbthreads/showflat.php/Cat/0/ Number/4042005/page/8/view/collapsed/sb/5/o/all/fpart/1
Deep-Sky 77
Die beiden offenen Sternhaufen NGC 7261 und NGC 7235 im Sternbild Cepheus
von Hartmut Meske
- Teil 1 -
Als ich das Journal für Astronomie der VdS Nr. 34 durchsah, stieß ich auf den Artikel von Daniel Spitzer und Johannes Schilling, der aufforderte, die beiden offenen Sternhaufen zu beobachten. Dieses visuelle Projekt interessierte mich sofort. Mein Beobachtungsplatz gibt nur den Nordosthimmel frei. Diese beiden Objekte im Sternenbild Cepheus waren von meinem Beobachtungsplatz wunderbar zu sehen. Sie befanden sich zur Beobachtungszeit September/Oktober fast in Zenitnähe, sodass gute Sichtungsbedingungen trotz der Stadtrandnähe möglich waren. NGC 7235 ist 7,7 mag hell und mit 4 Bogenminuten doch recht klein. Die Entfernung von NGC 7235 ist nicht genau bekannt. In der Publikation von W. Becker, der die Beobachtung 1963 am 122-cm-Reflektor der Sternwarte Universität Padua in Asiago durchführte, beschreibt die Entfernung des Sternhaufens zwischen 3.030 und 4.085 pc. Genauere Entfernungsbestimmungen konnte ich im Internet nicht finden. Der offene Sternhaufen NGC 7261, der mit 6 Bogenminuten und einer Helligkeit von 8,4 mag, wird in [1] auf etwa 1.681 pc angegeben.
Ob die Entfernungsbestimmungen durch neuzeitliche Beobachtungen noch Bestand haben, ist mir nicht bekannt.
NGC 7235 Ich beobachtete mit meinem selbstgebauten 150 mm / 1.000 mm Newton. Zunächst versuchte ich NGC 7235 einzustellen. Ich musste feststellen, dass NGC 7235, der im Bereich der Milchstraße liegt, schwierig zu entdecken war. Ich habe die Suche nach dem offenen Sternhaufen ohne Wissen, wie der Haufen aussieht, durchgeführt. Die Position wurde im Journal für Astronomie gut angegeben. Er sollte eigentlich leicht zu finden sein. Erst nach mehreren Beobachtungsnächten war ich mir einigermaßen sicher, eine Sternenkonstellation als offenen Sternenhaufen zu bewerten. Ich beobachtete bei 100-facher Vergrößerung und zeichnete den Sternhaufen (Abb. 1). Im zweiten Schritt suchte ich nach Zeichnungen und wurde auf der Internetseite von Daniel Restemeier (www. astro-visuell.de) fündig. Durch Vergleich konnte ich feststellen, dass ich das Objekt NGC 7235 im Okular hatte. Mit dem Einsatz eines Weitwinkelokulars bei 69-fa-
cher Vergrößerung wurde er als Haufen im Sternfeld ganz gut gesehen. Aufgefallen ist mir, dass sich im NGC 7235 ein deutlich rötlicher Stern befindet (die Farbe ist nur fotografisch zu sehen). Die Frage stellt sich, ob dieser rötliche Stern zu dem Sternhaufen gehört, da die anderen Sterne des Haufens etwa alle gleiche Farbklassifikationen haben.
NGC 7261 Mit dem Sternhaufen bin ich genauso verfahren wie bei der Beobachtung von NGC 7235. Ich wollte den Sternhaufen auch ohne Vorkenntnisse sehen, somit machte ich mich mit der Position des Haufens auf einer Sternkarte vertraut. Ich hatte auch bei diesem Sternhaufen Probleme, ihn auf Anhieb zu finden. Der Sternhaufen befindet sich ebenso in einem Arm der Milchstraße. NGC 7261 besitzt allerdings 6 Bogenminutendurchmesser, ist aber mit 8,4 mag lichtschwächer als sein ersterer Vertreter. In dem Gebiet, wo sich das Zielobjekt befinden sollte, gab es einige Sternkonstellationen, denen ich auf dem Leim ging. Da ich auch hier die Form des Sternhaufens nicht kannte, zeichnete ich zunächst Sternkonstellationen und
1 NGC 7235 - Zeichnung von Hartmut Meske
2 NGC 7261 - Zeichnung von Hartmut Meske
VdS-Journal Nr. 38
78
Geschichte
verglich sie dann mit einer Sternkarte. Ich musste feststellen, dass ich daneben lag. Auch in den zwei weiteren Nächten war es mir nicht möglich, den Sternhaufen sicher zu identifizieren. Ich nutzte ein Sternkartenblatt, um den Sternhaufen zu lokalisieren. Es gelang mir in der vierten Nacht, ihn sicher zu orten. Er ist weniger auffällig als NGC 7235, da er aus nur wenigen helleren Sternen besteht. Beobachtet wurde mit 100-facher Vergrößerung und mit dem Weitwinkelokular bei 59-facher Vergrößerung (Abb. 2). Interessant ist, dass in etwa 10 bis 15 Bogenminuten in südöstlicher Richtung eine Sternkette steht, die zielgenau auf
den Sternhaufen weist. Ich habe auch bei diesem Sternhaufen versucht, über das Internet mehr Hintergrundinformationen zu bekommen, konnte aber keine Seite finden, die tiefer gehende Informationen lieferte. Auf einer interessanten Internetseite (www.wikisky.org) sind auf einer Fotografie die beiden offenen Sternhaufen zu finden. Auf dieser ist zu sehen, dass der Sternhaufen umgeben ist von deutlich schwächeren Sternen, die sich zu einer Seite hin konzentrieren. Visuell unter dem Stadtrandhimmel sind diese Sterne durch mich nicht zu entdecken gewesen.
Das Projekt fand ich super. Auf die Zeichnungen anderer Beobachter bin ich sehr gespannt, da ich sicher bin, dass unter besseren Bedingungen deutlich mehr Sterne in den Haufen zu erkennen sind. Anmerken will ich noch, dass die Zeichnungen meine ersten waren.
Quellenhinweise: [1] www.univie.ac.at [2] W. Becker, 1965: ,,Die Entfernung
des galaktischen Sternhaufens NGC 7235"
Über die Größe des Ptolemäischen Weltsystems im Vergleich zum Kopernikanischen Planetensystem
von Arnold Oberschelp
Die Größenangaben von Ptolemäus und Kopernikus Claudius Ptolemäus (erste Hälfte 2. Jhdt. nach Chr.) gab den Radius seines geozentrischen Weltsystems mit 20.000 Erdradien (er) an. Allerdings ist diese Zuschreibung in älteren Büchern zur Geschichte der Astronomie nicht zu finden. Vor 50
Jahren wusste man noch nicht, von wem diese Angabe stammt.
Nach Ptolemäus beträgt die mittlere Entfernung der Sonne von der Erde 1.210 er. Die größte Entfernung der Sonne ist zugleich die kleinste des Mars, die größte Entfernung des Mars die kleinste des Ju-
piter und die größte Entfernung des Jupiter die kleinste des Saturn. Die Werte für die kleinsten, mittleren und größten Entfernungen von Mars, Jupiter und Saturn sind in der Tabelle 1 gegeben. Für die Entfernung zur abschließenden Sphäre der Fixsterne wurde der letzte Wert auf 20.000 er gerundet [1] (s. a. [2], [3]).
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Die 8. FG-Tagung findet vom 28.-30. Oktober 2011 in Nürnberg statt. Anmeldungen zur Teilnahme bzw. für Vorträge bitte an mich. Weitere Informationen finden Sie auf unserer Internetseite (s.u.) sowie im nächsten Heft. Diesmal gibt es zwei Beiträge. Zunächst berichtet Prof. Dr. Arnold Oberschelp ,,Über die Größe des Ptolemäischen Weltsystems im Vergleich zum Kopernikanischen Planetensystem". Dies ist eine Zusammenfassung
seines auf der FG-Tagung im Hamburg (2010) gehaltenen Vortrags. Desweiteren finden Sie meine Rezension über die wunderbare Neuauflage der ,,Uranometria" von Johannes Bayer, dem bedeutenden Himmelsatlas von 1603. Viel Spaß beim Lesen - und versorgen Sie mich weiter mit interessanten Beiträgen! Informationen zur Fachgruppe finden Sie wie gewohnt auf unserer Webseite: http://geschichte.fg-vds.de.
VdS-Journal Nr. 38
Die Sonnenentfernung, gemessen in Erdradien, wurde allerdings bis ins 17. Jahrhundert hinein stark unterschätzt. Die Einheit er (Erdradien) ist deshalb für die Angabe kosmischer Entfernungen jenseits des Mondes eher verwirrend. Man erhält Angaben, die uns heute mehr sagen, wenn man die mittlere Sonnenentfernung als Einheit nimmt, also die Zahlenwerte durch 1.210 dividiert. Die Angabe in Astronomischen Einheiten (au) steht in der letzten Zeile der Tabelle. In Wirklichkeit ist aber das Planetensystem bis zum Saturn nicht so groß. Bereits um 1510 gab Kopernikus (14731543) - was vielleicht weniger bekannt ist - in einem handschriftlichen Abriss (,,Commentariolus" [4]) des heliozentrischen Systems die relativen Ausmaße des heliozentrischen Planetensystems an.
Geschichte
79
Er benutzte als Maßstab den fünfundzwanzigsten Teil des Erdbahnradius. Das nahm er damals als Exzentrizität der Erdbahn an. Die mittleren Entfernungen von der Sonne gab er in dieser Einheit wie folgt an: Merkur: 25:18, Venus: 9 2/5, Mars: 38, Jupiter: 130 5/12, Saturn: 230 1/6. Wir teilen die Werte durch 25, d. h. wir rechnen auf mittlere Sonnenentfernung um und geben auch die modernen Werte an (Tab. 2).
Die Werte von Kopernikus sind erstaunlich gut. Es stellt sich die Frage, wie er dazu gekommen sein könnte. Wir wollen darlegen, dass es einen durchaus engen Zusammenhang beider Weltsysteme gibt, der die Werte liefert.
Zum Ptolemäischen System Die Daten in Tabelle 1 sind keineswegs Phantasiewerte, vielmehr beruhen sie auf Messungen und auf einer klaren Theorie. Ptolemäus hat in seinem ,,Almagest" [5] das antike Wissen über Astronomie (weitgehend) zusammengefasst. Zur Erläuterung der im Übrigen wohlbekannten Epizykeltheorie der Planetenbewegungen bringen wir ein schematisches Bild einer Planetensphäre (Abb. 1).
Jeder der fünf Planeten bewegt sich im Ptolemäischen System in einer eigenen Sphäre. Das ist eine von zwei konzentrischen Kugelschalen um das Zentrum Z begrenzte Hohlkugel. Im Zentrum Z denke man sich die Erde (genau genommen ist Z das Zentrum der Sonnenbahn und die Erde wegen der Exzentrizität der Sonnenbahn etwas davon entfernt). Der Planet P sitzt auf dem Rand eines kleinen Kreises, dem Epizykel (Aufkreis). Der Mittelpunkt ME des Epizykels sitzt auf einem großen Kreis um das Zentrum, dem Deferenten (Trägerkreis, auch ,,Exzenter" genannt). Sein Mittelpunkt MD stimmt nicht mit dem Zentrum Z überein. Die Gerade durch Z und MD schneidet den äußeren Sphärenrand im Apogäum Ag (Erdferne) und den inneren Sphärenrand in Perigäum Pg (Erdnähe). Das Ganze spielt sich ungefähr in der Ebene der Ekliptik (der Sonnenbahn) ab. Epizykel und Deferent drehen sich rechtläufig (von Norden her gesehen gegen den Uhrzeigersinn). Der Epizykel dreht sich schneller als der Deferent. Dadurch entsteht, wenn der Planet zwischen Erde und Epizykelmittelpunkt durchläuft (wie in der oberen
1
Planetensphäre
dargestellten Position des Epizykels) die beobachtete Rückläufigkeit. Bei Merkur und Venus drehen sich die Deferenten in einem Jahr und die Richtung von der Erde zum Epizykelmittelpunkt zeigt immer auf die Sonne. Bei Mars, Jupiter und Saturn drehen sich die Epizykel in einem Jahr und die Richtung von Epizykelmittelpunkt zum Planeten ist immer parallel zur Richtung von der Erde zur Sonne.
Der Abstand des inneren bzw. äußeren Randes der Sphäre vom Zentrum Z werde mit bzw. bezeichnet, d sei der Radius des Deferenten, r der Radius des Epizykels, e die lineare Exzentrizität, d. i. die Entfernung von Z und MD. Man liest aus der Figur (Abb. 1) ab:
Wir benötigen die relative Dicke der Sphäre, d. h. das Verhältnis der Entfernung des Außenrandes der Sphäre vom Zentrum zur Entfernung des Innenrandes vom Zentrum:
Es ist nicht möglich, die Längenwerte d, e und r allein aus Beobachtungen der Örter des Planeten von der Erde aus zu bestimmen. Doch ist das bei den Verhältnissen e/d und r/d möglich. e/d ist die numerische Exzentrizität (gewöhnlich mit bezeichnet). Sie äußert sich in den Ungleichmäßigkeiten des Umlaufs des Deferenten und wird daraus bestimmt. r/d ist der relative Epizykelradius, d. h. das Verhältnis vom Epizykelradius zum Deferentenradius. Dieser äußert sich in den Abweichungen des Planeten von der Richtung zum Epizykelmittelpunkt und wird daraus bestimmt. Ptolemäus führt im ,,Almagest" die Herleitung dieser Parameter seines Systems aus eigenen und früheren Beobachtungen vor (s. a. [2]).
Ptolemäus nimmt den Radius der Deferenten im ,,Almagest" stets mit 60 Einheiten an, wobei die absoluten Größen dieser Einheiten oder die Verhältnisse dieser Einheiten untereinander offen bleiben, und er gibt jeweils e und r in diesen Einheiten an. Beim Mars gibt er die Exzentrizität mit 6 Einheiten, beim Jupiter mit
Kleinste, mittlere und größte Entfernungen von der Erde (Ptolemäus)
Mars 1.260 er 5.040 er 1,041 au 4,165 au
Jupiter 8.820 er 11.504 er 7,289 au 9,507 au
Saturn
Fixsterne
14.187 er 17.026 er 19.865 er 20.000 er
11,725 au 14,071 au 16,417 au 16,529 au
Tabelle 1
VdS-Journal Nr. 38
80
Geschichte
Mittlere Entfernungen von der Sonne
Merkur Venus
Erde Mars
Jupiter
Kopernikus 0,376 au 0,720 au 1 au 1,524 au 5,204 au
(um 1510)
modern
0,387 au 0,723 au 1 au 1,524 au 5,204 au
Saturn 9,207 au
9,582 au
Tabelle 2
Numerische Exzentrizitäten und relative Epizykelradien
Planet e/d r/d
Mars 0,10000 0,65833
Jupiter 0,04583 0,19167
Saturn 0,05694 0,10833
Tabelle 3
Relative Dicke der Sphären
Planet Mars Jupiter Saturn 7,27575 1.62295 1,39598
Tabelle 4
Tabelle 5
1.260 er 1,041 au
Kleinste, mittlere und größte Entfernungen von der Erde (Ptolemäus)
Mars 5.213 er 4,308 au
9.165 er 7,574 au
Jupiter 12.019 er 9,933 au
14.873 er 12,292 au
Saturn 17.818 er 20.764 er 14,726 au 17,160 au
2 45/60 Einheiten und beim Saturn mit 3 25/60 Einheiten an. Die Epizykelradien gib er für den Mars mit 39 30/60 Einheiten, für den Jupiter mit 11 30/60 Einheiten und für den Saturn mit 6 30/60 Einheiten. Wir teilen die Werte durch 60 und erhalten Tabelle 3. Mit weiteren (hier nicht genannten) Bahnelementen lassen sich die von der Erde aus beobachtbaren scheinbaren Bewegungen der Planeten mit guter Genauigkeit berechnen.
Über die Reihenfolge der Planeten, von der Erde aus gerechnet, ist damit noch nichts gesagt. Ptolemäus wählte die Reihenfolge Mond, Merkur, Venus, Sonne, Mars, Jupiter, Saturn, die bis zur Ablösung des geozentrischen Systems akzeptiert war. Mit der Formel über die relativen Sphärendicken ergibt sich aus den Werten aus Tabelle 3 die Tabelle 4.
Um die Abstände festzulegen, nahm Ptolemäus an, dass die Sphären ineinander geschachtelt sind und lückenlos aneinander anschließen wie die Schalen einer Zwiebel. Das Prinzip der geschachtelten Sphären war physikalisch begründet. Man glaubte, in der Natur dürfe es keine Leerräume geben. Deshalb setzte Ptolemäus den äußeren Rand einer Sphäre mit dem inneren Rand der nächstfolgenden Sphäre gleich. Mit den relativen Sphärendicken konnte er dann die Ausmaße seines Weltsystems angeben. Dieses ist in seinem Werk ,,Hypothesen über die Planeten" enthalten [1]. Da es uns auf die Gesamtausmaße ankommt, betrachten wir nur die äußeren Planeten Mars, Jupiter und Saturn. Wir benutzen die Tabel-
VdS-Journal Nr. 38
le 4 und nehmen als Maßstab die mittlere Sonnenentfernung. Die größte Sonnenentfernung und zugleich die Entfernung des inneren Randes der Marssphäre sei 1,041 au. Multipliziert mit der relativen Sphärendicke des Mars ergibt das die größte Marsentfernung, diese multipliziert mit der relativen Sphärendicke des Jupiter ergibt die größte Jupiterentfernung, diese multipliziert mit der relativen Sphärendicke des Saturn ergibt die größte Saturnentfernung. Die mittleren Entfernungen liegen jeweils genau zwischen diesen Extremen. Somit erhalten wir mit den relativen Sphärendicken von Tabelle 4 in zwingender Weise die Entfernungstabelle 5, in der wir die Entfernungen (wie in Tabelle 1) auch zusätzlich in ,,Erdradien" angeben (dabei ist 1 er = 1/1210 au). Damit haben wir die Größe des Ptolemäischen Universums aus seinen Daten berechnet (siehe auch [6]).
Jedoch stimmt diese neue Tabelle mit der anfangs gegebenen Tabelle 1, die Ptolemäus selbst angegeben hat, nur ,,einigermaßen" überein. Die Diskrepanz erklärt sich dadurch, dass die Werte verschiedenen Ptolemäischen Quellen entstammen. Die Tabelle 5 benutzt das Prinzip der geschachtelten Sphären, aber alle Daten entstammen dem ,,Almagest". Dort geht es Ptolemäus um die möglichst genaue Bestimmung der Parameter, die nötig sind, um die Positionen der Wandelsterne relativ zu den Fixsternen zu berechnen. Das spricht dafür, dass die Daten gut sind und die Ausmaße seines Systems eigentlich am besten in der Tabelle 5 wiedergegeben sind.
Das Prinzip der geschachtelten Sphären und die Entfernungen der Planeten kommen allerdings im ,,Almagest" nicht vor. Diese werden in den ,,Hypothesen über die Planeten" eingeführt, wobei äußerste Genauigkeit nicht das Thema ist. Die relativen Dicken der Sphären werden dort für den Mars mit 7, für den Jupiter mit 37/23 und für den Saturn mit 7/5 angegeben, was von den Werten in der Tabelle 4 durchaus abweicht. Aber diese Werte für die relativen Sphärendicken sind es, die (zusammen mit dem Startwert 1.260 er bzw. 1,041 au für die kleinste Marsentfernung) genau zu den Abständen von Tabelle 1 führen.
Wir stellen die relativen Sphärendicken von Mars, Jupiter und Saturn nach beiden Quellen einander gegenüber, dazu auch ihr Produkt, das ja, zusammen mit dem gemeinsamen Startwert, für den Gesamtradius des Systems bis zum Saturn bestimmend ist.
Das Ptolemäische System ist gemäß ,,Almagest" also etwas größer als nach den ,,Hypothesen über die Planeten". Das können wir nur so hinnehmen.
Das astronomische Hauptwerk des Ptolemäus ist gut überliefert worden. Für den Titel ,,Mathematike Syntaxis" (Mathematische Zusammenstellung) wurde wegen der Bedeutung des Werkes auch ,,Megiste Syntaxis" (Größte Zusammenstellung) benutzt, arabisch ,,al-Madshisti", woraus ,,Almagest" wurde. Das Werk wurde vom Griechischen ins Arabische, vom Arabischen ins Lateinische und vom Grie-
Geschichte
81
2 Übergang vom geozentrischen zum heliozentrischen
System (innere Planeten)
3 Übergang vom geozentrischen zum heliozentrischen
System (äußere Planeten)
chischen ins Lateinische übersetzt. Eine Übersetzung vom Griechischen ins Deutsche ist von Manitius [7].
Die ,,Hypothesen über die Planeten" haben eine völlig andere Überlieferungsgeschichte. Im islamischen Kulturkreis waren beide Werke bekannt. Es entstanden auch eigenständige Werke über die (Ptolemäische) Astronomie mit etwas unterschiedlichen Entfernungstabellen (siehe [3]). Lateinische Übersetzungen solcher Werke aus dem Arabischen beeinflussten sehr das europäische Spätmittelalter, als das Interesse an der Astronomie wieder einsetzte. Das Prinzip der geschachtelten Sphären und Entfernungstabellen waren den astronomisch Gebildeten in Europa damals durchaus vertraut. Aber die Autorenschaft von Ptolemäus war nicht bekannt. In dem überlieferten griechischen Text der ,,Hypotheseis ton planomenon" (Hypothesen über die Planeten) des Ptolemäus fehlt nämlich der Teil, der sich mit genau diesen Themen befasst. Erst 1967 erschien (zusammen mit dem vollen arabischen Text) eine englische Übersetzung aus dem Arabischen dieses fehlenden Teils durch Bernard R. Goldstein [8] (siehe auch [2], [3]).
Übergang vom geozentrischen zum heliozentrischen System Kopernikus kannte das geozentrische Weltsystem sehr gut. Als er das heliozentrische Weltsystem durchdachte, müssen ihm die Zusammenhänge beider Systeme klar geworden sein. Insbesondere muss er den Zusammenhang zwischen den relativen Epizykelradien der Planeten und den Abständen von der Sonne (relativ zum Erdabstand) erkannt haben. Diesen Zu-
sammenhang wollen wir jetzt darlegen. Dabei vernachlässigen wir in den beiden obigen schematischen Bildern (Abb. 2 und 3) die Exzentrizitäten und setzen das Zentrum des Deferenten mit dem Zentralkörper Erde (geozentrisch) bzw. Sonne (heliozentrisch) gleich.
Im geozentrischen System (jeweils links) ist die Erde der Zentralkörper und jeder Planet bewegt sich auf seinem Epizykel, dessen Mittelpunkt sich auf dem Deferenten um die Erde bewegt. Im heliozentrischen System (jeweils rechts) ist die Sonne der Zentralkörper und der Epizykel wird zu einer Umlaufbahn um die Sonne gemacht. Die absoluten Größen sind dabei heliozentrisch ebenso unbestimmt wie geozentrisch. Doch das Größenverhältnis zwischen Epizykel und Deferenten, die Umlaufdauern und die Umlaufrichtungen bleiben unverändert. Bei Merkur und Venus wird der Epizykel Planetenbahn und der Deferent Erdbahn. Das Verhältnis vom Epizykelradius zum Deferentenradius ist hier somit dasselbe wie das Verhältnis vom Radius der Planetenbahn zum Erdbahnradius. Es wird ferner verständlich, warum sich der Deferent in genau einem Jahr dreht, denn dort läuft ja die Erde auf ihrer Bahn. Im geozentrischen System ist die Richtung von der Erde zum Epizykelmittelpunkt stets gleich der Richtung von der Erde zur Sonne. Das legt die Position der Erde im heliozentrischen System fest. Damit beide Systeme die Beobachtungen in gleicher Weise darstellen, muss die Blickrichtung von der Erde zum Planeten geozentrisch und heliozentrisch genau dieselbe sein. Das bestimmt die Position des Planeten im heliozentrischen System,
Bei Mars, Jupiter und Saturn wird der Deferent Planetenbahn und der Epizykel Erdbahn. Das Verhältnis vom Deferentenradius zum Epizykelradius ist hier somit dasselbe wie das Verhältnis vom Radius der Planetenbahn zum Erdbahnradius. Es wird so verständlich, warum sich der Epizykel in genau einem Jahr dreht, denn dort läuft ja die Erde auf ihrer Bahn. Im geozentrischen System ist die Richtung vom Epizykelmittelpunkt zum Planeten stets parallel zur Richtung von der Erde zur Sonne. Das legt die Position der Erde im heliozentrischen System fest. Damit beide Systeme die Beobachtungen in gleicher Weise darstellen, muss die Blickrichtung von der Erde zum Planeten geozentrisch und heliozentrisch genau dieselbe sein. Das bestimmt die Position des Planeten im heliozentrischen System.
Aus den Daten des geozentrischen Systems ergeben sich also unmittelbar die Daten für das heliozentrische System. Die Daten des Ptolemäus stammen allerdings aus dem zweiten Jahrhundert. Kopernikus sah, mehr als ein Jahrtausend später, für sein Hauptwerk die Notwendigkeit einer Überprüfung und Neubestimmung aller Parameter.
Um die relativen Ausmaße des geozentrischen Systems zu bestimmen, benötigt man, wie wir gesehen haben, zwei Annahmen, die sich nicht aus den Beobachtungen ableiten lassen: (a) Man muss die Reihenfolge der
Wandelsterne festlegen. (b) Man braucht das Prinzip der
geschachtelten Sphären. Beide Annahmen sind im heliozentrischen System nicht erforderlich. Man er-
VdS-Journal Nr. 38
82
Geschichte
4 Kopernikanisches und Ptolemäisches Planetensystem im gleichen Maßstab
Relative Sphärendicken und ihr Produkt
Quelle Almagest Hypothesen über die Planeten
Mars 7,27575 7,00000
Jupiter 1,62295 1,60870
Saturn 1,39598 1,40000
Produkt 16,48398 15,76526
Vergleich der Angaben bei Ptolemäus und Kopernikus
Ptolemäus r/d Ptolemäus d/r Kopernikus au
Merkur 0,375
Venus 0,719
0,376
0,720
Erde Mars
1,519
1
1,520
Jupiter Saturn
5,217 5,204
9,231 9,207
Tabellen 6 + 7
hält aus den gleichen Daten ohne Zusatzannahmen sowohl die Reihenfolge aller sechs Planeten als auch ihre relativen Entfernungen vom Zentralkörper Sonne. Die Erdbahn in ihrer Rolle als Deferent (bei Venus und Merkur) bzw. als Epizykel (bei Mars, Jupiter und Saturn) liefert eine Verbindung zwischen den Planeten, und der Erdbahnradius ist ein gemeinsames Maß, das es so bei Ptolemäus nicht gibt. Wir vergleichen die Angaben von Ptolemäus und Kopernikus. Die Tabelle 7 enthält die relativen Epizykelradien (für Merkur und Venus) und die reziproken relativen Epizykelradien (für Mars, Jupiter und Saturn) gemäß dem ,,Almagest" von Ptolemäus. In der letzten Zeile sind die von Kopernikus angegebenen Abstände (in au) aus der Tabelle 2 angegeben.
VdS-Journal Nr. 38
Die Übereinstimmung ist sehr gut. Man kann also feststellen, dass die wirklichen Ausmaße des heliozentrischen Planetensystems (gemessen in Sonnenweiten) bereits in den geozentrischen Daten des ,,Almagest" enthalten sind. Es fehlte nur die heliozentrische Interpretation. Die lieferte Kopernikus.
Kopernikanisches und Ptolemäisches System im gleichen Maßstab Abschließend veranschaulichen wir die Ausmaße der beiden Weltsysteme (ohne die Fixsterne) durch ein maßstäbliches Bild (Abb. 4).
Das Zentrum ist mit Sonne (heliozentrisch) bzw. Erde (geozentrisch) gleichgesetzt, weil sich die Exzentrizitäten von
Erdbahn (heliozentrisch) bzw. Sonnenbahn (geozentrisch) hier gar nicht maßstäblich darstellen lassen. Ferner sind Mond, Merkur und Venus weggelassen, und es wird alles in die Ebene der Ekliptik projiziert. Im heliozentrischen Bild sind die Planetenbahnen als konzentrische Kreise mit der Sonne als Mittelpunkt und mit den Kopernikanischen mittleren Entfernungen von der Sonne gezeichnet. Im geozentrischen Bild sind die Ausmaße aus den Tabellen 3, 5 berechnet. Die Deferenten sind jeweils samt Epizykel vom Mittelpunkt aus in Richtung der (damaligen) Apogäen verschoben (Mars: Krebs 16 Grad 40', Jupiter: Jungfrau 2 Grad 9', Saturn: Skorpion 14 Grad 10'. Die Epizykel sind in der Position gezeigt), in der sie den äußeren Rand ihrer Sphäre im Apogäum berühren.
Literaturhinweise: [1] Claudius Ptolemäus: ,,Hypothesen
über die Planeten", Buch 1, Teil 2, englische Übersetzung aus dem Arabischen in [8] [2] James Evans, 1998: "The History and Practice of Ancient Astronomy", Oxford UP [3] Albert van Helden: "Measuring the Universe", University of Chicago Press [4] Nicolaus Copernicus: aus "Commentariolus", undatierte Handschrift, zuerst gedruckt 1878, siehe [9] [5] Claudius Ptolemäus: ,,Almagest", deutsche Übersetzung in [7] [6] Arnold Oberschelp, 2010: ,,Über die Größe des ptolemäischen Weltsystems. Eine Studie, veranlasst durch zwei Bilder bei Johannes Kepler", Acta Hist. Astron. 40 [7] Karl Manitius, 1912/13: ,,Des Claudius Ptolemäus Handbuch der Astronomie", Teubner, Leipzig 1912 (Band 1), 1913 (Band 2), Neuausgabe Leipzig 1963 [8] Bernard R. Goldstein, 1967: "The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses", Amer. Philos. Society Transactions 57, Part 4, enthält [1] [9] Edward Rosen, 1939: "Three Copernican Treatises", Columbia UP, Nachdruck Dover Publications, enthält [4]
Geschichte
83
Rezension
Johannes Bayer, Uranometria 1603 plus Begleitband (Jürgen Hamel)
Kunstschätzeverlag, Gerchsheim 2010, Kartenband 112 S., 51 großformatige Karten, Begleitband 176 S., zahlreiche Abbildungen, ISBN: 978-3-934223-37-0; Preis zus. 178,- , Beispielseiten unter http://www.fzb-ateliers.com/verlag.html
Den meisten, die sich für Astronomie interessieren, dürfte Johannes Bayer vertraut sein - ohne es vielleicht zu ahnen. Denken Sie nur an Bezeichnungen wie Lyrae, Orionis oder Cephei. Sie stammen von Bayer: Ihm verdanken wir die griechischen Buchstaben für die Sequenz der hellsten Sterne eines Sternbilds. Er hat sie in seinem großartigen, im Jahr 1603 in Augsburg erschienen Sternatlas ,,Uranometria" auf 51 Tafeln verewigt. Hier wurde auch erstmals eine Gradnetzeinteilung des Himmels eingeführt (ekliptikale Koordinaten). Die Positionen der Sterne basieren auf den verlässlichen Daten Tycho Brahes. Der Bayer-Atlas ist auch berühmt durch die Darstellung der von Brahe im Jahr 1572 entdeckten Supernova in der Cassiopeia (Tafel 10). Bemerkenswert ist auch, dass die figürlichen Sternbilder durch die punktierte Darstellung gegenüber den Sternen zurückstehen - die Astronomie rückt also in den Vordergrund. Der betont sachliche Himmelsatlas von Bayer lieferte damit ein wichtiges Hilfsmittel für das nur 6 Jahre später erfundene Fernrohr.
Das bedeutende historische Werk war, wenn überhaupt, nur antiquarisch und für sehr viel Geld zu bekommen (allerdings stehen die einzelnen Tafeln seit geraumer Zeit im Internet zur Verfügung). Dem Kunstschätzverlag ist es zu verdanken, dass nun eine prächtige Neuauflage erhältlich ist. Sie ist eine Reproduktion der Ausgabe von 1648 (aus dem Bestand der UB Heidelberg). Der Kartenband misst stattliche 46 cm x 35 cm - ein großer Tisch sollte also zur Verfügung stehen. Die 51 schwarz-weißen Himmelskarten sind auf dickem, grobem Papier gedruckt. Das erstaunt zunächst, gibt aber das interessante Gefühl, hier etwas ,,altes" und wertvolles in Händen zu halten. Die Tafeln befinden sich auf der rechten Buchseite und enthalten alle Details der Ausgabe von 1648 (z. B. handschriftliche Notizen auf Tafel 2 mit dem Sternbild Ursa Major). Die linke Seite zeigt die Original-Tabellen und Erläuterungen Bayers aus der Erstausgabe von 1603 (in lateinischer Sprache).
Dem überzeugenden Kartenband steht das von Jürgen Hamel verfasste Begleitbuch in nichts nach. Auf 178 Seiten erläutert der bekannte Astronomiehistoriker die Bedeutung und Gestaltung der Uranometria (mit Übersetzung der Texte Bayers), die Umstände ihrer Entstehung, die früheren und nachfolgenden Himmelsatlanten und vieles mehr. Das mit zahlreichen schwarz-weiß-Bildern ausgestattete Buch im A4-Format ist für alle, die sich für Astronomie- und Kunstgeschichte interessieren eine wahre Fundgrube.
Zugegeben, 178,- Euro sind eine Menge Geld für das Duo. Man kann zwar Atlas und Begleitbuch einzeln kaufen (für 158,- bzw. 48,- ), das macht aber weder finanziell noch inhaltlich Sinn. Angesichts der Qualität und Individualität des Produkts ist der Gesamtpreis angemessen. Man erhält im wahrsten Sinne des Wortes ein historisches ,,Schwergewicht", das einen Sonderplatz in jeder Sammlung verdient.
Dr. Wolfgang Steinicke
VdS-Journal Nr. 38
84
Jugendarbeit
Auswertung von astronomischen Bildern mit THELI
von Daniel Rahner, Daniel Gunzel, Mareike Wegemann und Florian Trost
Im Rahmen der Astrofotografie-AG des ASL 2010 befassten wir uns mit der Bildbearbeitung von astronomischen Aufnahmen. Dazu arbeiteten wir mit dem Programm THELI. Im Folgenden möchten wir dieses Programm näher vorstellen.
THELI ist eine umfangreiche Zusammenstellung von Softwarepaketen, welche die Auswertung bzw. die Datenreduktion von astronomischen Bildern unter Linux ermöglicht. THELI besteht im Wesentlichen aus drei Teilen: Über eine grafische Benutzeroberfläche werden die Skripte aufgerufen, die den dritten Teil steuern, nämlich die umfangreiche Ansammlung von C/C++-Programmen. Während die aufgerufenen Programme meist von Drittautoren kommen, wurde die grafische Benutzeroberfläche von deutschen Astrophysikern entwickelt. Hauptsächlich wird die Software von professionellen Astronomen und Astrophysikern benutzt, findet aber in letzter Zeit eine wachsende Beliebtheit bei Amateurastronomen [1]. Dies rührt daher, dass die verwendeten Programmpakete, welche
die Datenreduktion durchführen, eine wissenschaftlich korrekte Reduktion der astronomischen Bilddaten ermöglichen. Zur Bearbeitung einer Aufnahme werden folgende Rohdaten benötigt: DarkFrames, Flat-Frames und BIAS, sowie die Light-Frames des jeweiligen Objektes.
Die Bearbeitung von Bildern in THELI erfolgt in sieben Schritten: 1. Der erste Schritt wird mit ,,Initialise" bezeichnet (Abb. 1). Hier werden grundlegende Einstellungen vorgenommen wie etwa die Festlegung der Pfade zu den Daten und die Wahl des Kameratyps. Um die Bearbeitung der Bilder durchzuführen, benötigt THELI die Bilddaten im standardisierten FITS-Format. Während des zweiten Schritts, der ,,Preparation", werden die Rohdaten so angepasst, dass THELI damit umgehen kann. Falls die Daten in einem RAW-Format vorliegen, werden diese in FITS-Dateien umgewandelt.
2. Der nächste Schritt wird ,,Calibration" genannt und beinhaltet die Erstellung
der Master-Frames von Darks, Flats und BIAS, also die Kombination der jeweiligen Frames. Diese Master-Frames werden auf die Lights angewendet. Als erstes wird das Master-Dark von jedem LightFrame subtrahiert, im Anschluss wird jedes Light durch das Master-Flat dividiert. Bei monochromen (schwarz-weißen) Kameras muss dieser Schritt für jeden Farbkanal einzeln durchgeführt werden. Bei Farbbildern, die mit einem Chip mit Bayer-Matrix gewonnen wurden, werden im Calibration-Schritt die Bilder in die jeweiligen Farbkanäle aufgespalten, so dass man nach diesem Schritt von jedem Bild die drei Farbkanäle rot, grün und blau als einzelnes Bild vorliegen hat.
3. Der nächste Schritt ist das sogenannte ,,Weighting". Hierbei wird jedes Pixel hinsichtlich der Qualität seines Informationsgehaltes beurteilt. Dies hat zur Folge, dass im ,,Coaddition"-Schritt, also in dem Schritt, in dem alle Bilder aufaddiert werden, jedes Pixel unterschiedlich gewichtet wird. In diesem Schritt können auch Flugzeug- und Satellitenspuren herausgerechnet werden.
1 Screenshot aus THELI beim Schritt ,,Initialise"
VdS-Journal Nr. 38
4. Im nächsten Schritt, der ,,Astrometry and Photometry" genannt wird, werden die Bilder zueinander ausgerichtet. Hierfür werden zwei Verfahren geboten. Wie jedes andere astronomische Bildbearbeitungsprogramm kann THELI die Bilder auf ein Referenzbild registrieren, wobei Verschiebungen und Verdrehungen der einzelnen Bilder zueinander berechnet werden. THELI bietet aber auch noch eine aufwändigere Methode: Es müssen die ungefähren Koordinaten der Bildmitte angegeben werden. Im Anschluss daran erstellt THELI für jedes Einzelbild einen Objektkatalog, in dem die gesamten Sterne und andere Objekte verzeichnet werden. Diese Objektkataloge werden mit einem aus dem Internet geladenen Referenzkatalog abgeglichen. Daraus berechnet THELI eine Abbildungsvorschrift, die Objekte werden also auf den realen Himmelskatalog projiziert. Dabei werden
Anzeige
2 Screenshot aus THELI beim Schritt ,,Create Colour-Picture"
Rotationen, Verzerrungen, Verschiebungen und Spiegelungen berücksichtigt. Die Berücksichtigung von Verzerrungen ist bei der Erstellung von Mosaik-Bildern sehr hilfreich, da die sich überlappenden Bildteile zwangsläufig sauber aufeinander passen.
5. Den Schritt der ,,Coaddition" kann man in zwei Abschnitte unterteilen. Zunächst wird von jedem Einzelbild der Himmelshintergrund modelliert und subtrahiert. Dadurch werden Helligkeitsgradienten und Ähnliches korrigiert. Die Coaddition der Einzelbilder zu einem Summenbild muss je Farbkanal einzeln durchgeführt werden. Hierbei werden mit den vorher berechneten Verschiebungen die Bilder auf die Himmelskoordinaten ausgerichtet und zusammengesetzt. Nach der Coaddition liegen nun die Summenbilder der einzelnen Farbkanäle vor.
6. Nun kann eine Farbkalibrierung unter der Funktion ,,Create Colour-Picture" vorgenommen werden (Abb. 2). Hierzu wird wieder ein Referenzkatalog mit Farbinformationen aus dem Internet heruntergeladen, anhand dessen die einzelnen Farbkanäle entsprechend gewichtet werden.
7. Der letzte Schritt besteht darin, dass man die einzelnen gewichteten Farbkanalbilder als TIF-Dateien exportiert. Die Endbearbeitung erfolgt dann in Photoshop und beschränkt sich auf das Zusammensetzen der Farbkanäle zu einem RGB-Bild, das Anheben der Gradationskurve, das Erhöhen der Sättigung und das Anwenden einer leichten unscharfen Maske.
THELI zeichnet sich neben einem guten Kalibrierungsprozess der Rohdaten vor allem durch eine saubere Farbkalibrierung aus. Dies hat zur Folge, dass man bei der Endbearbeitung im Prinzip keine Farbregler mehr bemühen muss, um ein farblich stimmiges Bild zu erhalten. Zu nennen wäre auch noch, dass THELI ein Open-Source-Programm und daher für jeden erhältlich ist. Mittlerweile sind fertig konfigurierte Linux-Distributionen verfügbar, auf denen THELI sofort einsatzbereit ist und auch mit wenig Linux-Kenntnissen benutzt werden kann.
Quellenangaben: [1] Mischa Schirmer, 2010: Vortrag ,,Live-Demo einer Datenreduktion mit
THELI", BoHeTa am 23.10.2010
86
Kleine Planeten
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.
Der Kleinplanet (700) Auravictrix ist ca. 16 km groß und gehört zu den Asteroiden des Hauptgürtels. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war er ca. 171 Mio. km von der Erde entfernt und 13,6 mag hell.
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persön-
1 Kleinplanet (700) Auravictrix bei
M 20: Aufgenommen mit einem 18-ZollNewton bei f/4,5 und einer ST10 XME CCD-Kamera von Stefan Heutz und Wolfgang Ries. Der Kleinplanet hinterließ am unteren Bildrand eine farbige Spur in den Filterfarben Rot, Grün und Blau.
lichen 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 [2] unter http://astrofotografie. hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.
Das heutige Bild [1] zeigt die Begegnung des Kleinplaneten (700) Auravictrix und des Trifidnebels M 20. Der 2.660 Lichtjahre entfernte Trifidnebel wurde im Juni 1764 von Charles Messier entdeckt. Der Nebel gehört sicher zu den Highlights der Sommermilchstraße, obwohl er in unseren Breiten nicht sehr hoch über den Horizont steigt. Daher teilte ich die Belichtungszeit auf zwei Nächte, wobei (700) Auravictrix in der Nacht des 2. Juli 2010 seine Spur in den Filterfarben Rot, Grün und Blau am unteren Bildfeldrand hinterließ. Entdeckt wurde der Asteroid am 5. Juni 1910 vom deutschen Astronomen Joseph Helffrich in Heidelberg.
VdS-Journal Nr. 38
Datum
02.07.2011 10.07.2011 02.08.2011 06.08.2011 02.09.2011 22.09.2011
Eine Übersicht über kommende
Kosmische Begegnungen
Uhrzeit Kleinplanet
mv Objekt
Art
/mag
24:00 24:00 24:00 24:00 01:00 24:00
(1166) Sakuntala 12,4
(1100) Arnica
14,8
(1352) Wawel
14,8
(185) Eunike
11,7
(71096) 1999 XR136 15,7
(191) Kolga
12,7
M 18
OC
M 22
GC
M 72
GC
NGC 6741 PN
NGC 7619/26 Gx
NGC 7606 Gx
mv /mag
6,8 5,1 9,3 10,8 12,1 11,5
Abstand /arcmin
3 5 6 9 6 11
Abkürzungen: Oc = Offener Sternhaufen, GC = Galaktischer Kugelsternhaufen, PN = Planetarischer Nebel, Gx = Galaxie.
Kometen 87
begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie Helligkeit des Deep-SkyObjektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selber 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.
Quellenhinweise [1] Homepage: http://www.astro-koop.
de/m20_big.htm [2] Homepage: http://astrofotografie.
hohmann-edv.de/grundlagen/
596 Scheila: Ein Asteroid mit gespaltener Persönlichkeit.
von Uwe Pilz
Der Asteroid Scheila wurde am 12. Februar 1906 von Augst Kopff an der Sternwarte Heidelberg entdeckt. Kopff benannte den Kleinkörper übrigens nach einer seiner Studentinnen, mit der er befreundet war. Scheila ist ein Hauptgürtelasteroid und bewegt sich auf einer ganz normalen Bahn zwischen Mars und Jupiter. Die große Halbachse beträgt knapp 3 AE, Exzentrizität und Bahnneigung sind mäßig. Der Asteroid umläuft sie Sonne einmal in fünf Jahren. Über 100 Jahre war Scheila sternförmig, wie es
sich für einen Asteroiden schon dem Namen nach gehört. Am 11. Dezember 2010 wurde auf Bildern der Catalina-Himmelsüberwachung eine Koma entdeckt. Dank Internet verbreitete sich diese Nachricht rasch; die Entdeckung wurde von vielen Astronomen bestätigt. Auch die Helligkeit stieg merklich an, Scheila war zunächst eine Größenklasse heller. Andre Wulff und Stefan Karge aus unserer Fachgruppe konnten dieses Ereignis am 13. Dezember belegen (Abb. 1 und 2). Um die Weihnachtszeit herum hatte sich
die Wolke bereits weit vom Planetoiden entfernt und war gerade eben noch sichtbar, wie die Aufnahme von David Bender vom 26. Dezember zeigt (Abb. 3).
Kometenartige Ausbrüche von Asteroiden sind keine Seltenheit. Allerdings handelt es sich dabei meist um kometenhafte Körper, die aus der Oortschen Wolke in den inneren Bereich des Sonnensystems gelenkt wurden und weitgehend aus Eis bestehen. Meist gehören sie zur sog. Jupiterfamilie, durch den sie aus
1 596 Scheila am 13. Dezember 2010, 5:00-5:55 UT.
12-Zoll-SCT f/6,3, Belichtung 25 x 60 Sekunden auf SBIG ST-8 CCD-Kamera. Aufnahme von Andre Wulff. Für dieses Bild wurde das SATIN01/SATIN02-Teleskop und andere Einrichtungen der ,,Foundation Interactive Astronomy and Astrophysics" (http://www.stiftung-astronomie.de) benutzt. Der Projektleiter ist Dr. Dieter Husar, Hamburg, Deutschland.
2 596 Scheila am 13. Dezember 2010 um 23:53 UT.
35-cm-MNT f/3,8, Belichtung 4 x 90 Sekunden auf CCD(C)Kamera. Aufnahme von Stefan Karge.
VdS-Journal Nr. 38
88 Kometen
3 596 Scheila am 26. Dezember 2010 um 22:04 UT. 8-Zoll-Astrograph f/3,6,
Belichtung 4 x 300 Sekunden auf FLI-ML-8300-Kamera. Aufnahme von David Bender.
der Parabelbahn gelenkt wurden. Hauptgruppenasteroiden wie 596 Scheila sind jedoch mineralisch und seit Entstehung des Sonnensystems in dieser Region. Scheila ist jedoch hier etwas Besonderes. Er gehört zur seltenen Klasse der T-Typ-
Objekte, das sind dunkle mineralische Körper unbekannter, wahrscheinlich stark kohlenstoffhaltiger Zusammensetzung. Damit ist weitgehend ausgeschlossen, dass Scheila ein Komet ist, der sich auf eine Bahn im Hauptgürtel verirrt hat.
Bei den T-Typ-Asteroiden wird eine gewisse Aktivität nicht ausgeschlossen, belegt ist das jedoch nicht. Ein kometenartiger Ausbruch könnte aber auch auf den Einschlag eines kleineren Körpers zurückzuführen sein. Gemäß Berechnungen genügt dafür ein kleiner Asteroid von wenigen Metern Größe. Einschlag oder innere Aktivität - dies kann nicht eindeutig entschieden werden. Spektroskopische Untersuchungen deuten auf eine staubreiche Koma hin, das passt auf beides. Für einen intrinsischen Ausbruch spricht, dass der Asteroid im November einige Zehntel Größenklassen heller war als erwartet. Es liegen aber nur wenige Messwerte vor, so dass ein systematischer Fehler nicht völlig ausgeschlossen ist.
Die Verfolgung der Lichtkurven von Planetoiden bleibt ein wichtiges Arbeitsgebiet und wird sicher in den nächsten Jahren neue Erkenntnisse bringen. Ausbrüche von Asteroiden wurden schon einige Male beobachtet. In der Frühzeit der Astronomie, als solche Ereignisse fotografisch nicht belegt werden konnten, wurden derartige Beobachtungen oft als Irrtum angesehen. Ein prominentes Beispiel ist 1979 OW7, der nach seinen Ausbrüchen 1996 und 2002 zum periodischen Kometen 133P/Elst-Pizarro umklassifiziert wurde.
Treffen der Fachgruppe Kometen im November 2010
von Uwe Pilz
Vom 19. bis zum 21. November 2010 traf sich die Fachgruppe wieder in der Jugendherberge Bad Hersfeld. Die Anreise am Freitagabend ließ Zeit für interessante Gespräche, Schwelgen in Kometenerinnerungen und Pläneschmieden.
Zu Beginn des Vortragsprogramms am Samstagmorgen gab Uwe Pilz einen Überblick über die Arbeit der Fachgruppe im Jahr 2010. Der Fachgruppe gehören 77 Mitglieder an, das sind 3 mehr als ein Jahr zuvor. Im Zentrum der Arbeit stehen Vermessung und Fotografie von Kome-
VdS-Journal Nr. 38
ten. Die Fachgruppe möchte darüber hinaus anderen Sternfreuden unser Arbeitsgebiet näher bringen. Aus diesem Grund geben wir eine eigene Zeitschrift heraus, verfügen über einen oft aktualisierten Internetauftritt, berichten regelmäßig im VdS-Journal für Astronomie und geben Hinweise auf leicht beobachtbare Kometen in der Rubrik ,,Aktuelles" der VdSInternetseite.
Von Januar bis November 2010 wurden von 15 visuellen Beobachtern 326 Helligkeitsschätzungen eingereicht, die 36
Kometen beinhalteten. Im selben Zeitraum erstellten 6 Beobachtern 110 CCDFotometrien von 45 Kometen. Auch die Fotografen waren fleißig und fügten dem Bildarchiv 706 Fotos von 56 Schweifsternen hinzu. Außerdem fertigten 2 Beobachter insgesamt 10 Zeichnungen von 6 Kometen an.
Im vergangenen Jahr gelang es uns, die Ausgaben der Zeitschrift ,,Schweifstern" vollständig zu digitalisieren. Über die Fachgruppen-Internetseiten können jetzt alle Hefte zurück bis 1984 abgerufen wer-
Anzeige
1 Teilnehmer am Treffen der FG-Kometen in Bad Hers-
feld im November 2010
den. Stefan Beck berichtete im Anschluss über die Entwicklung unseres Bildarchivs. Wir verfügen über mehr als 4.000 Bilder von fast 400 Kometen. Auch Sternfreunde außerhalb der Fachgruppe und sogar außerhalb des deutschen Sprachraums senden Bilder ein. So erhielten wir Fotografien aus China und Australien. Unsere Fachgruppe stellt den Sternfreunden eines der weltweit größten Archive von Kometenbildern zur Verfügung.
Im dritten Vortrag des Samstags berichtete Uwe Pilz über den Fortgang unseres Vorhabens ,,Helligkeitsbestimmung visuell und per CCD". Die vorgetragenen Ergebnisse können im VdSJournal nachgelesen werden [1]. Einen großen Anteil unseres Treffens nahmen Gespräche über die künftige Arbeit der Fachgruppe ein. Am Samstag konzentrierte sich dies zuerst auf den Internetauftritt. Wir berieten Verbesserungsmöglichkeiten für die Gestaltung der Seiten und führten einen Benutzbarkeitstest durch. Die Ergebnisse dieses Tests sind inzwischen in die Gestaltung der Seiten eingeflossen. Auch die Zukunft unserer Treffen war Inhalt ausführlicher Gespräche. Für eine kontinuierliche Arbeit ist ein jährlicher Treff sehr wünschenswert - darin waren wir alle einig. Der organisatorische Aufwand hingegen ist hoch. Wir haben beschlossen, die Planeten- und Kometentagung in Violau zu stützen, dem Namen nach gehört unser Ressort ohnehin hierher. Aufgelockert wurde der Samstag durch Kometenfotos von Bernhard Häusler, Nadine Schäfer und Konrad Horn.
Am Sonntagmorgen berichtete Andre Wulff über eine Kometenjagd auf der Sternwarte Kirchheim. Anschließend gab Uwe Pilz eine Einführung in das Zeichnen von Kometen. Unsere Tagung klang aus mit einem Workshop über den Kometen 103P/Hartley, der von allen beobachtete und von vielen fotografiert wurde.
Literaturhinweise: [1] U. Pilz, B. Häusler, 2011: ,,Visuelle und CCD-Fotometrie
von Kometen - Angleich der Messwerte durch die Multi-Apertur-Methode", VdS-Journal für Astronomie 36, 82
90
Planeten
Jupiter begegnet Uranus
Aufnahme von Patricio Calderari
Dieses Bild erreichte die Redaktion am 17.01.2011. Es zeigt die enge Nachbarschaft zwischen Jupiter und Uranus am 1. Januar 2011 um 20:30 Uhr, Norden ist rechts im Bild. Bildautor ist Patricio Calderari in der Schweiz. Der -2,3 mag helle Jupiter überstrahlt den mit 5,9 mag viel lichtschwächeren Uranus völlig. Der Winkelabstand beträgt zum Aufnahmezeitpunkt 37 Bogenminuten. Der Stern 20 Psc besitzt eine scheinbare visuelle Helligkeit von 5,5 mag. Red.
Detailreiche Uranusbeobachtung
von Rainer Töpler
Die großen äußeren Planeten des Sonnensystems werden von Amateurastronomen im allgemeinen sehr stiefmütterlich behandelt. Aufgrund ihrer geringen scheinbaren Größe stellen sie auch für erfahrene Beobachter eine echte Herausforderung dar. Jedoch im Gegensatz zu heute, haben sich in den Zeiten vor der Fotografie und in Zeiten der chemischen Fotografie etliche Beobachter mit hoher Beobachtungsgabe an den äußeren Planeten versucht und waren auch in der Lage, Einzelheiten wie Streifen und
VdS-Journal Nr. 38
Flecken bei unseren fernen Nachbarn mit dem Zeichenstift festzuhalten. Der Vorbeiflug der Voyagersonden und die digitale Fotografie scheinen die Ambitionen der visuellen Beobachter leider stark abgedämpft zu haben, obwohl doch heute viele Amateurastronomen über große, auch für Planetenbeobachtung gut geeignete Newtonteleskope verfügen.
Gerade in Bezug auf Uranus herrscht durch die einförmigen Aufnahmen der Voyagersonden wohl die Annahme, dass
auf diesem Planeten nichts zu holen sei. Wie irrig diese Vermutung ist, wurde mir im Sommer bei einer Gemeinschaftsbeobachtung mit Johannes Schilling drastisch vor Augen geführt.
Der milde Spätsommerabend wurde durch das gleißende Licht des -Mondes so stark erhellt, dass wir beschlossen, uns diesmal nicht dem tiefen Himmel sondern den äußeren Planeten zu widmen. Schon die mittlere Vergrößerung ließ im 40-cm-Spiegel eine türkisgrüne,
Planeten 91
1 Uranus mit drei Monden (oben Titania, 14,0
mag, und Ariel, 14,4 mag, unten Oberon, 14,2 mag) am 22.08.2010, 40-cm-Newton, 740-fache Vergrößerung, Zeichnung von Rainer Töpler, Bildorientierung: Norden oben, Osten rechts, Uranusdurchmesser: 3,67 arcsec (Quelle: GUIDE 8.0, Red.)
2 Uranus mit zwei Monden am 19.9.2010, 40-cm-
Newton, 740-fache Vergrößerung, Monde Miranda (oben, 16,5 mag) und Ariel (unten, 14,4 mag), Zeichnung von Johannes Schilling, Bildorientierung: Norden unten, Osten links, Uranusdurchmesser 3,69 arcsec (Quelle: GUIDE 8.0, Red.).
plastisch tiefe Uranuskugel vor uns im weiten Weltraum schweben. Die außerordentlich günstige Luftruhe erlaubte ohne Probleme hohe Vergrößerungen, so dass wir auf 740x erhöhten.
Ich muss sagen, der sich mir bietende Anblick verblüffte mich zutiefst! Vor mir drehte sich ein winziger Jupiter! Eine deutlich durch horizontale Streifen unterschiedlicher Helligkeit gegliederte Planetenkugel wurde von drei winzigen Mondpünktchen eingerahmt. Innerhalb der beiden äquatorparallelen Dunkelstreifen ließen sich weitere Helligkeitsnuancen ohne große Probleme erkennen. Im Laufe einer Stunde, in der ich eine sorgfältige Zeichnung anlegte, hatte ich den Eindruck, dass sich die dunklen Bereiche ein wenig über die Planetenkugel weiterbewegt hatten. Johannes konnte mir im Anschluss an meine Beobachtung die Sichtung dieser Strukturen eindeutig bestätigen. Gut drei Wochen später konnte er selbst mit dem 40-cm-Newton
eine detailreiche Uranuszeichnung anfertigen, in der sich die Aufteilung der Bänder sehr schön mit der auf meiner Zeichnung deckt.
Es fragt sich, wieso die Voyagersonden nichts von diesen interessanten Einzelheiten mitbekommen hatten. Die Antwort ist natürlich ganz einfach: Die Strukturen waren damals gar nicht vorhanden, denn Uranus stand fast polar auf die Sonne gerichtet. Dieser Tage wendet er dem Muttergestirn seinen Äquator zu, wodurch sich das Wetter auf dem Planeten grundlegend geändert hat und wie bei Saturn und Jupiter eine strukturierte Bänderung entsteht. Dies wurde auch schon mit Aufnahmen des Hubble-Teleskops festgestellt.
Damit steht die Aufforderung an alle Amateurastronomen im (Welt-)Raum, sich die Gelegenheit nicht entgehen zu lassen, Uranus geschmückt mit zahlreichen Wolkenbändern zu beobachten. In
diesem Fall haben die visuellen Beobachter gegenüber den Fotografen den Vorteil der Flexibilität und Schnelligkeit der Augenwahrnehmung, die in der Lage ist, der Luftbewegung ein Schippchen zu schlagen.
Anmerkung der Redaktion: Diese Beobachtungen sind sicherlich interessant, sogar spannend, und - grenzwertig. Selbst mit der theoretisch maximal realisierbaren Winkelauflösung des 40-cm-Newton-Teleskops.
Wir fordern unsere Leser auf, sich bei nächster Gelegenheit an Uranus zu versuchen: Wer kann visuell oder fotografisch Details festhalten? Bitte senden Sie Ihre Ergebnisse mit einer Beschreibung der Beobachtung an die Geschäftsstelle der VdS: Postfach 1169, D-64646 Heppenheim, oder per Mail an service@vdsastro.de
VdS-Journal Nr. 38
92 Sonne
Die Sonnenfinsternis über der Akropolis
- Eine Reise zur partiellen Sonnenfinsternis am 4. Januar 2011 in die griechische Hauptstadt
von Ullrich Dittler
Die Wetterbedingungen in Deutschland im Januar können für die Beobachtung einer Sonnenfinsternis ungünstig sein - eine Reise nach Athen sollte eine Beobachtung der Finsternis unter besseren Bedingungen ermöglichen.
Einiges sprach dafür, sich bereits im Vorfeld Gedanken über den Beobachtungsort der partiellen Sonnenfinsternis vom ver-
gangenen Januar zu machen. Und laut Vorhersage sprach nur weniges dafür, die Sonnenfinsternis tatsächlich aus dem heimischen Garten zu beobachten: Günstig waren die Vorhersagen für eine Beobachtung aus Deutschland nicht, da die Bedeckung für viele Beobachtungsorte im deutschsprachigen Raum bereits vor Sonnenaufgang begann und das Maximum am frühen Vormittag vielerorts mit
Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes, 2. Halbjahr 2010
Tag
Juli
August September Oktober November Dezember
1
9
14
30
27
12
22
2
9
15
40
20
14
25
3
9
15
35
19
11
25
4
12
27
42
10
11
37
5
20
39
32
4
20
28
6
18
36
19
0
30
19
7
9
31
11
0
29
20
8
8
28
0
1
24
19
9
8
41
1
2
20
21
10
20
44
0
9
33
22
11
24
48
9
10
36
19
12
25
40
11
10
30
20
13
20
23
20
16
50
30
14
13
25
26
24
45
18
15
16
24
19
30
43
11
16
15
40
31
38
43
11
17
10
18
41
40
39
9
18
13
16
36
42
36
0
19
14
5
37
48
36
0
20
24
6
31
37
23
0
21
24
0
30
30
18
0
22
24
0
25
28
15
4
23
28
0
29
38
15
10
24
31
8
31
49
10
8
25
29
18
29
54
14
21
26
20
10
35
47
12
18
27
14
10
40
33
14
13
28
27
9
40
24
22
14
29
32
20
40
27
19
14
30
23
24
30
23
18
14
31
20
25
-
22
-
32
Mittel 18,3
21,3
26,7
24,6
24,7
16,3
zusammengestellt von A. Bulling VdS-Journal Nr. 38
einem nur geringem Sonnenstand über dem Horizont verbunden war. Zudem war im Januar an meinem Heimatort im Schwarzwald mit einer sehr großen Wahrscheinlichkeit (über 80 %) mit Bewölkung zu rechnen. Rund 3 Monate vor dem Ereignis machte ich mich daher auf die Suche nach einem möglichen Beobachtungsort, der es zum einen erlauben sollte, die gesamte Sonnenfinsternis vom Zeitpunkt des ersten Kontaktes bis zum Ende der Bedeckung zu beobachten. Zudem sollte der gesuchte Beobachtungsort über eine bessere Wetterprognose für Mitte Januar verfügen als mein Heimatort. Darüber hinaus sollte der gesuchte Beobachtungsort mit einem halbwegs überschaubaren Reiseaufwand zu erreichen sein.
Die Wahl des Beobachtungsortes Nach einem Blick auf die einschlägigen Websites, den Vergleich der durchschnittlichen Sonnenscheindauern und der Wetterprognosen für Januar (Abb. 1) erschienen zunächst Reiseziele in Nordafrika, im Nahen Osten oder auf der Arabischen Halbinsel interessant: Gute Wetterprognosen für Januar und eine Sichtbarkeit der Finsternis hoch über dem Horizont - leider verbunden mit einer nur noch geringen Bedeckung von deutlich unter 50 %. Die im Vergleich zu Deutschland geringe Bedeckung und der teilweise erhebliche Reiseaufwand (zeitlich und finanziell) ließen diese Ziele schnell unattraktiv erscheinen.
Die weitere Suche nach einem attraktiven Beobachtungsort für die Sonnenfinsternis beschränkte sich daher auf den europäischen Raum - und hier auf die südlichen Länder Spanien, Italien, Griechenland und Türkei: Gemeinsam ist diesen Ländern die schnelle Erreichbarkeit innerhalb von 2-3 Flugstunden sowie der für Januar noch relativ geringe mittlere Bewölkungs-/Bedeckungsgrad von rund 45-50 % - verglichen mit den für Deutschland, Österreich und die Schweiz prognostizierten 60-85 % eine teilweise
Sonne 93
1 30-jährige Statistik der Bewölkung in Europa im Januar
beachtliche Verbesserung. Gegen Spanien sprach, dass auch hier der Beginn der Finsternis bereits vor Sonnenaufgang stattfand und die Finsternis daher nicht komplett zu beobachten war. Zudem war die Sonne bei der maximalen Verfinsterung dann nur auf eine geringe Höhe über den Horizont gestiegen. Da für Italien für Januar eine höhere Mittlere Bewölkung prognostiziert war als für die Türkei und für Griechenland, wurde Italien als Reiseziel ebenfalls verworfen (eine - wie sich später zeigte - falsche Entscheidung). Die Entscheidung zwischen einem Beobachtungsort in der Türkei und in Griechenland (die Flugpläne der Airlines legten die Metropolen Istanbul und Athen als mögliche Beobachtungsorte nahe) schien aus astronomischer Sicht zunächst unentschieden: In beiden Städten würde ein ähnlicher Bedeckungsgrad von mehr als 75 % zu beobachten sein, an beiden Städten würde die Verfinsterung erst einige Zeit nach dem Sonnenaufgang beginnen und die maximale Verfinsterung dann während eines relativ hohen Standes der Januarsonne über dem Horizont zu beobachten sein. Ausschlaggebend für die Wahl Athens als Reiseziel für die Sofi 2011 waren dann touristische Gründe und der Wunsch, die Reise zur Sonnenfinsternis mit ein paar Urlaubstagen zu verbinden. Nachdem die Entscheidung für Athen gefallen war, waren die Flüge zwar schnell gebucht;
die Wahl des Hotels war aufwändiger, da das Hotel zwei Kriterien erfüllen sollte: Es sollte über eine Dachterrasse zur Beobachtung der Sonnenfinsternis verfügen und es sollte nordwestlich der Akropolis liegen, um die Sonnenfins-
2 Aufbau der DSLR zur automa-
tischen Aufnahme der Aufnahmeserie der wechselnden Beleuchtungsverhältnisse über der griechischen Hauptstadt und der Akropolis (im Hintergrund zu erkennen)
ternis über der Akropolis beobachten zu können. Auch ein geeignetes Hotel mit Dachterrasse nordwestlich der Akropolis konnte ausfindig gemacht werden. Die Planungen und Reisevorbereitungen waren im Herbst schon abgeschlossen, die Finsternis konnte also kommen.
Der Tag der Finsternis Manchmal hält sich die Realität nicht an Planungen oder Statistiken: Bereits ein paar Tage vor der Finsternis brauten sich über dem Mittelmeer einige große Wolkenfelder zusammen, die sich kontinuierlich Richtung Griechenland und Türkei verschoben. Der Blick am Tag der Finsternis lies die dunkle Vermutung dann Gewissheit werden: Über Athen lag eine fast ganz geschlossene Wolkendecke. Erste Teile des geplanten Beobachtungsprogramms mussten damit gestrichen werden: Eine kontinuierliche Aufnahmeserie zur Dokumentation der zunehmenden Bedeckung konnte unter diesen Bedingungen nicht stattfinden. Es blieb das Warten und Hoffen auf vereinzelte Wolkenlücken vor der Sonne.
Veränderungen der Lichtstimmungen und des Wetters Zwei andere Beobachtungsvorhaben konnten jedoch durchgeführt werden: Bei den totalen bzw. ringförmigen Sonnenfinsternissen der vergangenen beiden Jahre konnte eindrucksvoll die sich während der Bedeckung verändernde Beleuchtung und Lichtstimmung der Landschaft dokumentiert werden. Dies sollte auch während der partiellen Finsternis in Athen geschehen; eine auf der Dachterrasse des Hotels stehende DSLR mit Weitwinkelobjektiv erstellte dafür automatisch in regelmäßigen Abständen ein Bild der Altstadt und der Akropolis (vgl. Abb. 2 und 3). Eine später aus diesen Aufnahmen erstelle Animation (die unter dem Link www.sonnenwind-observatorium.de zu finden ist) zeigt nicht nur anschaulich den Flug der Wolken über die griechische Hauptstadt während der Finsternis, sondern auch die sich verändernde Beleuchtung vom Sonnenaufgang bis zum Ende der Finsternis. Bedingt durch die nur partielle Verfinsterung der Sonne und die sich während der Finsternis verändernde Bewölkung fallen die Änderungen in den dokumentierten Lichtstimmungen erwartungsgemäß nicht ganz so auffällig aus wie bei totalen oder ringförmigen
VdS-Journal Nr. 38
90
Amateurteleskope/Selbstbau
3 Fotomontage aus sieben Belichtungen im Abstand von jeweils 30 Minuten während der Sonnenfinsternis, die die durch-
ziehende Bewölkung und die während der partiellen Sonnenfinsternis wechselnden Lichtstimmungen dokumentieren.
Finsternissen unter besseren Wetterbedingungen.
Während der gesamten Finsternis wurden auch kontinuierlich die Lufttemperatur, die Luftfeuchtigkeit und die Windstärke erfasst (Abb. 4), um prüfen zu können, ob die von totalen Sonnenfinsternissen bekannten Phänomene wie das Absinken der Temperatur während der Bedeckung der Sonne und der ,,Finsterniswind" auch während einer partiellen Finsternis zu beobachten sind. Die Auswertungen der Temperaturaufzeichnungen (Abb. 5) zei-
gen, dass innerhalb der ersten 90 Minuten der Finsternis nur ein leichter Anstieg der Temperatur um weniger als ein Grad zu beobachten ist. Da parallel zur zunehmenden Bedeckung der Sonnenscheibe die Sonne zunehmend an Höhe über dem Horizont gewinnt, scheinen sich diese beiden Effekte vor dem Maximum um 10:23 Uhr auszugleichen bzw. aufzuheben. Während nach dem Maximum die weiterhin zunehmende Höhe der Sonne über dem Horizont und die zunehmend wieder freigegebene Sonnenscheibe sich gegenseitig unterstützen und so trotz der
durchziehenden Bewölkung bis zum Ende der Finsternis eine Temperaturzunahme um weitere 2,5 Grad verzeichnet werden kann. Auch diese Temperaturzunahme fiel - vermutlich ebenfalls wegen der Bewölkung - nicht so eindrücklich aus, wie dies bei einem wolkenfreien Himmel zu erwarten gewesen wäre.
Fazit Die Wahl von Athen als Beobachtungsort für die Sonnenfinsternis 2011 brachte nicht die erhofften besseren Beobachtungsbedingungen: Während es in Istan-
4 Messgerät zur Registrierung von
Temperatur und Wind
VdS-Journal Nr. 38
5 Temperaturverlauf während der Finsternis (die rote Linie markiert das Maxi-
mum um 10:23 Uhr)
Sonne 95
bul (als dem 2. in der engeren Auswahl verbliebenen Beobachtungsort) regnete, war über Rom (dem 3. in der engeren Auswahl verbliebenen Ort) nahezu ein wolkenfreier Himmel während der Sonnenfinsternis. Ein solcher weitgehend wolkenfreier Himmel zeigte sich aber auch an einigen Stellen über dem
Schwarzwald, wie mir die Kollegen von den Schwarzwälder Sternfreunden nach der Rückkehr mitteilten. Dennoch war der Anblick der verfinsterten Sonne zwischen den Wolken (Abb. 6) über der griechischen Hauptstadt ein beeindruckender Anblick. Und die Reise zeigte auch, dass sich Lichtstimmungen und Wetterphä-
6 Blick auf die bedeckte Sonne
nach dem Maximum der Verfinsterung (DSLR mit 70-300 mm Teleobjektiv).
nomene auch dann beobachten und dokumentieren lassen, wenn ein direkter Blick auf die Sonne während der ganzen Finsternis verwehrt bleibt.
Die Partielle Sonnenfinsternis
vom 4. Januar 2011
von Mikael und Joel Jonsson, Konrad Wolfram, Gabriele und Jörg Ackermann und Werner E. Celnik
- Teil 2 -
Mikael und Joel Jonsson melden sich begeistert ,,from Sweden", südlich von Stockholm, wo der Bedeckungsgrad nahezu maximal war (Abb. 1). Ihre Aufnahme stammt von 10:50 Uhr und wurde mit einer Canon 7D DSLR, bestückt mit einem Zoom-Teleobjektiv EF 100-400mm bei Blende 40 und einer Belichtungszeit von 1/800 s aufgenommen.
Vorbemerkung der Redaktion
In der Ausgabe 37 des VdS-Journals für Astronomie [1] erschienen bereits einige Impressionen von Schnelleinsendern zu dieser trotz schlechter Wetterprognosen überraschend gut beobachtbaren partiellen Sonnenfinsternis. Wir freuen uns, Ihnen, liebe Leser, hier nun den zweiten Teil von Eindrücken unserer internationalen Autoren vorstellen zu können.
1 Aufnahme von Mikael und Joel Jonsson, weitere Angaben im Text. 2 Aufnahme von Konrad Wolfram, weitere Angaben im Text.
VdS-Journal Nr. 38
96 Sonne
3 Aufnahme von Konrad Wolfram, weitere Angaben im Text.
Konrad Wolfram beobachtete in Ebersberg in Oberbayern (ca. 48 Grad N, 12 Grad O). Seine Fotos der teilweisen Sonnenbedeckung durch den Mond sind weniger erwünscht, wie er schreibt, aber reizvoll, durch Wolken entstanden. Er setzte eine Digitalkamera Canon Powershot A95 mit vor das Kamera-Objektiv gehaltenem 10x25 Monokular ein (Abb. 2). Die Abbildung 3 kam mit 2-fach AF-SoligorTelekonverter mit zusätzlich aufgesetzter Solarfilterfolie zustande. Die Aufnahmezeitpunkte lagen zwischen 08:55 und 09:36 Uhr MEZ. Die zum Einsatz gekommene Ausrüstung von Konrad Wolf ist in Abbildung 4 aufgereiht.
Werner E. Celnik nahm das Bild der Sonnensichel (Abb. 5) am nur leicht bewölkten Himmel am Niederrhein um 09:21 Uhr MEZ auf.
Aus dem Dachfenster richtete er eine 6x6-Kamera mit 350-mm-Teleobjektiv und 2 Telekonvertern auf die Sonne und belichtete ohne Filter bei Blende 66 1/2000 s lang auf Farbdiafilm ISO 50.
Gabriele und Jörg Ackermann schreiben: ,,Hallo, in der Anlage erhalten Sie 8 Aufnahmen von der partiellen Sonnenfinsternis vom 4. Januar. Nach anfänglichem Hochnebel und recht dichter Bewölkung konnten wir gerade zur Finsternismitte den ersten Blick zur Sonne erhaschen. Zum Ende der Finsternis hin wurde das Wetter immer besser, bis wir zum Schluss sogar noch einen schönen blauen Himmel hatten. Auf den Aufnahmen sind deshalb teilweise noch die Schatten der Wolken und des Hochnebels zu erkennen. Alle Aufnahmen sind in ZaberfeldMichelbach entstanden." Die Aufnahmezeitpunkte sind 09:19:48, 09:31:29, 09:43:35, 10:01:19, 10:13:18, 10:24:53, 10:33:41 und 10:38:42 Uhr MEZ. Als Instrument wurde eingesetzt ein Zeiss APQ 130 mm / 1000 mm Refraktor, ein ZeissHerschelprisma, dahinter eine DSLR Canon EOS 5D bei ISO 160, belichtet wurde immer 1/3200 s. Als Filter diente ein B+W UVIR-CUT-Filter (Abb. 6).
Die Redaktion freut sich auf die nächste Sonnenfinsternis und die Bildeinsendungen unserer Autoren aus dem In- und Ausland!
Quellenhinweise: [1] VdS-Journal für Astronomie 37
(III/2011), 4
4
Die Sofi-Ausrüstung von Konrad Wolfram, weitere Angaben im Text.
VdS-Journal Nr. 38
5 Aufnahme von Werner E. Celnik, weitere Angaben im Text.
Sonne 97
6
Aufnahmen von Gabriele und Jörg Ackermann, weitere Angaben im Text.
VdS-Journal Nr. 38
98
Veränderliche
Zur Sichtbarkeit Veränderlicher am Firmament
- Einige Hinweise zum Umgang mit Veränderlichen Sternen
von Werner Braune
Worum geht es? Jeder mit dem Sternhimmel des abendlichen Anblicks schon etwas Vertraute weiß, dass ihn das sogenannte Sommerdreieck aus den Sternen Wega, Deneb und Atair, das zu dieser Jahreszeit wunderbar hoch steht, fast bis zum Winterbeginn am Abendhimmel begleitet: Juli 22 Uhr zu Dezember 18 Uhr.
Umgekehrt verschwinden die lichtstarken Konstellationen der Wintersternbilder Orion und Sirius, die prachtvoll den Abendhimmel zieren, bereits im Frühling: Januar 22 Uhr zu April 21 Uhr. Neben der Höhe am Firmament spielt hierbei die Tageslänge eine große Rolle (vgl. Abb. 1 mit den Dämmerungsgrenzen). Der Sommerhimmel bleibt länger in den nun früher einsetzenden Abendstunden erhalten, weil sich die Taghelligkeit verkürzt und die Dunkelheit früher herein bricht. Zum Frühling hin ist der Effekt umgekehrt: ,,Sonne frisst Sterne auf". Es wird immer schneller hell. Die echten Sternbilder des Frühjahrs wie z. B. der Löwe sind von diesem Effekt besonders betroffen. Wer kennt sie? Der Beobachter bekommt sie kaum zu sehen.
Damit lebt jeder Astronom, auch der Amateur, speziell als Beobachter Veränderlicher muss damit umgehen können. Beschrieben war allerdings ein etwas statisches Bild, nämlich das eines Beobachters, der abends mit der Beobachtung beginnt, bzw. erst ab 21 Uhr in dem Himmel schaut. Das gilt als Normalfall und es gibt hier grundsätzlich genug Veränderliche zu beobachten. Der Beobachter muss nur aufpassen, dass ein ins Auge gefasster Veränderlicher nicht zu schnell am Horizont verschwindet.
Beobachtungsfragen zu Veränderlichen erweitern sich gewaltig, wenn Morgensichtbarkeiten mit einbezogen werden. Ob das sein muss, hängt vom Ehrgeiz
VdS-Journal Nr. 38
1 Dämmerungsgrenzen in ihrer zeitlichen Entwicklung für 50 Grad Breite und 15 Grad
Länge. Linien von außen nach innen: Sonnenuntergang bzw. Sonnenaufgang, bürgerliche Dämmerung, nautische Dämmerung, astronomische Dämmerung. Quelle: Himmelsbeobachtungen mit dem Fernglas, Brandt/Müller/Splittgerber, 2. Auflage, J.A. Barth, Leipzig 1984.
des Beobachters, aber insbesondere auch vom Beobachtungsobjekt ab, falls ein möglichst kompletter Helligkeitsverlauf über die gesamte Sichtbarkeit des Sterns erzielt werden soll.
Den allgemeinen Sichtbarkeitsfragen und der beobachterischen Gestaltung für Veränderliche sind einige zum Verständnis grundsätzlich notwendige Darstellungen voran gestellt.
Gegebenheiten auf dem Globus 50 Grad nördliche Breite sind der übliche Ausgangspunkt für die Sichtbarkeits-
betrachtungen. Auf dieser Linie liegen Frankfurt/Main, westlich Paris und London und östlich Kiew und Wolgograd. Weltweit ist es die Grenze zwischen Kanada und den USA. Die USA und auch Japan liegen weit südlicher.
Nebenbei: Unsere MEZ-Zeitzone ist recht breit. Polen gehört dazu und das sehr westlich gelegene Spanien. Die Mitte verläuft etwa an der Westgrenze Deutschlands. Großbritannien hat wie Portugal eine hier passendere Zeitzone mit einer Stunde weniger.
Veränderliche
99
Mithin beginnt die Nacht in Deutschland eher als in MEZ angegeben. Das kann den deutschen Sternfreund freuen. Die instruktive Abbildung 1 zeigt den Beginn der Dunkelheit (Dämmerungsgrenzen) in der Veränderung über das Jahr hin. Gerade diese Veränderungen sind sehr wesentlich für die Sichtbarkeit der Sternbilder.
Die tägliche Bewegung am Himmel Wie die Sonne steigen die Sterne im Osten empor, erreichen im Süden ihren höchsten Stand und sinken im Westen wieder herab. Gemeint ist dabei allerdings nur die ungefähre Richtung, nicht etwa der genaue Ostpunkt. Vom genauen Aufgangspunkt hängt es aber ab, wie hoch die Sterne im Süden den Gipfelpunkt, ihre Kulmination erreichen. Die Zeichnung für das Beispiel Orion (Abb. 2) zeigt sehr deutlich, dass die unteren Sterne weniger lange zu sehen sind.
Für die Veränderung des Anblicks der Sterne am Himmel ist wesentlich, dass sich ihr Aufgang von Tag zu Tag um vier Minuten verfrüht. Das ist unmittelbar nicht bemerkbar, aber innerhalb zweier Wochen beträgt diese Verschiebung rund eine Stunde und ist gut zu erkennen. Insgesamt führt diese Entwicklung dazu, dass über das Jahr hin alle am Beobachtungsort sichtbaren Sternbilder in Erscheinung treten.
Sternbilder, die das ganze Jahr zu sehen sind Manche, allseits bekannte Sternbilder wie der Große Bär (Großer Wagen) sind das ganze Jahr hindurch in unterschiedlichen Stellungen am Himmel zu sehen und gehen nicht unter. So dient z. B. die Verlängerung der äußeren Kastensterne des Himmelswagens dazu, den Polarstern im Kleinen Bär (Kleiner Wagen) und damit am Horizont den Nordpunkt zu finden. Die Verlängerung der Erdachse führt zum Himmelspol nahe dem Polarstern. Aufgrund der Drehung der Erde bewegen sich alle Sterne, die immer zu sehen sind, in einem gedachten Kreis mit dem Abstand des Polarsterns zum Nordpunkt. Dieser Bereich ist nur von der geografischen Breite des Beobachtungsortes abhängig. Die hier nicht untergehenden Sterne werden als zirkumpolar bezeichnet. Das bedeutet aber nicht, dass diese immer gut zu sehen sind.
2 Bewegung des Sternbilds Orion am Himmel. Der Sternaufgang im Osten
zeigt mit gestrichelten Linien die erreichbaren Höhen im Süden bei 50 Grad Grad Breite. Quelle: Welcher Stern ist das?, Widmann/Schütte, Kosmos Naturführer, Franckh`sche Verlagshandlung, Stuttgart 1955.
Die Zeichnung in der Abbildung 3 zeigt den Himmelsausschnitt unterhalb des Polarsterns abends im Mai. Beachtenswert ist, dass Capella, der helle Stern links, zirkumpolar ist, während Wega, der helle rechte Stern genau gegenüber liegend, unter der Horizontlinie bleibt. Die Verschiebung ist gering. Geht es um die Beobachtbarkeit beider Sternbereiche im Jahresverlauf, ist Wega allerdings viel länger sichtbar als Capella. Das liegt an deren jeweils anderem Stand am dunklen Nachthimmel!
Zirkumpolar bedeutet auch nicht zwingend ,,immer gut beobachtbar". Das beste Beispiel ist hier das Sternbild Cassiopeia, das bekannte ,,Himmels-W". Es steht recht horizontnah vor dem Durchgang unter dem Polarstern. Hierfür gilt eine Höhe von 20 Grad Grad über dem Horizont
als erforderlich. Das ist wirklich keine gute Position für die Beobachtung der vielen Veränderlichen in diesem Sternbild. Und diese schlechte Lage dauert erkennbar fast ein halbes Jahr.
Hilfen der BAV für den Veränderlichenbeobachter Für die Beobachtungsdisposition, sei es auch nur für einen Abend, besonders aber für mehrere Monate, benötigt der Veränderlichenbeobachter ein zeitliches Fenster. Vorentscheidungen sind: - Ein zur Beobachtung ausgesuchter
Veränderlicher, - Zeitpunkt und Dauer einer Erschei-
nung, - Abschätzung der Sichtbarkeit des
Veränderlichen nach diesen Angaben. Das sind die gleichen Voraussetzungen wie für Mond-, Planeten- oder Planetoi-
3
Zirkumpolare Sterne (50 Grad Grad Breite Anfang Mai um 22 Uhr MEZ = 23 Uhr MESZ). Quelle: Welcher Stern ist das?, Widmann/Schütte, Kosmos Naturführer, Franckh`sche Verlagshandlung, Stuttgart 1955.
VdS-Journal Nr. 38
100
Veränderliche
4 R-Scuti-Beobachtungen von Frank Vohla im Zeitraum April 2005 bis März
2006. Das Minimum bei JD 2453795 liegt am 28. Februar 2006. Quelle: BAV-Lichtkurvendatei, Sct R 53507 VOH.jpg
denbeobachtungen. Der wesentliche Unterschied ist: Veränderliche stehen immer zum Beobachten zur Verfügung!
Zum Aussuchen gibt es das alle Sterntypen Veränderlicher umfassende BAVProgramm gedruckt für BAV-Mitglieder, allgemein zugänglich über die Website der BAV www.bav-astro.de, verbunden mit ausführlichen Anleitungen zum Handhaben und zur Beobachtung. Der Beobachter kann als ersten Schritt einen Veränderlichen bestimmen, der hinsichtlich seiner Helligkeit und deren Schwankungen dem vorhandenen Instrumentarium entspricht und nach Art des Lichtwechsels sein Interesse findet.
Angaben enthält das BAV Circular Heft 1: je nach Sterntyp u. a. die Helligkeiten, die Periode sowie die übliche Dauer einer Erscheinung.
Die BAV unterstützt zudem mit Jahresvorhersagen (BAV Circular Heft 1 und 2). Die Beobachtungsnotwendigkeiten sind differenziert. Kurzperiodische Bedeckungsveränderliche oder RR-Lyrae-Sterne sind an einem Abend durch fortlaufende Schätzungen/Messungen zielführend zu einem Minimum oder Maximum beobachtbar, Mirasterne dagegen
VdS-Journal Nr. 38
nur über mehrere Monate mit nur einer Schätzung am Abend. Dieser lange Bereich gilt auch für Kataklysmische Veränderliche, deren überraschende Ausbrüche nicht vorhersagbar sind.
Vorhersagen für Bedeckungsveränderliche und RR-Lyrae-Sterne sind nicht nur für den Tag genau angegeben, sondern sie berücksichtigen auch die Sichtbarkeit eines Veränderlichen. Diese ist berechnet für einen mittleren Ort in Deutschland mit 10 Grad östlicher Länge und 50 Grad nördlicher Breite (etwa Würzburg) und der Sternstand liegt 20 Grad Grad über dem Horizont nach Sonnenuntergang bzw. vor Sonnenaufgang. Ob dabei bei Sternen im Westen noch etwas geht, muss der Beobachter entscheiden. Wichtig ist, dass hier bereits Sichtbarkeiten in die Vorhersagen eingearbeitet sind.
Bei den Vorhersagen für Mirasterne ist das zwangsläufig ganz anders. Die Vorhersagen umfassen alle Maxima und Minima des Sterns für ein Jahr. Gut erkennbar ist dabei der Rhythmus der Veränderlichkeit, also ob ein Stern schnell oder langsam seine Helligkeit ändert. Mirasterne mit Perioden um 100 Tage gibt es durchaus. Da muss der Beobachter unbedingt ,,dranbleiben", also möglichst an jedem
klaren Abend schätzen. Normalerweise liegen die Perioden bei 250 Tagen. Aber wesentliche Partien des Helligkeitsverlaufes sollten nicht fehlen. Selbst wenn nur Maxima für die eigene Beobachtung in Frage kommen, muss der Beobachter bei seiner Planung entscheiden, ob die Sichtbarkeit dafür gegeben ist.
Ein Trost in diesem Beobachtungsbereich ist, dass monatlich die Einzelschätzungen über die BAV zu deren eigener Verwendung auch an die AAVSO American Association of Variable Star Observers als weltweite Sammelstelle geleitet werden. So geht keine Beobachtung verloren und in der Gemeinschaft entstehen daraus noch komplette Lichtkurven.
Wie der sichtbare Himmel helfen kann Abschließend einige Beispiele aus der Beobachtung. Sie zeigen, was bei einigen Veränderlichen tatsächlich möglich ist, unter Ausschöpfung der gesamten Sichtbarkeit. Aber es gibt auch Grenzen.
R Scuti R Scuti ist ein RV-Tauri-Stern mit Helligkeitsschwankungen zwischen 4,2 und 8,6 mag bei einer Periode von 146,5 Tagen. Für die Beobachtung ist er ein Stern für den Feldstecher.
Das kleine Sternbild Schild (Scutum) steht am Schwanz des Adlers. Es ist ein tief stehendes Sternbild selbst im Sommer. Ein erfahrener Beobachter und Liebhaber von R Scuti sagt, dass ihm Schätzungen des gesamten Helligkeitsverlaufes über das Jahr gelingen!
Das ist nicht so erstaunlich wie es klingt. Die langen Winternächte sind der Grund: Im Dezember gelingen beim noch sichtbaren Stern Beobachtungen um 17 Uhr bzw. schon früher. Im Januar morgens um 7 Uhr hat der Stern bereits den guten Stand, den der Abendbeobachter erst im Mai gegen Mitternacht sieht.
Das persönliche Problem eines Beobachters liegt aber weniger im Winter; denn dann lassen sich Beobachtungen noch um die übliche Zeit des Aufstehens vornehmen. Mit zunehmender Himmelshelligkeit am Morgen verschiebt sich diese Möglichkeit leider in die Stunden des üblichen Schlafes.
VdS-Nachrichten
101
Fazit: Der ehrgeizige Beobachter kann z. B. auch bei Mirasternen des Sommerhimmels im Winter morgens weiter Beobachtungen für einen notwendigen Helligkeitsverlauf sammeln.
Beta Lyrae Lyrae ist der Namensgeber einer durch die Lichtkurvenform ständiger Änderung bestimmten Klasse Bedeckungsveränderlicher, dessen Beobachtung grundsätzlich mit dem Auge möglich ist (3,25 - 4,35 mag).
Während viele Veränderliche dieses Typs innerhalb weniger Stunden in ihrem Minimum zu beobachten sind, geht dies bei Lyrae selbst nicht. Seine Periode liegt bei 12,9 Tagen und erfordert eine ganz andere Art der Beobachtung mit Schätzungen an jedem klaren Abend. Die möglichst vielen Schätzungen eines Jahres werden gesammelt und nachträglich rechnerisch zusammengefügt (reduziert). Obwohl Lyrae das ganze Jahr hindurch beobachtbar ist,
sind Beobachtungen am Morgenhimmel nicht unbedingt erforderlich.
Fazit: Bei Veränderlichen, deren Beobachtungen reduziert werden müssen, kann der allgemein günstigste Sichtbarkeitsbereich gewählt werden. Das gilt auch für Cepheiden, deren Perioden zumeist nur dieses Verfahren der Auswertung zulassen.
Alpha Orionis Beteigeuze ( Orionis) ist ein halbregelmäßiger, sehr heller Veränderlicher (0,0 - 1,3 mag), der kontinuierlich während seiner Sichtbarkeit beobachtet werden sollte. Diese beginnt bereits ab September morgens um 4 Uhr mit einem Sternstand wie im Dezember um 22 Uhr. Dieses Wintersternbild schluckt die Tageshelligkeit des Frühjahrs, die den Abend bereits stark verkürzt, im April um 21 Uhr einfach weg. Beobachtungen über das ganze Jahr sind hier nicht möglich.
Fazit: Veränderliche der Wintersternbilder mit Erscheinungen im Winter sollten bereits im Herbst morgens begonnen werden. Umgekehrt ist es nach dem noch gefühlten Winter bereits mit der Sichtbarkeit schnell vorbei.
R Leonis R Leonis steht als heller Mirastern (4,4 - 11,3 mag) etwa bei Regulus, dem Hauptstern des Löwen. Das ist eine Lage auf der Ekliptik (Sonnenbahn). Der Sichtbarkeitsrahmen ist stark begrenzt. Er liegt von Oktober 4 Uhr bis zum Juni 22 Uhr - da wird es gerade dunkel. Bei einer Periode von rund 310 Tagen liegen Maxima der Helligkeit selten gut beobachtbar, zumal der Lichtwechsel sich langsam vollzieht und deshalb einige Monate An- und Abstiegszeit zu berücksichtigen sind.
Fazit: Gerade bei nur kurz sichtbaren Sternen sollten mögliche Erscheinungen beobachtet werden, weil andere Beobachter hier wenig Ehrgeiz haben.
Eine Woche Astronomie pur!
Die 6. Internationale Astronomiemesse AME2011 und die
30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung am 10. September 2011
Am Samstag, dem 10. September öffnen sich nun schon zum 6. Mal die Tore zur Astronomie-Messe AME. Die Veranstaltung ist wieder DAS Highlight des Jahres für die Branche. Die Astronomie-Messe und die daran anschließende VdS-Mitgliederversammlung bilden den abschließenden Höhepunkt einer Veranstaltungsreihe, die am Dienstag, dem 6. September mit einer Kurzreise durch Süddeutschland beginnt und mit Workshops / Besichtigungen / Führungen bis Freitag fortgesetzt wird.
Auf der Astro-Messe AME wird traditionsgemäß Stefan Seip, der bekannte Astrofotograf aus Stuttgart, den Eröffnungsvortrag halten. Danach berichtet Otto Guthier, Vorsitzender der Vereinigung der Sternfreunde e.V., über die Vorteile einer Mitgliedschaft in Europas größtem deutschsprachigen Astronomie-Verein. Nach der Mittagspause stimmt Stefan Krause auf die großen Himmelsereignisse im Jahr 2012 ein: dem Venustransit und der totalen Sonnenfinsternis in Australien. Abschließend nimmt uns Dr.
Dietmar Hager mit auf eine Reise der visuellen Wahrnehmung, mit dem Vortrag, warum Farbsehen ein persönlicher Kunstakt ist. Um 13 Uhr findet auch dieses Jahr wieder ein Fotografie-Workshop mit Stefan Seip auf dem Messegelände statt. Um 17 Uhr beginnt dann die 30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V.. Einlass mit Sektempfang ist ab 16:30 Uhr in Bad Dürrheim im ,,Haus des Gastes".
Rund um die AME und VdS-Tagung gibt es weitere Veranstaltungen. Ab Dienstag, 6. September, startet eine Astronomische Kurzreise zu Sehenswürdigkeiten. Am Donnerstag, dem 8. September und am Freitag, 9. September finden jeweils ganztägige Workshops an der Sternwarte Zollern-Alb statt. Am Freitagabend sind die Sternwarten Stuttgart und Zollern-Alb für Besichtigungen und Kurzvorträge geöffnet. Ebenso gibt es in VS-Schwenningen eine Führung durch die Hellmut-Kienzle-Uhrensammlung. Schon Tradition hat das Sonnen-
finsternis-Treffen am Freitagabend im Hotel Hirt.
Abschluss der Veranstaltungsreihe bildet am Sonntagmorgen die Besichtigung der Sternwarte Zollern-Alb mit einem kurzen Vortrag über die Geschichte der Sternwarte.
Das detaillierte und ausführliche Rahmenprogramm finden Sie im Internet unter www.astro-messe.de oder in unserem Flyer, den wir Ihnen auf Wunsch gerne kostenlos zuschicken. Freuen Sie sich schon heute auf interessante Stunden auf der Astro-Messe AME und auf die Veranstaltungen rund um das Messegeschehen. Selbstverständlich wird auch der Erfahrungsaustausch unter den Sternfreunden nicht zu kurz kommen. Dafür sorgt ein großes Foyer auf der AME2011. Und: Jedermann/-frau ist herzlich eingeladen an der Messe mitzuwirken. Astro-Messe Kontakt: Telefon 07 41 - 270 62 10, E-Mail: info@astro-messe.de www.astro-messe.de
VdS-Journal Nr. 38
102
VdS-Nachrichten
Rahmenprogramm Astronomie-Messe AME2011 mit 30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung
Dienstag, 6.9. - Freitag, 9.9.
Astronomische Kurzreise in Süddeutschland (veranstaltet von Wittmann-Travel in Kooperation mit Eclipse-Reisen.de*)
Donnerstag, 8.9. 10:00 - 17:00 Uhr
Workshop an der Sternwarte Zollern-Alb: ,,Einstieg in Sonnen-, Mond- und Planetenfotografie mit der Webcam" ** (Silvia Kowollik)
Freitag, 9.9.,
10:00 - 17:00 Uhr
ab 18:00 Uhr ab 18:00 Uhr ab 19:00 Uhr ab 20:00 Uhr
Workshop an der Sternwarte Zollern-Alb: ,,Deep-Sky-Bildbearbeitung für Monochrome- und One-Shot-Colorfotografie, Kombination mit (L)-RGB, Bildbearbeitung, Planetenfotografie" ** (Dr. Dietmar Hager)
Sonnenfinsternis-Treffen im Hotel ,,Hirt" in Deißlingen (durchgeführt von Eclipse-Reisen.de****)
Besichtigung der Sternwarte Stuttgart, um 19 Uhr Vortrag ,,Die Geschichte der Sternwarte Stuttgart" ** (Andy Eberle)
Führung durch die Hellmut-Kienzle-Uhrensammlung in Schwenningen** (Wolfgang Trenkle)
Besichtigung der Sternwarte Zollern-Alb (80-cm-Cassegrain), Beobachtungsmöglichkeiten bei gutem Wetter, auch mit eigenen Geräten auf dem Freigelände
Samstag, 10.9.
10:00 - 17:00 Uhr 11:00 - 11:45 Uhr 12:00 - 12:45 Uhr 13:00 - 14:00 Uhr 14:00 - 14:45 Uhr 15:00 - 15:45 Uhr
13:00 - 14:30 Uhr ganztägig 17:00 Uhr
Astronomie-Messe AME2011, mit folgendem Vortragsprogramm: ,,Zauber der Sterne - Länder, Leute und Sternenhimmel auf dem 30. Breitengrad" (Stefan Seip)
,,Präsentation der Vereinigung der Sternfreunde VdS e.V." (Otto Guthier)
Mittagspause
,,Venustransit und Totale Sonnenfinsternis - astronomische Großereignisse 2012" (Stefan Krause)
Öffentlicher Vortrag im Rahmen der VdS-Tagung: ,,Die Kunst des Sehens: Warum Farbwahrnehmung ein persönlicher Kunstakt ist." (Dr. Dietmar Hager, F.R.A.S. Fellow der Royal Astronomical Society, ESO-collaboration stargazer-observatory.com, Astrocounselor ArsElectronicalcenter, Astrophotographer)
Workshop auf dem Messegelände: ,,Kalibrierung von DSLR-Himmelsaufnahmen - Dunkel- und Hellfeldbilder anfertigen und verwenden" ** (Stefan Seip)
VdS-Cafe, Meetingpoints,Treffpunkt Buch,Gernot Meisers mobile Sternwarte und Planetarium,Sonnenbeobachtung,Einsteinmobil,Gravitationswellenmobil
VdS-Tagung und Mitgliederversammlung ***
Sonntag, 11.9. 11:00 Uhr Legende
Abschluss-Veranstaltung der 30. VdS-Tagung auf der Sternwarte Zollern-Alb ***
* begrenzte Teilnehmerzahl, Anmeldung ab sofort möglich bei Wittmann-Travel oder Eclipse-reisen.de
** begrenzte Teilnehmerzahl, Anmeldung ab sofort möglich bei Walburga Bergthal, info@astro-messe.de, Tel. 0711 / 344680
*** nur für VdS-Mitglieder, Anmeldung ab sofort möglich bei der VdS-Geschäftsstelle, service@vds-astro.de
**** Anmeldung ab sofort möglich bei Eclipse-reisen.de
VdS-Journal Nr. 38
VdS-Nachrichten
103
Einladung zur 30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlug
am 10. September 2011 in Bad Dürrheim
VdS-Vorstand
Mit der 30. Jahrestagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e. V. sind wir auf Einladung der Astronomie-Messe ,,AME 2011" durch Walburga und Siegfried Bergthal erstmals in Südwesten unseres Landes zu Gast.
Damit nutzen wir das großzügige Angebot der größten Astronomie-Messe in Deutschland sowie das großzügige und vielseitige Rahmenprogramm, das eigens zur VdS-Jahrestagung (siehe Seite 102) aufgelegt wurde.
Die Gastgeber für diese Tagung freuen sich auf einen regen Besuch und bieten ein interessantes Vortragsprogramm auf der Astro-Messe an. Die Veranstalter haben auf der 6. AME eine großzügige Präsentation zugesagt. So wird auf der Messe ein VdS-Cafe eingerichtet, in dem die Mitglieder einen Erfahrungsaustausch pflegen können.
Nach dem Besuch der AME findet die Mitgliederversammlung als finaler Abschluss der Veranstaltungsreihe im nur wenige Kilometer entfernten Kurort und Soleheilbad Bad Dürrheim statt.
Die 30. ordentliche Mitgliederversammlung beginnt um 17:00 Uhr im Kurhaus von Bad Dürrheim mit nebenstehender Tagesordnung. Nach der Mitgliederversammlung ist für die Teilnehmer ein gemeinsames Abendessen und ein gemüt-
liches Beisammensein im Restaurant des Kurhauses vorgesehen.
Mitglieder soll ausreichend Zeit gegeben werden um sich kennen zu lernen und Ihre Erfahrungen auszutauschen.
Die Kurstadt Bad Dürrheim bietet ausreichend Möglichkeiten für Übernachtungen in nahe gelegenen Hotels oder Pensionen. www.badduerrheim.de
Es gibt für Messebesucher auch spezielle Arrangements mit zwei Übernachtungen, sowie weiteren interessanten Angeboten. Buchungen sind nur direkt möglich.
Schon heute möchten wir Sie herzlich zu dieser VdS-Tagung, der Mitgliederversammlung und dem Besuch der AstroMesse herzlich einladen. Wir freuen uns auf Ihren Besuch.
Tagesordnung der 30. Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V.
am Samstag 10. September 2011 im Kurhaus von Bad Dürrheim
Liebe Mitglieder und Sternfreunde,
hiermit laden wir Sie herzlich zur diesjährigen ordentlichen Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V., am Samstag 10. September 2011, 17:00-19:30 Uhr im Kurhaus von Bad Dürrheim, mit folgender Tagesordnung ein:
1. Begrüßung 2. Tätigkeitsbericht des Vorstandes für 2009 und 2010 3. Bericht des Schatzmeisters und Vorlage sowie Genehmigung
des Wirtschaftsplanes für 2012 4. Bericht der Kassenprüfer 5. Aussprache über die Berichte 6. Entlastung des Vorstandes 7. Wahl des Vorstandes 8. Wahl der Kassenprüfer 9. Abstimmung über Beitragssatzung 10. Verleihung: ,,Preis der deutschen Astronomie" - verliehen durch die VdS 11. Ehrungen 12. Verschiedenes
Liebe Mitglieder,
sie erhalten Ende Juli Ihre persönliche Einladung zur 30. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung mit einem Rückantwortschein. Wir bitten um Ihre vorherige Anmeldung, mit der Sie unsere Vorbereitungen erheblich erleichtern. Nutzen Sie dieses Rückantwortschreiben und senden Sie es per Post oder Fax bis spätestens 9. August 2011 an die VdS-Geschäftsstelle. Sie können sich gerne auch per E-Mail anmelden.
Vereinigung der Sternfreunde e.V. Geschäftsstelle Postfach 1169 64629 Heppenheim Fax: 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail: service@vds-astro.de
Für Übernachtungswünsche wenden Sie sich bitte direkt an: Bad Dürrheim Touristen-Information Luisenstraße 7; 78073 Bad Dürrheim Telefon: 0 77 26 / 66 62 66 E-Mail: info@badduerrheim.de
VdS-Journal Nr. 38
104
VdS-Nachrichten
VdS-Vorstand aktuell
von Sven Melchert
zur zweiten Vorstandssitzung in diesem Jahr waren die Teilnehmer am 2. April zu Gast bei der Sternwarte Kirchheim und konnten dort auch das neue Schiebedachgebäude bestaunen (siehe Abb.). Abseits der Verwaltungsthemen wurden folgende Punkte besprochen:
Fachgruppentreffen am 14. Mai Das jährliche Treffen von FachgruppenReferenten/-Redakteuren und Vertretern des VdS-Vorstands findet am 14. Mai im Hotel Sonnenblick in Bebra statt. Um die finanzielle Unterstützung der Fachgruppen seitens der VdS in Zukunft einfacher zu gestalten, beschließt der Vorstand folgende Regelung: Jeder FG-Referent oder FG-Redakteur erhält pro Jahr 50,- (bei Personalunion entsprechend 100,- ).
Blick vom geplanten Standort des Teleskops zum Aufenthaltsraum für Beobachter.
Sternwarte Kirchheim Dank des neuen Teleskopgebäudes und der Investition in ein neues Vereinsteleskop kann das 50-cm-Newton-Teleskop zusammen mit einer CCD-Kamera SBIG ST-8 in Zukunft von allen VdS-Mitgliedern genutzt werden. Die VdS unterstützt die Aktivitäten der Sternwarte Kirchheim daher mit einem Betrag von 4.000,- .
Im Jahr 2012 wird die Zusammenarbeit zwischen der VdS und der Sternwarte Kirchheim 20 Jahre zählen. Im Sommer
2012 wird dazu eine Jubiläumsveranstaltung stattfinden.
Preis der deutschen Astronomie und VdS-Ehrennadel Der ,,Preis der deutschen Astronomie" ersetzt die ,,VdS-Medaille" und wird alle zwei Jahre verliehen. Dem Vorstand liegen bis jetzt zwei Vorschläge für die Preisträger 2011 vor.
Die ,,VdS-Ehrennadel" erhalten in Zukunft alle Mitglieder, die mindestens zehn
Jahre ehrenamtlich (zum Beispiel als FGReferent oder FG-Redakteur) für die VdS tätig waren. Beide Auszeichnungen werden im Rahmen der Mitgliederversammlung am 10. September verliehen.
Würzburger Frühjahrstagung Die vergangene Tagung am neuen Veranstaltungsort (Friedrich-Koenig-Gymnasium) war mit rund 100 Teilnehmern ein voller Erfolg. Auch im kommenden Jahr steht der Tagungsort wieder zur Verfügung; die nächste Würzburger Frühjahrstagung wird am 17. März 2012 stattfinden.
Tag der Luft- und Raumfahrt Die VdS wird nun definitiv am 17. September bei dieser Veranstaltung auf dem Gelände des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt in Köln mit einem Stand vertreten sein. Wer sich aus dem Mitgliederkreis aktiv einbringen möchte, wende sich bitte an alexander.weis@ vds-astro.de.
Das neue Teleskopgebäude der Sternwarte Kirchheim wird das 60-cm-Vereinsteleskop beherbergen.
VdS-Journal Nr. 38
Mitgliedsbeiträge für Mitglieder im Ausland Da die Versandkosten unseres Mitgliedermagazins ,,VdS-Journal für Astronomie" ins Ausland sehr hoch sind, wird der Vorstand der Mitgliederversammlung eine Anpassung der Mitgliedsbeiträge für Mitglieder im Ausland vorschlagen.
VdS-Nachrichten
105
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
3279 Kaltenhäuser Peter
9875 Ziegler
Horst
PLZ
91074 A-6212
19947 19952 19953 19954 19955 19956
Wemhöner Dr. Ledig Finner Wizemann Klein Dr. Uhlich
Rüdiger Mario Joachim Ulrich Marcel Volker
46145 82205 52388 70794 58119 70771
19957 19958 19959 19960 19961 19962 19963 19964 19965 19966 19967 19968 19970 19972
Reitz Mans Reinken Kluge Kölking Scheuter Geldmann Anrecht Textor Fateiger Fritsch Paschmann Schweizer Pink
Gerhard Christoph Klaus Johann Bodo Karl Georg Ludger Jörg Wolf Marco Wolfgang Willi Daniel Norbert
97072 45549 96163 67269 28215 CH-3672 27777 38518 65812 30880 Fr-1220 61267 CH-3065 96472
Ort
Herzogenaurach Maurach am Achensee
Oberhausen Gilching Nörvenich Filderstadt Hagen LeinfeldenOberaichen
Würzburg Sprockhövel Gundelsheim Gruenstadt Bremen Oberdiessbach Ganderkesee Gifhorn Bad Soden Laatzen Divonne-les-Bains Neu-Anspach Bolligen Rödental
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
PLZ
19973 Block
Rüdiger
19974 Metzendorf
Martin
c/o Lessing-Gymnasium
70825 68623
19975 19976 19977 19978 19979 19980 19981 19982 19983 19984 19985
Dr. Lück Dr. Dobrowolski Toll Renner Kahle Becker Kiefer Fischer Weiß Allmann Schrör
Stephan Michal Ulrike Hans J. Frank Wolfgang Christian Martin Jürgen Andreas Ralf
97509 A-1090
76571 40489 40724 44287 53117 91448 08060 07552 45475
19986 19987 19988 19989 19990 19991 19994 19997
Fuchs Scheurer Rosenauer Bardos Middendorf Wassmuth Hanke Klüver
Martin Mathias Mathias Peter Lukas Thomas Michael Heinz
63110 65719 70499 72581 52074 44139 57629 25551
Ort
Korntal-Münchingen Lampertheim
Kolitzheim Wien Gaggenau Düsseldorf Hilden Dortmund Bonn Emskirchen Zwickau Gera Mühlheim an der Ruhr
Rodgau Hofheim/Taunus Stuttgart Dettingen Aachen Dortmund Kirburg Peissen
Spenden an die VdS
Von Thomas Keßler, VdS-Schatzmeister
Im Jahr 2010 erhielt unsere Vereinigung wieder zahlreiche Spenden von Mitgliedern. Der Vorstand bedankt sich bei allen Spendern ganz herzlich, auch bei den vielen ungenannten Mitgliedern, die bei der Überweisung der Jahresrechnung
den Betrag aufrundeten. Insgesamt erhielt die VdS Spenden in Höhe von 2.271,80 EUR, die teilweise zweckgebunden für bestimmte Projekte verwendet werden. Vielen Dank für ihre Unterstützung:
Mitgl.-Nr.
1459 1480 2269 2275 2469 2540 2980 3046 3211 3419 3448 3546 3553 3921 4043 4114 4253 4604 4650 5127 5254 5350
Name
Dorst Wiese Ross Wurm Gösser Fehlmann Dr. Hambsch Kuhlmann Hosters Fritz Stück Wildmann Döttling Küppers Melchert Guthier Piekors Jonscher Nikolai Quaas Dr. Zillessen Stähler
Vorname
Friedhelm Willi Rasmus Robert Wolfgang Wolfgang Franz-Josef Werner Peter Hans Michael Günter Wolfgang Karl-Ernst Stephan Sven Otto Horst Peter Andre Eberhard Volker Rudolf
Mitgl.-Nr.
5734 6790 6851 7028 7582 7710 7779 7898 7994 7998 8057 8175 8428 8446 8638 8813 8860 8999 9007 9202 9545 9677
Name
Miedaner Walter Brenner Uhlig von Poschinger Schneider Sturm Spindler Henze Böttcher Seeger Reim Schöberl Weinbrenner Petkow Scheid Dr. Bork Hempel Nölken Reus Rubi Straußberger
Vorname
Gerhard Alexander Frank Joachim Konstantin Robert Christian Rolf Werner Peter Gordon Thomas Ernst Klaus-Harald Evelyn Alexander Jens Peter Götz Holger Peter Claus Klaus
VdS-Journal Nr. 38
106
VdS vor Ort / Tagungsberichte
Der Anfängerkurs der VdS-Fachgruppe Spektroskopie im September 2010
von Thomas Eversberg
Im Dezember 2009 stellte Lothar Schanne einen Aufruf in das Forum der FG Spektroskopie, wer Interesse an einem Anfängerkurs hätte - nunmehr der vierte. Nur wenige Tage später hatte sich eine Gruppe von puren Anfängern und schon Aktiven gemeldet. Letztere nutzen unsere Seminare gern, um altes Wissen aufzufrischen und Neues zu lernen. Wie in den Jahren zuvor meldete Peter Geffert aus Heppenheim, dass die Starkenburger wieder ihre Sternwarte für uns öffnen würden. Diese Partnerschaft hatte sich gut bewährt, zumal die Starkenburger uns immer gut mit Kaffee und Kuchen versorgt hatten. Die Entscheidung fiel uns daher nicht schwer.
Grundlage unserer Kurse ist der Dialog mit den Teilnehmern. Was hilft es, wenn die Inhalte an den Bedürfnissen vorbei gehen? Also wurde im Seminarvorlauf das Programm diskutiert und abgestimmt. Besonders erwähnenswert ist, dass viele unserer jungen Mitstreiter Zeit und Lust hatten, als Mentoren zu agieren. So konnten wir ein facettenreiches SechserTeam zusammenstellen und die Gefahr der ,,Betriebsblindheit" minimieren. Ein ,,alter Hase" versteht Anfängerprobleme nicht unbedingt besser als ein Newcomer und eine Mentorengruppe verhindert, dass sich Fehler einschleichen. Im Februar stand dann die Webseite für den Kurs, das Programm wurde finalisiert und die Anmeldungen gingen ein.
Unter Berücksichtigung der Arbeitsbelastung unter der Woche hatten wir den Kurs wie immer auf ein langes Wochenende gelegt. Wir reservierten dazu ein ganzes Kleinhotel, um auch die Abende gemeinsam verbringen zu können.
Am Freitagabend trafen schon die meisten Teilnehmer im Hotel ein und nutzten den Abend für lange Diskussionen. Das war etwas riskant, da wir alle ein volles
VdS-Journal Nr. 38
1 Gruppenfoto der ,,Heppies". Kommentar Daniel Sablowski: ,,Das beweist
wieder, Lothar ist die größte Grinzkiste".
und anstrengendes Programm vor uns hatten. Doch wer zieht sich schon gern zurück, wenn die Stimmung gut ist? Schlafen konnten wir ja dann am Sonntagabend.
Unsere Anfängerkurse decken grundsätzlich möglichst viele Facetten spektroskopischer Arbeit ab. Dabei unterscheiden wir zwar zwischen theoretischem Hintergrund und praktischer Anwendung, doch sollte man sich vor Augen halten, dass das eigentlich nicht trennbar ist.
Mit einer ,,Einführung in die Gitterspektroskopie - optische Grundlagen" von Thomas Eversberg ging es am Samstagvormittag los. Der Abriss über optische Komponenten behandelte das optische Gitter, den optischen Spalt, Kollimator und Kamera, Kriterien zum Auflösungsvermögen und nötige Teleskopanpassungen. Darüber hinaus wurden praktische Hilfsmittel für den Bau eines Spektrographen vorgestellt, die in der FG entwickelt wurden (damit muss man keine einzige Gleichung ken-
nen). Verschiedene Beobachtungsbeispiele schlossen den Vortrag ab.
Danach diskutierten Thomas Bergmann und Daniel Weiss das Design und den Bau eines eigenen kostengünstigen Spektrographen. Sie beleuchteten dabei ihre individuelle Zielsetzung, ihre Gründe für das gewählte Design (vorhandene Ausrüstung, Kosten, Fertigungsmöglichkeiten, Materialauswahl) und führten die im ersten Vortrag angesprochene Berechnung eines Spektrographen und weitere alternative Entwürfe vor. Um brauchbare Daten aus dem Messgerät zu bekommen, reicht das jedoch noch nicht aus. Daniel Sablowski beleuchtete daher die Probleme der Justage von Spektrographen, die entscheidend für eine sinnvolle Datenaufnahme sind.
Der theoretische Teil wurde danach durch Günter Gebhard abgerundet. Er stellte vor, wie Spektren grundsätzlich ausgewertet werden. Dazu erläuterte er u.a. grundsätzliche Fragen zum Verhalten
VdS vor Ort / Tagungsberichte
107
von CCD-Kameras, die entsprechenden Daten- und Kalibriersignale, störende physikalische und elektronische Effekte sowie spektroskopische Grundlagen zum Signal-zu-Rausch-Verhältnis, der Normierung und verschiedene spektrale Parameter. Unvergessen sind seine Holzklötze, die er für seine Darstellungen nutzte. Hier kam der ausgebildete Didaktiker schön zum Vorschein.
Damit war der mehr theoretische Teil des Seminars beendet. Nun ging es an die Fernrohre. Für uns als Gäste war es wieder einmal ein Genuss, die Sternwarte und deren Geräte nutzen zu dürfen. Mehrere Kollegen hatten unterschiedliche Spektrographen mitgebracht, um mit diesen vor Ort Spektren aufzunehmen. In dieser Hinsicht ist die StarkenburgSternwarte bestens ausgerüstet, standen uns doch sechs Teleskope zur Verfügung. Darüber hinaus hatten wir auch Glück mit dem Wetter. Es gab wieder einen harten Beobachterkern aus Nachteulen, der morgens in der Sternwarte statt im Hotel aufwachte.
Der Sonntag stand dann ganz im Zeichen der Werkzeuge zur Datenauswertung. Vorgestellt wurden dabei ver-
schiedene Programme unter Windows (Daniel Sablowski und Lothar Schanne) und Linux (Günter Gebhard) sowie deren grundlegende Anwendungsmöglichkeiten. Lothar Schanne sprach zum Schluss über die Spektreninterpretation. Dazu gehören u.a. die Erkennung und Eliminierung von Artefakten.
Mit der Art, wie wir unsere Kurse gestalten, machen wir gute Erfahrung. Um theoretische Sachverhalte darzustellen, kann Frontalunterricht nicht gänzlich vermieden werden und ist auch so erwünscht. Das heißt natürlich nicht, dass das jeweilige Auditorium nur stumm zuhört. Im Gegenteil: Unsere seminaristische Konstellation ist geprägt von intensiven Dialogen. Das allein zeigt schon die Tatsache, dass ,,dumme Fragen" oft so anspruchsvoll sind, dass der Mentor die jeweiligen Antworten erst später nachreichen kann. Wie auch bei den praktischen Anwendungen werden Fragen in der Gruppe diskutiert und beleuchtet bzw. Prozeduren vorgeschlagen, so dass deren Fallstricke und potentielle Komplexität vernünftig dargestellt werden. Das hat zur Folge, dass die Stimmung ausgesprochen entspannt ist. Die in diesem Jahr wohl wichtigste Rück-
meldung kommt von einer Schülerin aus Nürnberg: ,,Ich hätte nie gedacht, dass es hier so entspannt und mit so viel Spaß zugeht!"
Darüber hinaus ist uns der Nachwuchs sehr wichtig und wir versuchen unseren finanziellen Hilfsfond für die jungen Leute so gut es geht zu füllen. Unser nächster Anfängerkurs wird wie immer direkt auf der Einstiegsseite unserer Fachgruppe (http://spektroskopie. fg-vds.de) angekündigt. Wer sich weiter informieren möchte, Fragen zu verschiedenen spektroskopischen und optischen Themen hat, ist darüber hinaus bestens in unserem dortigen Diskussionsforum aufgehoben.
Danksagung: Ich danke allen Beteiligten, Mentoren und Mentees, für ihren Einsatz und ihre Geduld. Besonders danke ich allen Kollegen an der Starkenburg-Sternwarte, dass sie uns immer wieder ihre Sternwarte mit den wertvollen Geräten anvertrauen.
Die Galaxie NGC 4631 im Sternbild Jagdhunde nahm ich mit einer CCDKamera ST10XME an meinem Schmidt-Cassegrain-Teleskop von Celestron (C11) bei Blende 6 auf. Die Belichtungen in Luminanz (L) und den einzelnen Farbkanälen waren 12 x 600 s (L), 6 x 300 s (R), 6 x 300 s (G), 6 x 300 s (B). Die Galaxie hat nach GUIDE8 eine Gesamthelligkeit von 9,7 mag und eine Ausdehnung
von 15,2' x 2,8'. Andreas Rörig
Impressionen
VdS-Journal Nr. 38
ANDROMEDA DREIECK
KEPHEUS
DRACHE
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
EIDECHSE
FISCHE
PEGASUS
Uranus
WASSERMANN
Neptun
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. Juli 1 Uhr MESZ
Deneb SCHWAN
FÜCHSCHEN
Wega HERKULES
LEIER Albireo
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Arktur
HAAR DER BERENIKE
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
JUNGFRAU
STEINBOCK
SCHILD
Pluto
SCHÜTZE
WAAGE
SKORPION Antares
SÜDWEST
SÜD
Mondphasen im Juli 2011
Neumond 1.7.
Erstes Viertel 8.7.
Planeten im Juli
Merkur bietet Anfang Juli eine kleine Sichtbarkeitschance am Abendhimmel. Wer weiter südlich wohnt, hat Vorteile.
Venus wird im August ihre obere Konjunktion mit der Sonne einnehmen und bleibt daher derzeit nachts unsichtbar.
Mars steht im Stier und taucht am Morgenhimmel zunehmend besser auf.
Jupiter kann in der zweiten Nachthälfte beobachtet werden; er steht im Widder.
Saturn kann nur noch abends in der Jungfrau aufgefunden werden.
Uranus in den Fischen wird zum Planet der zweiten Nachthälfte.
Neptun im Wassermann strebt auf seine Opposition zu und wird zunehmend besser sichtbar.
Vollmond 15.7.
Ereignisse im Juli
01. 09:54 Neumond
Partielle Sonnenfinsternis,
sichtbar im Südpolarmeer
06.
max. Libration im Mond-N
07. 14:51 Mond in Erdnähe
07. 22:30 Mond 8,4 Grad SW Saturn
08. 07:29 Erstes Viertel
08. 22:15 Mond 3,4 Grad S Spica (Alpha
Virginis)
12. 0h Mond 3,4 Grad NO Antares (Alpha
Scorpii)
14. 21:24 U Sge Minimum 9,2 mag,
schneller rd. 2 Std. Abfall von
6,6 mag auf ein 1,6-Stunden-
Minimum gleichbleibender
Helligkeit, Anstieg gut
beobachtbar
15. 07:39 Vollmond
15. 22:07 RR Lyrae Maximum 7,1 mag,
schneller Helligkeitsanstieg
von 8,1 mag
19.
max. Libration im Mond-SO
21. 23:47 Mond in Erdferne
Letztes Viertel 23.7.
Neumond 30.7.
23.06:02 24. 3h 28. 3h 29. 04:50
29.
30. 19:40
Letztes Viertel Mond 4,8 Grad N Jupiter Mond 5,5 Grad O Mars ß Lyrae Minimum 4,4 mag. An zwei Vortagen Helligkeitsabstieg von 3,3 mag, Periode 12,94 Tage. Kleinplanet 2-Pallas in Opposition zur Sonne, 9,5 mag, 2,55 AE Neumond
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge / 50 Grad nördl. Breite
DA ANDROME
DREIECK WIDDER
PERSEUS
Algol
Jupiter
FISCHE Uranus
ISCH ALF W
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. August 1 Uhr MESZ
KASSIOPEIA
EIDECHSE
KEPHEUS Deneb
DRACHE
SCHWAN
Wega
HERKULES
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
PEGASUS
WASSERMANN Neptun
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
LEIER Albireo
ADLER SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHILD
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
Fomalhaut SÜDL. FISCH
STEINBOCK SCHÜTZE
Pluto SÜDWEST
SÜD
Mondphasen im August 2011
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge / 50 Grad nördl. Breite
Erstes Viertel 6.8.
Planeten im August
Merkur bleibt im August unsichtbar am Taghimmel. Nächste Morgensichtbarkeit im September
Venus steht am 16. von der Erde aus gesehen mit der Sonne am Taghimmel und bleibt somit unsichtbar.
Mars wechselt in die Zwillinge und ist weiter ein Objekt für das Ende der Nacht.
Jupiter im Widder wird immer besser sichtbar und ist ab Mitternacht gut zu sehen.
Saturn findet man Anfang August noch am Abendhimmel, danach wird er von der Sonne eingeholt.
Uranus ist wie Jupiter Objekt der zweiten Nachthälfte; Opposition Ende September.
Neptun nimmt Ende August seine Oppositionsstellung ein und ist daher die ganze Nacht zu beobachten.
Vollmond 13.8.
Letztes Viertel 21.8.
Neumond 29.8.
Ereignisse im August
01.
max. Libration im Mond-NW
01.
R Ser im Anstieg zum Maxi-
mum bei 5,2 mag oder schwä-
cher am 10.9.
01.
Mira (o Ceti) im Anstieg zum
Maximum bei 2,0 mag oder
schwächer am 28.9.
02. 2h Komet C/2009 P1 Garradd (8,8
mag) zw. PN NGC7094 und KH
M 15
02. 22:05 Mond in Erdnähe
06.
Kleinplanet 4-Vesta in Opposi-
tion zur Sonne, 5,6 mag,
1,23 AE
06. 12:08 Erstes Viertel
10. 22:34 U Sge Minimum 9,2 mag, rd.
2 Std. schneller Abstieg von
6,6 mag auf ein 1,6-Stunden-
Minimum gleich bleibender
Helligkeit
11. 02:00 Maximum der Perseiden-
Meteore
13. 19:57 Vollmond
15. max. Libration im Mond-SO
16. 06:53 Venus in oberer Konjunktion
zur Sonne, Abstand vom
Sonnenrand 61' N
16. 22:50 U Cep Minimum 9,1 mag, rd.
2 Std. schneller Abstieg von
6,8 mag auf ein 2,3-Stunden-
Minimum gleich bleibender
Helligkeit. Weitere Minima
jeweils rd. 15 min früher am
21., 26., 31. (22:53)
18. 17:23 Mond in Erdferne
20. 4h Mond 5,4 Grad NW Jupiter
21. 22:54 Letztes Viertel
22. 01:38 Mond 2,9 Grad S Plejaden
23. 00:25 Neptun in Opposition zur Son-
ne
25. 3:15 Mond 5,8 Grad W Mars
27.
max. Libration im Mond-NW
27. 3h Komet C/2009 P1 Garradd (8,2
mag) bedeckt KH M 71 (8,2
mag)
29. 04:04 Neumond
30. 18:38 Mond in Erdnähe
FUHRMANN
PERSEUS Algol
Aldebaran
Plejaden
STIER
Jupiter
ER IDD W
CH WALFIS
ERIDANU S
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. September 1 Uhr MESZ
DREIECK
EDA ANDROM
KASSIOPEIA
FISCHE Uranus
KEPHEUS Deneb
SCHWAN
Wega
HERKULES
LEIER
EIDECHSE
PEGASUS
Albireo FÜCHSCHEN
PFEIL
DELFIN
Atair
ADLER
FÜLLEN
SCHLANGENTRÄGER
WASSERMANN Neptun
SCHILD
BILDHAUER
SÜDL. FISCH Fomalhaut
STEINBOCK SÜDWEST
SÜD
Mondphasen im September 2011
Erstes Viertel 4.9.
Planeten im September
Merkur taucht Anfang September am nordöstlichen Morgenhimmel auf. Beste Zeit ca. 4. bis 9.9. (am 9. bei Regulus!).
Venus kann frühestens Ende Oktober wieder am Abendhimmel gefunden werden.
Mars durchquert die Zwillinge und tritt dann in den Krebs ein. Er ist Planet des Morgens.
Jupiter steht zwischen Widder und Walfisch und ist so gut wie die ganze Nacht zu sehen.
Saturn beendet im September seine Abendsichtbarkeit.
Uranus kommt Ende September in Opposition. Er steht in den Fischen.
Neptun hat seine Opposition gerade hinter sich und kann weiterhin im Wassermann gefunden werden.
Vollmond 12.9.
Letztes Viertel 20.9.
Neumond 27.9.
Ereignisse im September
03. 4:30 Merkur Morgensichtbarkeit,
ONO-Horizont
04. 18:39 Erstes Viertel
04. 20:15 Mond 4,1 Grad NO Antares (Alpha
Scorpii)
05. 21:38 U Cep Minimum, nähere
Angaben s. 16.8.
10.
max. Libration im Mond-SO
10.
R Ser im Maximum bei
5,2 mag oder schwächer
12. 10:27 Vollmond
12. 22:22 RZ Cas Minimum 7,7 mag,
rd. 2 Std. schneller Abstieg
von 6,2 mag. Weitere Minima
18. 22:53, 24. 22:10, 30. 21:41
15. 07:25 Mond in Erdferne
16.
Zwergplanet 1-Ceres in Oppo-
sition zur Sonne, 7,7 mag,
1,992 AE
16. 4:45 Mond 7,7 Grad W Jupiter
18. 4h Mond 3,9 Grad SW Plejaden
20. 14:38 Letztes Viertel
23. 4:15 Mond 5,0 Grad S Mars
23. 10:05 Herbstanfang
24.
max. Libration im Mond-NW
25. 04:21 Mond 5,7 Grad S Regulus (Alpha
Leonis)
26. 01:14 Uranus in Opposition zur Sonne
27. 12:09 Neumond
28. 02:06 Mond in Erdnähe
28.
Mira (o Ceti) im Maximum bei
2,0 mag oder schwächer
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge / 50 Grad nördl. Breite
Service 111
Astro-Coaching online
von Hans G. Diederich
2009 wurde erstmals die Idee eines ,,AstroCoachings" in den Printmedien vorgestellt [1, 2]. Geplant war, Anfängern eine individuelle Unterstützung bei der Einführung in die Amateur-Astronomie bzw. in eines ihrer Teilgebiete anzubieten. Ich selber wollte in die Nutzung der Ressourcen des Internets einführen (Kataloge, Datenbanken, Bilddatenbanken und Literatur) und wartete nach den Veröffentlichungen auf interessierte Sternfreunde, die sich im Rhein-Main-Gebiet aufsuchen und unterstützen lassen wollten. Diese blieben aber aus. Dagegen meldeten sich andere.
Insgesamt drei Sternfreunde wohnten mehrere hundert Kilometer entfernt. Ich konnte daher nicht zusagen. Der dritte Anrufer aber blieb hartnäckig und erinnerte an die ,,Variante 2 mit der Kommunikation übers Internet". Und so vereinbarten wir schließlich, diese noch unerprobte Variante gemeinsam auf ihre Tauglichkeit zu prüfen.
Naturgemäß unterliegt die Online-Variante (das ,,Astro-Coaching online") keiner räumlichen Beschränkung. Es ist bundesweit verfügbar. Ein (a)DSL-Anschluss sollte auf beiden Seiten schon vorhanden sein, und ein Flatrate-Tarif sowohl für Daten als auch fürs Telefon lohnt sich ebenfalls, denn es bleibt bestimmt nicht bei einer einzigen Sitzung. Und diese wird auch nicht innerhalb von fünf Minuten beendet sein, sondern etwas länger dauern.
Im BAV-Forum hatte ich nach einer geeigneten Fernsteuer-Software gesucht und als Antwort ,,TeamViewer" erhalten, ein für die private Nutzung kostenloses Programm, das sich schnell herunterladen und problemlos installieren ließ. Es gibt noch andere Fernsteuerprogramme, die teilweise sogar Bestandteil des Betriebssystems sind. Mein Trainee und ich installierten also diese Anwendung, traten zur vereinbarten Zeit telefonisch in Kontakt, hatten beide unser Fernsteuer-Programm geladen und waren durch dieses mit dem Internet verbunden. Und dann wurde es ernst: Mein Trainee diktierte mir zwei Zahlen (User-Name und User-ID, beide vom Programm auf seiner Seite generiert), welche ich bei mir eintippte. Dann ein Druck auf ENTER und ...
Ich nutze Fernsteuer-Anwendungen seit 1995. Dennoch ist es immer wieder ein Erlebnis, wenn sich der Desktop eines fremden Rechners auf dem eigenen Display aufbaut. So auch hier. Sofort öffnete sich ein Fenster mit dem Desktop des Trainees. Das sah schon etwas anders als bei mir aus. Jeder konfiguriert schließlich seinen PC nach eigenem Belieben. Es folgten meine ersten zaghaften Versuche mit der fremden Maus. Sah der Sternfreund, was ich mit seiner Maus machte, worauf ich zeigte? Konnte ich bei ihm Schaltflächen betätigen, Texte schreiben, markieren und verschieben? Verzeichnisse öffnen und anlegen, Dateien öffnen und auch Anwendungen starten? Ja, das alles funktionierte.
Wir tauschten uns parallel dazu fernmündlich aus. Und im behutsamen Umgang mit dem PC eines anderen Menschen bildete sich die vertrauensvolle Basis, um danach gemeinsam etwas Neues ausprobieren und lernen zu können. Wir beide saßen jetzt gemeinsam vor einem einzigen PC, trotz mehrerer hundert Kilometer Entfernung zwischen uns.
Nachdem wir die Fernsteuer-Software ausreichend getestet hatten, begann das eigentliche Training. Mit dem InternetBrowser des Sternfreunds besuchte ich das Internet-Portal der BAV (FG Veränderliche Sterne) und zeigte ihm die Nutzung des Lichtkurven-Generators (wie man eine Sternbezeichnung eingibt, den Zeitraum, das Ausgabeformat). Nach dem Vormachen stellte ich die erste Aufgabe. Zurück auf der Startseite der BAV sollte mein Trainee erneut zum LichtkurvenGenerator finden und die Lichtkurve von einem anderen Veränderlichen holen. Der eine oder andere Hinweis war noch erforderlich. Aber der einzige, der jetzt mit Maus und Tastatur hantierte, war der Trainee. Und noch einmal bekam er eine ähnliche Aufgabe gestellt und konnte jetzt alles ohne Zutun meinerseits ausführen. Das Ziel war erreicht. Er hatte etwas gezeigt bekommen, es selber geübt und dabei gelernt. Und war von nun an in der Lage, ohne jede fremde Hilfe, vollkommen auf sich allein gestellt, diese Aufgabe zu erledigen. Mit diesem Beispiel aus unserer ersten Sitzung ist die Vorgehensweise
beim ,,Astro-Coaching online" vollständig gezeigt und belegt, wie sich individuelles Training auswirkt: Lernen nicht durch Lesen, nicht durch Zuhören und Zusehen, sondern Lernen durch Selbermachen, die effizienteste Art zu lernen, die es gibt. Das geschilderte Coaching wird fortgesetzt, mit neuen Themen und Fertigkeiten. Nicht nur der Trainee lernt. Coaching ist Kommunikation pur. Zusammen mit anderen Sternfreunden in der BAV versuchen wir, weitere Trainer zu gewinnen und das Angebot zu erweitern: mit mehr Trainees und mit weiteren Sachgebieten.
Wie soll sich nun ein Sternfreund verhalten, der meint, das wäre auch etwas für ihn, als Anfänger oder auch als Trainer? Wie könnten Vereinigungen, Volkssternwarten, die VdS und ihre FG ein solches Training in ihr bereits vorhandenes Angebot einbauen? Wie könnten daraus alle drei Gruppen den größten Nutzen ziehen? Ich denke, diese drei Gruppen sollten nicht abwarten, bis die jeweils anderen aktiv werden. - Anfänger und andere Interessenten
an einem Coaching sollten auf die für sie geeignete Vereinigung zugehen und nach einem auf ihre Bedürfnisse zugeschnittenen Training fragen. - Dies trifft genauso auf Sternfreunde zu, die sich als Trainer einbringen wollen. Sie könnten in ihrer Vereinigung ein Coaching aufbauen und anbieten. - Die Vereinigungen, welche häufig über mangelnden Zuspruch von neuen, insbesondere auch jüngeren Mitgliedern klagen, würden mit einem solchen Astro-Coaching nicht nur Anfängern helfen, sondern diese gleichzeitig auch als zukünftige Mitglieder gewinnen. All diese Möglichkeiten werden heute bestenfalls rudimentär genutzt. Es besteht daher ein großes Verbesserungspotenzial. Wir sollten es nutzen!
Literaturhinweise: [1] Diederich, H. G., 2009. BAV-Training
von Sternfreunden vor Ort, Individuelles Astro-Coaching, BAV-Rundbrief 2 (2009), 77 [2] Diederich, H. G., 2009. BAV-Training von Sternfreunden vor Ort, Journal für Astronomie IV/2009, 47-48
VdS-Journal Nr. 38
112 Service
M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalog diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Kometen zu verwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kollegen.
Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können.
Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus Burnham ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple / Sanner ,,Nightsky Observing Guide"
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VdS-J 40
Ausgabe 1/2012
Benötigte Objekte M 54 Sgr, M 55 Sgr
Einsendeschluss Juli 2011
und dem Internet (Pariser Observatorium www.obspm.fr/) entnommen.
Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden 33. Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten, sowie Aufnahmen von Wolfgang Bodenmüller, Klaus Hohmann und Manfred Simon 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.
Von den folgenden Objekten fehlt noch fotografisches Bildmaterial: M 85
Torsten Güths Höhenweg 1g, D-61231 Bad Nauheim Oder: solaris1000@gmx.de
M 18, Schütze (Sgr)
Objekttyp:
Offener Sternhaufen
Entfernung:
4.100 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 12 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,9 mag
Winkelausdehnung: 10'
Koordinaten:
Rekt. 18h20m
Dekl. -17 Grad 08`
Historisches: Dieses Objekt wurde von Messier am 3. Juni 1764 entdeckt. Messier erkannte be-
1 Als Aufnahmeoptik diente
ein Zeiss APQ 150 f=1200 mit einer ALccd6c Kamera. Es wurden vier Aufnahmen zu je 180 s Belichtungsdauer gewonnen. Der Ort war die Farm Rooisand in Namibia (Wolfgang Bodenmüller)
VdS-Journal Nr. 38
Service 113
reits seine wahre Natur als Sternhaufen, allerdings umgeben von einem schwachen Nebel. Diese Sichtung war abhängig von der Größe des verwendeten Fernrohrs. Im kleinen Fernrohr erkannte er einen Nebel. Messiers Eindruck von M 18 war schwächer als der von M 16.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Fernglas 8x56: Kleiner runder Nebelfleck, recht gut zu sehen, 7 mag hell und 6` groß. Einzelsterne sind nicht zu erkennen. M 18 ist relativ auffällig, so dass er bei einem Himmelsspaziergang mit genauer Beobachtung selbst entdeckt werden kann. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein schöner Sternhaufen. Insgesamt sind 24 Einzelsterne 8,6 bis 12,2 mag zu zählen. Die Gesamthelligkeit schätze ich auf 7 mag, den Durchmesser wohl irrtümlicherweise auf 20`. M 18 ist so auffällig, dass er bei einem Himmelsspaziergang leicht selbst entdeckt werden kann. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Sehr kleiner und unauffälliger Sternhaufen mit einer asymmetrische Form. Ich zähle ca. 11 Sterne. Der Sternhaufen hat keine deutliche Konzentration. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Auch bei 119-facher Vergrößerung erscheint er als sternarmer, aufgelöster Haufen. Er besteht aus mittelhellen Sternen zu einer unregelmäßigen Form gruppiert. Der Haufen hebt sich noch gut vom Hintergrund ab. (G. Kohler)
23 cm Öffnung: Ein lockerer Sternhaufen, voll aufgelöst und ohne diffusen Untergrund. In einem Feld von 9` Durchmesser sind 56 Einzelsterne 8,6 bis 14,2 mag zu zählen (Der hellste Einzelstern ist von 8,6 mag, 12 weitere helle Einzelsterne 9,2 bis 10,4 mag, die übrigen Einzelsterne ab 11 mag). Neun der hellen Einzelsterne bilden einen auffälligen Pfeil. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,2 mag. (G. Scheerle)
25 cm Öffnung: Bei 121-fach ein recht unauffälliger Sternhaufen, der sich kaum vom sternreichen Hintergrund abhebt.
Nur etwa 20-30 unterschiedliche helle Sterne gehören dazu. Die helleren Sterne überwiegen. Der Haufen ist in etwa zweigeteilt: Am südlichen Ende befindet sich ein Dreieck hellerer Sterne. Am nördlichen Ende ist eine Art Rechteck zu erkennen, welches aus acht helleren Sternen besteht. Sterne insgesamt locker gestreut. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Sehr lockerer Sternhaufen mit der Gesamthelligkeit 7 mag. In einem Feld von 8` Durchmesser sind 36 Einzelsterne von 8,8 bis 14 mag zu zählen. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst; ein diffuser Untergrund nicht zu erkennen. (G. Scheerle)
Fotografie: Dieser Sternhaufen wird mit Brennweiten um 300 Millimeter gerade so aufgelöst. Für die eindrucksvolle Darstellung sind 1000 Millimeter anzuraten, die das Objekt schön eingebettet in den umgebenden Sternwolken der Milchstraße zeigen. Allerdings ist die südliche Deklination des Objekts von Deutschland aus für diese Brennweiten zum Fotografieren doch recht hinderlich.
M 26, Schild (Sct)
Objekttyp:
Offener Sternhaufen
Entfernung:
5.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 20 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,0 mag
Winkelausdehnung: 14'
Koordinaten:
Rekt. 18h45m
Dekl. -9 Grad 24`
Historisches: Charles Messier fand diesen Sternhaufen am 20. Juni 1764. Jedoch wird die Entdeckung allgemein dem Astronomen Le Gentil im Jahre 1750 zugeschrieben. Messiers Teleskop war gut genug, keinen Nebel hierin zu zeigen.
2 Als Aufnahmeoptik diente
ein Meade LX200GPS mit 254 mm Öffnung. Die Brennweite betrug mit Reducer 1040 mm. Als Kamera wurde eine ATiK 16IC-HS eingesetzt und 140 Aufnahmen zu 10 s Belichtungszeit gestackt. (Klaus Hohmann)
VdS-Journal Nr. 38
114 Service
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Sucher 8x50: Bereits im 8x50-Sucher sichtbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: Ein 6` großer und 7,2 mag heller Nebelfleck ohne Einzelsterne. Eine körnige Struktur ist jedoch bereits auszumachen. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: In einem Feld von 11` Durchmesser sind 20 Einzelsterne von 9,4 bis 12,2 mag zu zählen (ein heller Einzelstern 9,4 mag, die übrigen Einzelsterne ab 10,8 mag). Im 5` großen Zentralbereich stehen die Sterne deutlich dichter (zehn Sterne); dort ist auch ein schwacher, diffuser und unaufgelöster Untergrund zu sehen. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,2 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Auch bei 112-fach ist er sehr klein. Ich kann ca. zehn schwache Sterne zählen. Indirekt sind es fast doppelt so viele. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Bei 119-fach erscheint er mittelgroß und von unregelmäßiger Form. Er ist in unterschiedlich helle Sterne von mittlerer und geringer Helligkeit aufgelöst. Unterteilt in einen großen Teil mit hellen und einen kleinen Teil im Süden mit schwachen Sternen. (G. Kohler)
23 cm Öffnung: Ein interessanter Sternhaufen! In einem Feld von 10` Durchmesser sind 88 Einzelsterne 9,4 bis 14,2 mag zu zählen. Die Osthälfte erscheint allgemein sternreich, die Westhälfte sternärmer. In der Mitte stehen die Einzelsterne deutlich dichter, allerdings teilen auffällige, breite, fast sternleere Dunkelbänder die Mitte in drei Sterngruppen. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst; ein diffuser Untergrund ist nicht zu erkennen. Die Gesamthelligkeit beträgt 8,2 mag. (G. Scheerle)
33 cm Öffnung: Auch bei 121-fach noch recht klein, hebt sich aber deutlich vom Hintergrund ab. Dreieckige Form. Recht sternarm: drei hellere und ca. 20 schwächere Sterne (geschätzt). Die Sterne sind recht locker gestreut. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein lockerer Offener Sternhaufen. In einem Feld von 10` Durchmesser sind 72 Einzelsterne 9,2 bis 14,4 mag zu zählen (vier helle Einzelsterne von 9,2 bis 10,8 mag, die übrigen Einzelsterne sind ab 11 mag). Der Sternhaufen ist voll aufgelöst; ein diffuser Untergrund ist nicht zu erkennen. In der Mitte stehen die Sterne deutlich dichter, während der Rand völlig offen erscheint und eine Abgrenzung schwer fällt. Die Gesamthelligkeit beträgt 7,8 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Es gilt ähnliches wie für M 18: Brennweiten um 300 Millimeter sind nötig, um ihn gerade so aufgelöst abzubilden. Für die eindrucksvolle Darstellung rate ich zu 1000 Millimeter und dem APS-C Format, die das Objekt schön eingebettet in den Sternen der Milchstraße zeigen.
M 28, Schütze (Sgr)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
19.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 60 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,8 mag
Winkelausdehnung: 11,2'
Koordinaten:
Rekt. 18h24m
Dekl. -24 Grad 52`
Historisches: Charles Messier entdeckte dieses Objekt am 27. Juli des Jahres 1764. Er erkannte es nur schwer als einen runden Nebel ohne Sterne. William Herschel löste es erstmals als Sternhaufen auf.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Sucher 8x50: Bereits im 8x50-Sucher als schwacher Lichtfleck wahrnehmbar. (D. Panczyk)
11 cm Öffnung: Helle, gut erkennbare, runde, diffuse Nebelfläche, 6,8 mag hell und 8` groß. Die Nebelfläche erscheint andeu-
VdS-Journal Nr. 38
3
Aufnahmeinstrument war ein Meade Schmidt-Newton 203/812 mm auf LXD55-Montierung. Kamera: Canon EOS 300D mit UV/IR-Filter. Belichtet wurden 21 x 30 s (ISO 800). Der Aufnahmeort lag nahe Kaufbeuren. (Manfred Simon)
Beobachterforum
115
tungsweise körnig; Einzelsterne sind aber nicht auszumachen. (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: Kleiner runder Nebelfleck, gut erkennbar, 7 mag hell und 6 bis 7` groß. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Bei 159-facher Vergrößerung erkannte ich einen hellen Kern. Es ist noch nichts aufgelöst. Die Form ist deutlich asymmetrisch. Bei hohen Vergrößerungen ist der Sternhaufen schon sehr schwach. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Bei 228-fach sah ich einen runden Fleck mit einem hellen und großen Zentrum. Gut zu sehen. Der Rand ist etwas körnig, sonst ist nichts aufgelöst. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Unter besten Bedingungen (La Palma) erschien er bei 179-fach gut aufgelöst. (T. Güths)
25 cm Öffnung: Rundliche Form. Relativ stark konzentriert. Heller Zentralbereich mit schwächeren Außenbezirken. Bei 179-fach und indirektem Sehen sind einige Einzelsterne im Außenbezirk sichtbar. Der übrige Haufen bleibt unaufgelöst bzw. körnig strukturiert. (D. Panzcyk)
40 cm Öffnung: Helle, runde, stark konzentrierte Nebelfläche, insgesamt 7,2 mag hell und 8` groß. Es sind etwa zehn Einzelsterne von 12 bis 13,4 mag zu erkennen mit einem hellen Stern von 12 mag. Die übrigen Einzelsterne sind ab 13 mag). Der Kern ist 2` groß, hell und kör-
nig. Die Außengebiete sind sehr schwach und diffus; nur hier sind die Einzelsterne zu sehen. (G. Scheerle)
Fotografie: Dieser Kugelhaufen benötigt Brennweiten ab 750 MIllimeter, um seine Natur eindrucksvoll wieder zu geben. Allerdings ist seine südliche Deklination aus Deutschland heraus bei diesen Brennweiten fotografisch recht problematisch. So stand er bei der abgebildeten Aufnahme maximal 17 Grad über dem (rechnerischen) Horizont.
Discovery jagt ISS
von Karlheinz Seeger
Anlässlich der letzten Space-Shuttle-Missionen habe ich Strichspuraufnahmen vom abendlichen Überflug der Internationalen Raumstation ISS mit der im Landeanflug befindlichen Raumfähre Discovery aufgenommen. Beobachtungsort war Nagold
in Baden Württemberg, Kamera eine Nikon FE Spiegelreflexkamera auf einem Stativ mit 50-mm-Objektiv und Drahtauslöser (Film: Fuji Superia X-Tra 400).
1 Das Bild zeigt die Spuren der beiden Raumfahrzeuge aus Richtung Südwesten kommend vor dem Hintergrund des
Sternbilds Orion.
VdS-Journal Nr. 38
116
Beobachterforum
2 Auf Abbildung 2 fliegen die beiden künstlichen Himmelskörper oberhalb des Sternhaufens Praesepe und unterhalb von
(rechts) Pollux und Castor in den Zwillingen. Links sieht man, wie die beiden Raumschiffe langsam verschwinden und in den Erdschatten eintauchen. Die hellere Strichspur zeigt die Bahn der ISS, die schwächere die der nachfolgend im Landeanflug befindlichen Discovery. Die Bilder entstanden bei einem der letzten Discovery-Flüge.
Sonne, Mond und Sterne über Stonehenge
Foto-Exkursion zum berühmtesten Steinkreis der Welt
von Burkard Steinrücken, Rainer Sparenberg und Wolfgang Bischof
- Teil 1 -
Im Mai 2010 brachen einige Mitglieder der Freunde der Volkssternwarte Recklinghausen zu einer Reise auf, um das astrofotografische Potential der Stonehenge-Landschaft zu erkunden. Wie lassen sich die Steine ins rechte Bild rücken (Abb. 1) und zusammen mit der Sonne und dem Mond in Horizontnähe darstellen? Diese Aufgabenstellung führte zu einer systematischen Suche nach geeigneten Standorten, die uns der ursprünglichen Intention der steinzeitlichen Erbau-
er der Anlage näher brachte, die Lage des Steinkreises geschickt an die visuellen Möglichkeiten der Landschaft anzupassen und sie mit rätselhaften Erdwerken zu gliedern und zu gestalten.
Architektur, Landschaft und Himmelserscheinungen als Gestaltungselemente Stonehenge! Kein anderes prähistorisches Bauwerk in Europa vermag die Phantasie der Menschen seit Jahrhunderten derart zu beflügeln wie der berühmte Stein-
kreis in der Salisbury Plain in der Nähe von Amesbury/ Südengland. Stonehenge gilt zwar als die steinzeitliche Sternwarte schlechthin, aber so einfach, wie die grundlegende geometrische und symmetrische Gestaltung der Anlage auf der Grundform eines Kreises es zunächst vermuten lässt, verhält es sich nicht. Die astronomische Deutung dieses Bauwerks bzw. seiner verschiedenen baulichen Elemente ist umstritten und wird von Fachleuten und Laien kontrovers diskutiert. Allein was die Ausrichtung der
VdS-Journal Nr. 38
Beobachterforum
117
Symmetrieachse des zentralen Hufeisens aus fünf Trilithen betrifft, herrscht weitgehend Übereinstimmung, dass sich darin eine absichtliche Hinwendung zu einer Sonnenwende äußert. Ein mysteriöses lineares Erdwerk, ,,Prozessionsstraße" genannt, erstreckt sich in der Verlängerung der Symmetrielinie in nordöstlicher Richtung und deutet ebenfalls noch in jene Richtung des Horizontes, in der der erste Strahl der Sonne am Tag der Sommersonnenwende erscheint.
Aber auch die Gegenrichtung zeigt eine solstitiale Orientierung, der in jüngeren Studien sogar größere Bedeutung beigemessen wird als der Aufgangsrichtung der Sommersonne. Steht man nämlich auf der Prozessionsstraße etwa auf Höhe des vorgelagerten Fersensteins und blickt in Richtung der Symmetrieachse zum Monument, so bleibt in diesem steinernen Wald aus vielen Blöcken und waagerechten Quersteinen nur ein einzelnes Fenster frei, welches Durchblick in Richtung Südwesten gewährt. Auch heute noch, wo viele Steine des Kreises fehlen und einige der Trilithen des Hufeisens umgestürzt sind, ist dieser Durchblick auffällig (Abb. 2). Er peilt die tief stehende Wintersonne an, die kurz vor ihrem Untergang am Mittwintertag dieses Fenster durchstrahlt.
1 Die Stonehenge-Anlage bei Sonnenuntergang
Was auch immer sich vor Jahrtausenden zu welchen Terminen im Kreis von Stonehenge abgespielt hat - wir können es nur
erahnen. Mit Recht als naheliegend gilt aber der Ansatz, eine Einbindung in die Natur und ihre Zyklen, damit auch eine
2 Blick von der Prozessionsstraße auf Höhe des Fersensteins (links) auf Stone-
henge. In der Mitte ist das Fenster zur Wintersonne zu sehen, welches einziger Durchblick war, als noch alle Steine standen. Straße, Zaun und das Besucherleitsystem stören den Blick.
VdS-Journal Nr. 38
118
Beobachterforum
Hinwendung zum Himmel mit seinen zyklischen Veränderlichkeiten, habe in der Steinzeit eine zentrale Rolle gespielt. Mithin kommt auch der Astronomie eine wichtige Funktion beim Verständnis der steinzeitlichen Kultur zu. Aber sie ist nicht allein relevant und dann auch nicht in wissenschaftlicher Intention, sondern eher in ritueller und kalendarischer Funktion bedeutsam. Als weiterer wichtiger Deutungsansatz kommt die Landschaft hinzu, die durch die prähistorische Gesellschaft eine geometrische und visuelle Gliederung erfuhr. Und tatsächlich wird auch heute noch jedem Wanderer, der mit offenen Augen die StonehengeLandschaft durchstreift, offenkundig, dass hier ein wichtiges, wenn nicht das entscheidende Element für das Verständnis der steinzeitlichen Sakralbauweise gegeben ist. Die Stonehenge-Landschaft ist sehr bewusst von den Menschen der Vorzeit gestaltet worden und das offensichtlich mit der Idee, visuelle Erlebnisse durch eine zielgerichtete und geleitete Bewegung hervorzubringen.
Alle möglichen Standorte, von denen man den Steinkreis anpeilen kann, sind zu einer rituellen Tabuzone zusammengefasst (ganz anders heute, wo dieser Kernbereich brutal von zwei vielbefahrenen Straßen durchschnitten wird, die in weniger als hundert Metern Entfernung am Monument vorbeiführen). Die Grenzen dieses Sichtgebietes werden von sehr großen Grabhügeln gesäumt. Wandert man entlang der großen linearen Erdwerke (der Prozessionsstraße und des ,,Cursus" nördlich der Steine) durch die Stonehenge-Landschaft und wendet dabei den Blick zum Steinkreis, so erlebt man verschiedenste Perspektiven und Sichtverhältnisse. Die Steine scheinen aus der sanft hügeligen Landschaft emporzusteigen oder darin zu verschwinden, je nachdem, welchen Weg man nimmt. Nur in sehr wenigen Situationen bei solchen Streifzügen sieht man das Monument auch gegen den Himmel ragen. Vor allem wenn man die Prozessionsstraße herabwandert, erlebt man ein bemerkenswertes Phänomen: Befindet man
VdS-Journal Nr. 38
3 Annäherung auf der Prozessionsstraße. Im letzten Teilstück erhebt sich
Stonehenge über den Horizont und der Durchblick durch das zentrale Fenster wird frei.
sich am Anfang des linearen Stückes, das auf Stonehenge zuläuft, sieht man die Steine gar nicht, denn man befindet sich in einer Senke des leicht welligen Geländes. Bewegt man sich nun entlang dieser Linie auf Stonehenge zu, so tauchen die Steine plötzlich auf und scheinen mehr und mehr in den Himmel zu wachsen. Das Monument bildet schließlich eine eindrucksvolle Kulisse vor dem natürlichen Horizont mit Durchsicht durch das genannte Fenster (Abb. 3).
Eine moderne archäoastronomische Interpretation von Stonehenge enthält sich nicht nur allzu phantasievoller, aber unbeweisbarer Behauptungen für alles Mögliche, sondern lenkt vor allem das Augenmerk auf das Zusammenspiel von Landschaft, Monument und Himmel. So sind gewisse, von der Natur ausgezeichnete Zeitpunkte in die Architektur von Monument und Landschaft eingeflossen, in ihr inszeniert und erlebbar gemacht. Der Mensch, der sich in dieser Landschaft befindet, kann durch Bewegung und Aufsuchen eines geeigneten Standortes zu bestimmten Zeiten eine Verbindung herstellen zu dem besonderen kosmi-
schen Ereignis (z.B. einer Sonnenwende) und seiner Welt. Die Verbindung wird in einer linearen Aufreihung von Himmelskörper, Bauwerk, Landschaftsmerkmal und Mensch an einem bestimmten Ort zu einer bestimmten Zeit offenbar.
Das Ziel der Reise Wer Stonehenge vom Schreibtisch aus erforscht oder sich allein mit der Architektur des Steinkreises befasst, dem entgehen diese landschaftlichen Aspekte der steinzeitlichen Sakralarchitektur. Ziel der hier beschriebenen Exkursion war es, diesen Besonderheiten nachzuspüren, das horizontastronomische Potential der Landschaft zu erkunden und sich am Originalschauplatz in die steinzeitliche Gedankenwelt einzufühlen.
Die doppelt solstitial orientierte Prozessionsstraße lässt sich allerdings in heutiger Zeit nicht mehr in der ursprünglichen Funktion erleben. Zum einen ist dafür natürlich ein Besuch zum rechten Zeitpunkt (Sommer- oder Wintersonnenwende) erforderlich, zum anderen sind die Blickrichtungen heutzutage verstellt, d.h. die Einnahme des richtigen Standor-
4
Der ideale Beobachtungsbereich in einer Skizze. Die Böschung ist mit einem Pfeil gekennzeichnet. Angedeutet ist auch die Zugangsmöglichkeit bei den gegebenen Verhältnissen im Mai 2010.
Beobachterforum
119
tes ist unmöglich. Der Besuch der Mitte ist dem allgemeinen Publikum normalerweise untersagt. Zu den Sonnenwenden wird eine Ausnahme gemacht und einige zehntausend Menschen bevölkern dann die Anlage. Eine ungestörte Beobachtung in Richtung der Prozessionsstraße ist so nicht möglich und schon gar nicht die stille Zwiesprache mit der Natur.
Will man die ursprünglichen Verhältnisse und Stimmungen astrofotografisch einfangen, muss man sich einen Ort in der Landschaft zu suchen, der ähnliche Möglichkeiten wie einst die Prozessionsstraße bietet, aber auch möglichst entlegen ist. Man benötigt freie Sicht auf das Monument ohne Straßen, Verkehrschilder und Zäune im Blickfeld, wobei die Steine natürlich auch gegen den Himmel ragen müssen. Idealerweise wählt man den Standort und die Exkursionszeit so, dass Auf- oder Untergänge von Sonne und/oder Mond hinter der StonehengeKulisse erlebt werden können. Es kann letztlich zwar kein Standort sein, der den Bedingungen des richtigen Datums und der Ausrichtung von Stonehenge genügt, zumindest aber soll er die Beziehung von Stonehenge zur Landschaft und zum Himmel in einer den steinzeitlichen Verhältnissen ähnlichen Weise erlebbar machen. Bei der Exkursion im Mai 2010 wurde ein solcher Ort erkundet und die Untergänge von Sonne, Mondsichel und Venus hinter der Stonehengekulisse beobachtet und fotografiert. Es waren wunderbare Schauspiele, die die Reise zu einem unvergesslichen Erlebnis werden ließen. So kam der Gedanke auf, anderen interessierten Sternfreuden eine Hilfe zu bieten, Vergleichbares in der Stonehenge-Landschaft selbst zu erleben.
5 Blick vom Beobachtungsstandort auf Stonehenge. Rechts ein markanter
Grabhügel innerhalb des Stonehenge-Dreiecks.
Der ideale Beobachtungsstandort im Mai 2010 Während der Reise vom 13. bis 16. Mai 2010 lag die Deklination der Sonne bei +18,5 Grad . Der Mond besaß als zunehmende Sichel bei seinem Untergang am 15. Mai (zwei Tage nach Neumond) eine topozentrische Deklination von +24,2 Grad . Der Sonnenuntergang erfolgte bei einem Nordazimut von 300 Grad , der Monduntergang bei 311 Grad .
Die Beobachtung des Sonnenaufgangs dieser Deklination hinter der Stonehenge-Kulisse war unmöglich. Dazu hätte man sich in unmittelbarer Nähe des Steinkreises aufstellen müssen und zwar noch innerhalb des als Stonehenge-Dreieck bezeichneten Bereichs, der von den Stonehenge umlaufenden öffentlichen Straßen und Wegen umgrenzt wird (Abb. 4). Der freie Zutritt zu diesem Bereich ist streng untersagt, was von einer eigens für die Bewachung errichteten Polizeistation auch nachts ständig kontrolliert wird. Außerhalb des Dreiecks sieht man Stonehenge dagegen nicht mehr über den Aufgangsbereich des Horizontes bei den Sonnenständen Mitte Mai aufragen.
Zur Beobachtung der Untergänge wurde eine Böschung im bewirtschafteten Bereich der Stonehenge-Landschaft als Standort gewählt (Abb. 4). Sie konnte im Mai 2010 durch ein Rapsfeld entlang von Treckerspuren ohne Beschädigung von Pflanzen erreicht werden. Die Bauern im Umfeld von Stonehenge achten sehr auf ihre Felder, da sie immer auch mit Personen rechnen, die Unfug im Sinn haben. Man sollte die Bedürfnisse der Land-
wirtschaft unbedingt respektieren und sehr behutsam sein, da das Queren eines bewirtschafteten Feldes an sich nicht zulässig ist und Aktionen dieser Art im Einklang mit den Anliegen der Menschen vor Ort zu erfolgen haben.
Die steile Böschung ist unbewirtschaftet und bietet einen erheblichen Bewegungsspielraum in nord-südlicher Richtung, so dass ein großer Bereich von Standorten zur Verfügung steht, der Stonehenge im Deklinationsbereich von +17 Grad bis +25 Grad bzw. im Azimutbereich von 297 Grad bis 312 Grad zu verschieben gestattet. So konnte in diesem Fall auch noch der Untergang der Venus hinter Stonehenge als Strichspur dokumentiert werden. Venus war Mitte Mai 2010 Abendstern mit einer Deklination von +24,7 Grad Grad und ging in einem Azimut von ca. 312 Grad unter. Von der Böschung aus sieht man Stonehenge in ca. 700 Metern Entfernung und es erhebt sich vollständig über den Horizont. Die vielbefahrene Straße unterhalb des Monuments ist zum größten Teil durch eine Bodenwelle bedeckt und man hat tatsächlich den Eindruck, den Lebensumständen der modernen Welt entrückt zu sein (Abb. 5). Es gibt in heutiger Zeit keinen zweiten Ort in der gesamten Landschaft, von dem aus die Untergänge der Gestirne hinter den Steinen derart ungestört und stimmungsvoll beobachtet werden können.
In Teil 2 unseres Beitrags werden wir einige schöne Astrofotos zu Stonehenge vorstellen und kommentieren.
VdS-Journal Nr. 38
120 Rezensionen
,,Spektralatlas für Astroamateure" von Richard Walker
von Thomas Eversberg
Einer der problematischsten Punkte insbesondere für angehende AmateurSpektroskopiker sind fehlende nutzbare, umfassende und möglichst leicht verständliche spektrale Atlanten. Im Markt zur Verfügung stehende Bücher decken entweder nur einzelne Aspekte ab oder sie behandeln nur bestimmte spektrale Charakteristika. Darüber hinaus sind manche dieser Werke entweder nicht mehr erhältlich oder relativ teuer. Letzteres ist umso ärgerlicher, wenn teure Bücher nicht einmal einen vernünftigen Nutzen bringen. Völlig anders ist der Text des ,,Spektralatlas für Amateure" von Richard Walker ("Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers" in deutscher Ver-
sion). Die aktuell verfügbare Version 1.2 verweist auf ein für den Leser kostenloses (!) Projekt, welches permanent erweitert werden soll. Für einen Rezensenten liegt es daher in der Natur der Sache, dass angesichts eines kostenlosen Textes eine echte Buchkritik unangebracht ist. Meine Anmerkungen sollten daher auch eher als persönliche Wahrnehmung gelesen werden.
Es ist erfrischend, dass der Autor nicht nur seine praktischen Erfahrungen präsentiert sondern diese auch inhaltlich unterlegt. So werden die farblich abgebildeten 2D-Spektren und ihre eindimensional reduzierte Darstellung nicht nur
mit den Elementspezies und deren Wellenlängen dargestellt sondern auch noch von Prosatexten begleitet, die die jeweiligen Spektren und die zugrunde liegende Physik kommentieren. Somit wird der Leser niemals allein gelassen sondern behutsam an das Thema heran geführt. Und dies nicht nur für alle Sterne der Hertzsprung-Russell-Klassifikation sondern auch für exotische Objekte/Phänomene wie Wolf-Rayet- oder Be-Sterne sowie für Planeten und Nebel. Selbst Galaxien werden angesprochen, dies jedoch sehr komprimiert und (angekündigterweise) noch erweiterungsfähig. Glücklicherweise werden auch Gasentladungslampen behandelt, doch ausgerechnet das Neon-
1 Bildtafel aus dem Spektralatlas
VdS-Journal Nr. 38
Rezensionen 121
spektrum, welches bei Amateuren bei der spektralen Kalibration gebräuchlich ist, wird unvollständig nur im roten Licht abgebildet. Auch im blauen Spektralbereich existieren Linien, die zwar schwach sind, bei höherer Belichtungszeit aber durchaus genutzt werden können. Der Text gibt dies nur verschlüsselt für den Experten wieder. Auch das Inhaltsverzeichnis ist noch ausbaufähig, nicht alles wird
dort gelistet. Das sind jedoch eigentlich nur Marginalien, die in einer nächsten Version zwanglos beseitigt werden können. So bleibt ein überaus erfreulicher Gesamteindruck, der durch hilfreiche Tabellen im Anhang verfestigt wird. Sogar das Periodensystem der Elemente sowie die Ionisationsenergien sind aufgeführt Hier macht das Lesen und Lernen Spaß. Ein spannendes Buchprojekt mit großem
Potential. Man darf auf die nächsten Versionen gespannt sein.
Der deutsche bzw. englische Text findet sich auf der Homepage des Autors: http://www.ursusmajor.ch/ astrospektroskopie/richard-walkerspage/index.html
Wenn die Sonne wieder aktiv wird
von Torsten Güths
Bibliographische Daten: Jürgen Banisch: Die Sonne - eine Einführung für Hobbyastronomen Erste Auflage, Oculum-Verlag, ISBN 978-3-938469-24-8, 19,90
Wenn unsere Sonne nach ihrem gerade zurückliegenden, sehr langen Aktivitätsminimums wieder langsam mehr Aktivität zeigt, gibt es viel mehr Effekte und Beobachtungsobjekte auf unserem Zentralgestirn, als es dem Otto-Normalbeobachter bewusst ist. Eine umfassende Einführung soll das vorliegende Werk bieten.
,,Dieses Buch erklärt die Phänomene auf der Sonne und zeigt, wie man diese mit modernen Sonnenteleskopen beobachten und fotografieren kann. Dazu zählt neben dem herkömmlichen ,,Weißlicht" die Beobachtung in speziellen Spektrallinien der Elemente Wasserstoff und Kalzium. Besonderer Wert wird auf die Sicherheit der Sonnenbeobachtung gelegt. Ausführlich werden verschiedene Filtermethoden erklärt und ihre Eignung für die verschiedenen Beobachtungszwecke herausgestellt."
Das Werk hat 232 Seiten im Softcover. Das Format ist mit 24 x 17 Zentimetern etwas größer als DIN A5. Die Abbildungen sind bis auf wenige Ausnahmen farbig, von guter Qualität und erläutern den Textinhalt vortrefflich.
Der Inhalt unterteilt sich in einen Theorie- und einen Praxisteil: Theorie - Die Sonne aus der Sicht der Erde - Sonnenphysik - Phänomene - Sonnenforschung
Praxis - Ausrüstung - Methoden - Beobachtungsobjekte - Beobachtungspraxis - Anhang
Der Theorieteil beginnt mit der Beschreibung des Sonnensystems, wie es von der Erde aus erfassbar ist. Grundlegende Daten der Sonnen und der großen Planeten werden angegeben. Die Bewegung der Sonne am Firmament und die Abhängigkeit dieser Bahnen vom geografischen Ort des Beobachters wird eingehend beschrieben.
Dann geht es an den Aufbau der Sonne. Daneben beschreibt Banisch ihre zeitliche Entwicklung und physikalische ,,Funktionsweise" samt den auftretenden Phänomenen. Die Verteilung der Elemente und der Energiehaushalt wird mit vielen interessanten Angaben dargestellt.
Die beobachtbaren Phänomene werden in einem gesonderten Abschnitt näher beschrieben. Das ist sehr interessant für den Beobachter, da sein Augenmerk auf die strukturellen und dynamischen Besonderheiten der Beobachtungsobjekte gelenkt wird.
Das kleine Kompendium über die Historie der Sonnenforschung und die Vorstellung heutiger moderner Forschungseinrichtungen findet man in der Form kaum in anderen Quellen.
Der zweite Teil ist der beobachterischen Praxis gewidmet. Er beginnt mit der Vorstellung des amateurastronomischen Instrumentariums samt des umfassenden Zubehörs im Hinblick auf den Haupteinsatzzweck, der Sonnenbeobachtung. Die technischen Eigenschaften der verschiedenen Instrumente samt ihrer Vorzüge werden dem Leser nahe gebracht. Bei der Beschreibung der Beobachtungsmethoden findet sich auch eine zweiseitige Auflistung mit Gefahrenhinweisen, in der auch mit einigen Mythen aufgeräumt wird.
Die bereits im Theorieteil beschriebenen Beobachtungsphänomene werden nochmals mit der konkreten Methodik des Beobachtens erläutert. Dem Leser wird so eine systematische Beobachtungsweise gelehrt.
Abschließend wird auf die Umgebungseinflüsse eingegangen, die das Beobach-
VdS-Journal Nr. 38
122 Vorschau
tungsergebnis beeinträchtigen können. Die Tipps zum Zeichnen und Fotografieren beenden den praktischen Teil. Ein Glossar mit weiterführenden Quellen findet sich am Ende dieses Werks.
Das Buch ,,Die Sonne" ist ein sehr umfassendes und modernes Werk, das dem Hobbyastronom alles Wissenswerte über die Sonne in leicht lesbarer Weise her-
vorragend vermittelt. Das vom Autor gesteckte Ziel wird voll und ganz erreicht. Ein naturwissenschaftliches Basiswissen ist für ein leichtes Verständnis des Buchs jedoch von Vorteil.
Ein Werk, das auch Nicht-Sonnenfans die Beobachtung unseres Taggestirns schmackhaft macht!