Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 44
BEITRAG
4 Star oder Sternchen? (Melchert Sven)
6 Man sieht sich immer zweimal im Leben (Loscar Michael)
6 Schwerpunktthema Venustransit 2012 (Melchert Sven, Bannuscher Dietmar)
8 Zum Venustransit an die Ostsee (Fröhlich Miroslaw)
10 Reise zum Venustransit 2012 nach Spitzbergen (Domning Ekkehard)
14 Auf der Jagd nach dem Venustransit in Peenemünde (Hänel Andreas)
18 Der Venustransit in H-Alpha (Binnewies, Lucius, Melin, Simon, Sparenberg)
20 Kurztrip am 5./6.6. zum Venustransit nach Meißen (Spuling Johannes)
22 Venus vor der Morgensonne (Zitzelsberger Franz)
24 Venuksen Auringon kanssa - Venus tanzt mit der Sonne (Görze Ulrich)
28 Ein guter Grund zum Aufstehen (Reinert Caroline)
30 Mein Venusdurchgang vor der Sonne (Brämer Ulrich)
32 Atmospärische Erscheinungen während des Venustransits (Hinz Claudia)
54 Vom Brillenglas zum Teleskop Teil 2 (Ries Christoph)
56 Selbstbau-Teleskop und Montierung (Klassen Friedhelm)
61 Farbkalibrierung einer CCD-Aufnahme anhand bekannterHelligkeiten von Feldsternen G-Sternen - 2 (Riepe Peter, Tomsik Harald)
65 Start in ein neues Hobby (Ziegler Horst)
69 Takahashi FSQ 106 ED (Hoppe Michael)
75 Airglow (Hinz Claudia)
78 Simulation von Koronen und Irisierenden Wolken Teil 1 (Haußmann Alexander)
80 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 44 (Bohle Jens)
81 Vier obskure Collinder-Sternhaufen beim Rosettennebel (Fritz Michael)
81 Der Durchblick - NGC 1647 (Spitzer Daniel)
84 Die Galaxie M 106 (Glahn Uwe)
85 Pellet 550 revisited (Bohle Jens)
87 Das Galaxienpaar M 51 - NGC 5195 (Scheerle Gerhard)
89 Buchbesprechung "Die Jagd auf die Venus" (Hamel Jürgen)
89 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 44 (Steinicke Wolfgang)
90 Ein verschwundener Planet (Sebastian Daniel)
91 VEGA und JuWin (Reinert Caroline)
92 Neues aus der FG Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
93 Die 15. Kleinplanetentagung (Griesser Markus)
97 Kosmische Begegnungen Journal 44 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
100 Der Komet C/2009 P1 (Garrad) (Pilz Uwe, Kammerer Andreas)
105 Jupiterbedeckung durch den Mond am 15.7.2012 (Binnewies S., Binnewies T., Großmann G., Liebig A., Wolf R.)
105 Wirbelautobahn auf Jupiter (Celnik Werner E.)
107 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 12 (Bulling Andreas)
107 ASpekt 12 (Hunger Thomas)
109 Asteroid (351) Yrsa bedeckt den Doppelstern HO 368 (Klös Oliver)
110 Der Bedeckungsveränderliche OW Geminorum (Viertel Andreas)
112 VdS Mitglieder neu Begrüßung Journal 44 (Garbe Eva)
112 V1016 Ori und BM Ori (Wenzel Klaus)
113 Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten SuW J. 44 (Guthier Otto)
113 VdS-Vorstand aktuell Journal 44 (Melchert Sven)
114 Die 36. Würzburger Frühjahrstagung (Guthier Otto)
115 Das 21. ITV am Gederner See (Bergthal Siegfried, Bergthal Walburga)
115 Hinweise zur Beitragsrechnung für das Kalenderjahr 2013 (Kessler Thomas)
44
0 Die Astronomische Vereinigung Rottweil e.V. (Beitrag)
0 Sternfreunde Münster e.V. (Beitrag)
0 Astronomischer Arbeitskreis Mönchengladbach e.V. (Beitrag)
0 Observatorium Aurora (Beitrag)
BEITRAG
120 Der Sternhimmel Januar-Februar-März 2013 (Melchert Sven, Celnik Werner E., Braune Werner)
123 Licht aus in Australien (Fichtner Stephan)
126 Die ringförmige Sonnenfinsternis am 21.5.2012 (Meyer Stefan)
127 Polarlicht 2012 über Riesa (Schwager Stefan)
131 Visuelle Farbbeobachtungen von Deep-Sky-Objekten (Töpler Rainer)
140 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 44 (Celnik Werner E.)
140 Ihr Service-Code (Weis Alexander)
44
0 Einladung zur gemeinsamen Planeten- Kometen- und (Beitrag)
0 ASpekt 2013 (Beitrag)
0 Spenden an die VdS (Beitrag)
BEITRAG
0 Editorial Journal 44 (Bannuscher Dietmar)
Textinhalt des Journals 44
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4
Nach Redaktionsschluss
Star oder Sternchen?
Der Komet C/2011 L4 PanStarrs
von Sven Melchert
Es war am Morgen des 6. Juni 2011, genau ein Jahr vor dem Venustransit, als das automatische Suchteleskop ,,PanStarrs" (das ,,Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System" auf Hawaii) im Gebiet der Sternbilder Skorpion/Schlangenträger ein Objekt der 19. Größenklasse aufnahm. Durch seine Bewegung relativ zu den Sternen verriet es sich als Kleinkörper in unserem Sonnensystem. Nachfolgende Beobachtungen anderer Sternwarten identifizierten das Objekt als bisher unbekannten Komet und führten zu einer ersten Bahnberechnung. Schnell wurde klar: Dieser Komet hat das Potenzial für einen großen Auftritt im Frühjahr 2013. Weitere Beobachtungen bis Oktober 2012 haben diese Annahme bestätigt. Ab Oktober ist die Elongation des Kometen von der Sonne deutlich geschrumpft, man wird ihn mit etwas Glück erst wieder im Januar 2013 aufsuchen können (allerdings bei einer Deklination von -44 Grad, von Deutschland aus also unter dem Horizont). Und nach einer weiteren Annäherung an die
1 Die Bahn des Kometen C/2011 L4 PanStarrs von Anfang März bis Anfang Mai 2013.
Sonne beginnt sie auch schon, die - vermutlich große - Show von ,,PanStarrs".
C/2011 L4 ist ein nicht periodischer Komet, seine Bahn führt den kleinen Körper erstmals seit 100.000 Jahren aus den Tie-
fen des Sonnensystems in die Nähe von Sonne und Erde. Damit sollte er genügend ,,frisches Material" mitbringen, um eine große Helligkeit und einen ordentlichen Kometenschweif auszubilden. In einem Abstand von 0,3 AE wird dieser Ko-
Komet C/2011 L4 PanStarrs, Standort Mitte Deutschland (50 Grad Nord, 10 Grad Ost)
Datum
10. März 2013 11. März 2013 15. März 2013 16. März 2013 19. März 2013 20. März 2013 25. März 2013 27. März 2013 30. März 2013
4. April 2013
Helligkeit
Höhe am Ende der
(Angaben unsicher) bürgerlichen Dämmerung
0,5 mag
18:49 Uhr: 4,2 Grad
Neumond
1,2 mag
18:57 Uhr: 10,7 Grad
1,4 mag
18:59 Uhr: 11,6 Grad
Mond im Ersten Viertel
2,3 mag
19:05 Uhr: 14,3 Grad
3,3 mag
19:13 Uhr: 16,2 Grad
Vollmond
4,2 mag
19:22 Uhr: 17,4 Grad
4,9 mag
19:30 Uhr: 18,5 Grad
Höhe am Ende der nautischen Dämmerung 19:27 Uhr: unter Horizont
19:35 Uhr: 4,8 Grad 19:37 Uhr: 5,7 Grad
19:43 Uhr: 8,5 Grad 19:52 Uhr: 10,7 Grad
20:01 Uhr: 12,4 Grad 20:10 Uhr: 14,1 Grad
Höhe am Ende der astronomischen Dämmerung 20:05 Uhr: unter Horizont
20:14 Uhr: unter Horizont 20:16 Uhr: Untergang
20:23 Uhr: 2,8 Grad 20:32 Uhr: 5,5 Grad
20:42 Uhr: 7,7 Grad 20:53 Uhr: 10,0 Grad
Komet C/2011 L4 PanStarrs, Standort Teneriffa (28,3 Grad Nord, 16,5 Grad Ost)
Datum
5. März 2013 10. März 2013 11. März 2013 15. März 2013 19. März 2013 20. März 2013
Helligkeit
Höhe am Ende der
(Angaben unsicher) bürgerlichen Dämmerung
0,9 mag
18:20 Uhr: 1,1 Grad
0,5 mag
18:23 Uhr: 7,6 Grad
Neumond
1,2 mag
18:26 Uhr:10,6 Grad
Mond im Ersten Viertel
2,3 mag
18:29 Uhr: 10,7 Grad
Höhe am Ende der nautischen Dämmerung 18:48 Uhr: unter Horizont 18:50 Uhr: 1,8 Grad
18:53 Uhr: 4,7 Grad
18:56 Uhr: 5,0 Grad
Höhe am Ende der astronomischen Dämmerung 19:15 Uhr: unter Horizont 19:18 Uhr: unter Horizont
19:21 Uhr: unter Horizont
19:24 Uhr: Untergang
VdS-Journal Nr. 44
met am 10. März 2013 seinen kleinsten Abstand zur Sonne erreichen, also sein Perihel durchlaufen. Nur wenige Tage vorher, am 5. März 2013, ist mit 1,09 AE der kleinste Abstand zur Erde erreicht. Die maximale Helligkeit von C/2011 L4 am irdischen Himmel wird für die Tage um den 10. März mit bis zu 0 mag prognostiziert. Wie bei allen Kometen kann die tatsächliche Helligkeit aber deutlich abweichen.
Die Sichtbarkeit von C/2011 L4 PanStarrs Wir Mitteleuropäer hatten in den vergangenen Jahren oft wenig Glück mit hellen Kometen. Die beiden Prachtstücke C/2006 P1 McNaught im Januar 2007 und C/2011 W3 Lovejoy im Dezember 2011 waren nur von der südlichen Erdhalbkugel aus zu sehen. Der neue Komet C/2011 L4 PanStarrs mag sich hingegen nicht für eine Hemisphäre entscheiden: Vor dem Perihel, Ende Februar 2013, kann man ihn nur von der Südhalbkugel aus sehen. Der Komet soll dann eine Helligkeit von 1 bis 2 mag haben. Anschließend wandert er schnell nach Norden, und in den Tagen seiner größten Helligkeit um den 10. März 2013 taucht er auch am Abendhimmel über Deutschland auf. Der ideale Beobachtungsort wäre in jener Zeit ein Ort am Erdäquator, etwas besser als in Deutschland sind die Sichtbedingungen von den Kanarischen Inseln aus. Anschließend vergrößert C/2011 L4 seinen Abstand zum abendlichen Horizont, gleichzeitig nimmt seine Helligkeit aber wieder deutlich ab; bis Ende März soll er nur noch um die 4 mag hell sein. Die Tabellen listen die Bedingungen für die Mitte Deutschlands und für Teneriffa auf.
Neben der Stellung des Kometen relativ zum lokalen Horizont beeinflusst auch der Mond dessen Sichtbarkeit, denn helles Mondlicht lässt einen schwachen Kometenschweif schnell verblassen. Zum Glück fällt der Neumondtermin auf den 11. März, genau in den Tagen der maximalen Kometenhelligkeit hat man also nicht mit störendem Mondlicht zu kämpfen. Ungünstiger ist die Situation Ende März, wenn der Komet zwar höher am Himmel steht, der Vollmond am 27. März den Nachthimmel aber zusätzlich aufhellt.
Etwa ab dem 20. März bietet der Komet sowohl eine Abend- als auch eine Mor-
gensichtbarkeit. Findet man ihn abends kurz nach Sonnenuntergang über dem westlichen Horizont, so zeigt sich PanStarrs morgens in der Dämmerung über dem Osthorizont.
Schmuckstück zum Astronomietag Nicht ganz zufällig findet der 11. Astronomietag am 16. März 2013 statt. An jenem Samstag steht Komet PanStarrs am Ende der bürgerlichen Dämmerung immerhin noch knapp 12 Grad über dem westlichen Horizont; zum Ende der nautischen Dämmerung rund 6 Grad. Wessen Sternwarte keinen freien Blick in diese Himmelsrichtung hat, sollte eine transportables Gerät einsetzen und sich zu einem Ort mit freiem Blick zum Westhorizont begeben. Der Transportaufwand ist gering - ein kleiner Refraktor mit niedriger Vergrößerung oder einfach nur ein gutes Fernglas sind die besten Instrumente zur Beobachtung des hellen Kometen.
Die Bahn von C/2011 L4 PanStarrs Anfang März 2013 wandert der Komet vom Gebiet der Sternbilder Walfisch/ Wassermann aus kommend steil nach Norden. Dabei durchquert er den Walfisch und wechselt anschließend in die Fische. Etwa ab dem 8. März kann man mit Aussicht auf Erfolg in der frühen Abenddämmerung über dem Westhorizont nach dem Kometen suchen. PanStarrs durchquert die Fische und tritt dann in die Andromeda ein. Am Abend des Astronomietags steht er inmitten der Fische, links unterhalb des Pegasusquadrats. Anfang April führt C/2011 L4 seine Bahn nahe an der Andromedagalaxie vorbei; am 3. April beträgt der Abstand rund 3 Grad und der Komet soll dann noch heller als 5 mag sein. Anschließend steht der Komet so weit nördlich, dass er von Deutschland aus gesehen nicht mehr untergeht - das Objekt ist zirkumpolar.
Von der Andromeda aus führt der Weg weiter in Richtung Kassiopeia; PanStarrs durchquert Mitte/Ende April dort die Milchstraße. Die Helligkeit beträgt dann um die 6 mag. Anschließend wandert der Komet durch den Kepheus und steuert in Richtung Himmelsnordpol, den er am 26./27. Mai in nur 5 Grad Distanz passieren wird. Mit einer Helligkeit von 9 mag hat PanStarrs seine besten Tage dann aber weit hinter sich gelassen.
Nach Redaktionsschluss
5
Datum
01.02.13 02.02.13 03.02.13 04.02.13 05.02.13 06.02.13 07.02.13 08.02.13 09.02.13 10.02.13 11.02.13 12.02.13 13.02.13 14.02.13 15.02.13 16.02.13 17.02.13 18.02.13 19.02.13 20.02.13 21.02.13 22.02.13 23.02.13 24.02.13 25.02.13 26.02.13 27.02.13 28.02.13 01.03.13 02.03.13 03.03.13 04.03.13 05.03.13 06.03.13 07.03.13 08.03.13 09.03.13 10.03.13 11.03.13 12.03.13 13.03.13 14.03.13 15.03.13 16.03.13 17.03.13 18.03.13 19.03.13 20.03.13 21.03.13 22.03.13 23.03.13 24.03.13 25.03.13 26.03.13 27.03.13 28.03.13 29.03.13 30.03.13 31.03.13 01.04.13 02.04.13 03.04.13 04.04.13 05.04.13 06.04.13 07.04.13 08.04.13 09.04.13 10.04.13 11.04.13 12.04.13 13.04.13 14.04.13 15.04.13 16.04.13 17.04.13 18.04.13 19.04.13 20.04.13 21.04.13 22.04.13 23.04.13 24.04.13 25.04.13 26.04.13 27.04.13 28.04.13 29.04.13 30.04.13 01.05.13 02.05.13 03.05.13 04.05.13 05.05.13 06.05.13 07.05.13 08.05.13 09.05.13 10.05.13 11.05.13 12.05.13 13.05.13 14.05.13 15.05.13 16.05.13 17.05.13 18.05.13 19.05.13 20.05.13 21.05.13 22.05.13 23.05.13 24.05.13 25.05.13 26.05.13 27.05.13 28.05.13 29.05.13 30.05.13 31.05.13 01.06.13 02.06.13
Rekt. h:m
19:26 19:32 19:39 19:46 19:53 20:00 20:08 20:16 20:24 20:33 20:41 20:50 20:59 21:09 21:18 21:28 21:37 21:47 21:57 22:07 22:17 22:27 22:36 22:46 22:56 23:05 23:14 23:23 23:31 23:39 23:47 23:54 00:01 00:07 00:12 00:17 00:21 00:24 00:27 00:29 00:31 00:33 00:34 00:35 00:35 00:35 00:35 00:35 00:35 00:35 00:35 00:35 00:34 00:34 00:33 00:33 00:32 00:32 00:31 00:31 00:30 00:30 00:30 00:29 00:29 00:28 00:28 00:27 00:27 00:26 00:26 00:25 00:25 00:24 00:24 00:23 00:23 00:22 00:21 00:20 00:20 00:19 00:18 00:17 00:16 00:15 00:14 00:13 00:12 00:10 00:09 00:07 00:05 00:03 00:01 23:59 23:56 23:53 23:49 23:46 23:41 23:37 23:31 23:25 23:18 23:09 23:00 22:48 22:35 22:20 22:01 21:40 21:15 20:46 20:14 19:39 19:04 18:29 17:57 17:28 17:03 16:41
Dekl. , -45 Grad 27
-45 32 -45 35 -45 37 -45 38 -45 36 -45 33 -45 27 -45 19 -45 08 -44 53 -44 36 -44 15 -43 49 -43 19 -42 45 -42 06 -41 21 -40 30 -39 34 -38 31 -37 21 -36 04 -34 41 -33 10 -31 32 -29 46 -27 53 -25 52 -23 45 -21 30 -19 09 -16 43 -14 11 -11 36 -08 57 -06 18 -03 39 -01 01 +01 33 +04 03 +06 29 +08 49 +11 04 +13 14 +15 18 +17 17 +19 11 +21 01 +22 46 +24 28 +26 06 +27 41 +29 12 +30 41 +32 07 +33 30 +34 52 +36 11 +37 28 +38 43 +39 57 +41 09 +42 20 +43 29 +44 37 +45 44 +46 50 +47 55 +48 58 +50 01 +51 03 +52 04 +53 04 +54 04 +55 03 +56 01 +56 59 +57 56 +58 52 +59 48 +60 43 +61 38 +62 32 +63 26 +64 20 +65 13 +66 05 +66 57 +67 49 +68 40 +69 31 +70 21 +71 11 +72 01 +72 50 +73 38 +74 26 +75 14 +76 01 +76 47 +77 33 +78 18 +79 02 +79 45 +80 27 +81 08 +81 48 +82 26 +83 01 +83 34 +84 04 +84 29 +84 50 +85 05 +85 13 +85 14 +85 08 +84 56 +84 38 +84 15 +83 49
Helligk. mag 6,5 6,4 6,3 6,2 6,0 5,9 5,8 5,6 5,5 5,3 5,2 5,0 4,8 4,7 4,5 4,3 4,2 4,0 3,8 3,6 3,4 3,2 3,0 2,8 2,6 2,4 2,1 1,9 1,7 1,5 1,3 1,1 0,9 0,8 0,6 0,6 0,5 0,5 0,6 0,7 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,1 2,3 2,5 2,7 2,9 3,1 3,3 3,5 3,7 3,8 4,0 4,2 4,3 4,5 4,6 4,8 4,9 5,1 5,2 5,3 5,4 5,6 5,7 5,8 5,9 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 6,8 6,9 7,0 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,4 7,5 7,6 7,7 7,7 7,8 7,9 8,0 8,0 8,1 8,2 8,2 8,3 8,4 8,4 8,5 8,5 8,6 8,7 8,7 8,8 8,8 8,9 9,0 9,0 9,1 9,1 9,2 9,2 9,3 9,4 9,4 9,5 9,5 9,6
Elong.
Grad 35
35 35 35 35 35 34 34 34 34 34 33 33 32 32 31 31 30 30 29 28 27 27 26 25 24 23 22 21 20 19 18 17 17 16 16 15 15 15 15 16 16 17 18 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 39 40 41 42 43 44 45 46 46 47 48 49 50 50 51 52 53 53 54 55 56 56 57 58 58 59 60 60 61 61 62 63 63 64 64 65 66 66 67 67 68 68 69 69 70 70 71 71 71 72 72 73 73 73 74 74
VdS-Journal Nr. 44
6
Venustransit
Schwerpunktthema Venustransit 2012
von Dietmar Bannuscher und Sven Melchert
Das war's. Aus und vorbei. Eine wunderbare Fügung unserer Erlebenszeit, der Venustransit, ist schöne Geschichte. Am 6. Juni 2012 hat die Venus kurz vor 7 Uhr Sommerzeit nach 6 Stunden und 40 Minuten die Sonnenscheibe wieder verlassen. Die Kameras wurden abgeschraubt, die Teleskope eingepackt. Für viele Beobachter ging ein aufregender Morgen zu Ende. Was ihre Kameras vom Venustransit eingefangen haben, belegt eindrucksvoll unser Schwerpunktthema in diesem Heft. Doch es sind nicht nur die vielen Sonnenbilder mit dem kleinen schwarzen Fleck, die uns in ihren Bann ziehen. Denn hinter jedem Bild steht eine ganz eigene Geschichte, zahlreiche Hobbyastronomen mussten buchstäblich Neuland betreten, um den Venustransit verfolgen zu können. Ob am Strand der Ostsee oder in
den Schneefeldern Lapplands - für viele war es auch die reizvolle Umgebung, die diesen Venustransit unvergesslich machen wird.
Wie bereits mehrfach zu lesen war, wird der nächste Venustransit erst in über 105 Jahren stattfinden: In der Nacht vom 10. auf 11. Dezember 2117 schiebt sich das Venusscheibchen dann wieder vor die Sonne. Von Deutschland aus wird man diesen Transit überhaupt nicht beobachten können, die Sonne steht die ganze Zeit unter dem Horizont. So freuen wir uns schon jetzt auf Ihre Reiseberichte zum Venustransit 2117, die wir im VdS-Journal Nr. 462 gerne veröffentlichen. Redaktionsschluss hierfür ist der 1. Januar 2118.
Man sieht sich immer zweimal im Leben Der Venustransit 2012
von Michael Loscar
Manche Menschen haben das Glück, einen Venustransit zu erleben, andere das Pech, keinen zu sehen. In meinem Fall (und wohl dem einiger Leser) hatte ich das Glück, zwei miterleben zu können. Der Venustransit vom 08.06.2004 war von Deutschland aus in voller Länge zu beobachten, der von diesem Jahr war nur teilweise sichtbar [1]. Da ich hier noch recht unerfahren war, und man niemals neues Equipment während wichtiger Ereignisse testen sollte, sind meine gewonnen Bilder von 2004 eher schlecht ausgefallen, auch wenn auf einem der Lomonossow-Ring schwach erkennbar ist (Ring um die Venus aufgrund der Brechung des Sonnenlichts in ihrer Atmosphäre, siehe Abbildung 1).
Als der Transit vom 06.06.2012 näher rückte, wähnte ich eine zweite Chance, alte Fehler zu vermeiden und doch noch gute Bilder von einem Venustransit zu bekommen. Der Druck war natürlich ein wenig hoch, war dies doch die letzte Chance für mich.
Sonnenaufgang war um ca. 5:15 MESZ für meine Position [1]. Nach dem recht-
VdS-Journal Nr. 44
zeitigen Aufstehen kam die erste Ernüchterung: bewölkt, es regnete leicht. Es sah auch nicht nach Lücken in der Wolkendecke aus. Ich beschloss trotzdem, die letzten Vorbereitungen zu treffen und dann zum Beobachtungsort mit freier Sicht nach Ost-Nord-Ost zu fahren. Auf Grund des Wetters war die aufgebaute Ausrüstung eher bescheiden: Fotostativ, Canon EOS 550D und ein 500-mm-Rubinar-Objektiv (Blende 8) mit fotografischer Sonnenfilterfolie (ND 3,8) - alles unter dem Kofferraumdeckel meines Autos als Regenschutz. Die fotografische Sonnenfilterfolie hat den Vorteil, dass man mit ihr auch durch dünne Wolkenschichten die Sonne sieht und zweitens die Belichtungszeit angemessen kurz ausfällt.
Nach angespanntem Warten von etwa einer Stunde konnte ich dann endlich um 6:35 Uhr MESZ einen Blick auf den Venustransit werfen (siehe Abbildung 2). Voller Aufregung schoss ich ein Bild nach dem anderen, denn durch die Wolkenlücken war die Sonne jeweils nur einige Sekunden lang sichtbar. Das Seeing war natürlich sehr schlecht. Doch mit etwas Bearbeitung der Bilder konnte doch noch
1 Der Lomonossow-Ring beim
Venustransit 2004. Fünf Bilder gemittelt mittels Photoshop Elements 10. Ausrüstung: Meade LX200 GPS 10", Projektionsadapter mit 12-mmOkular, Philips ToUcam 740 Pro.
das ein oder andere Foto erstellt werden (siehe Abbildung 3).
Für die Bildbearbeitung wurden die Einzelbilder im RAW-Format mit Photoshop Elements 10 eingelesen und der Weißabgleich auf Tageslicht gestellt. Ebenfalls erfolgte eine leichte Schärfung. Mehrere Einzelbilder wurden auf separate Ebenen gelegt und mit der in [2] beschriebenen Methode gemittelt. Anschließend wurde das Bild zugeschnitten.
2 Erster Anblick des Venustransits
2012. Canon EOS 550D, Rubinar 500 mm (1:8), Belichtungszeit 1/400 s, ISO 400. Leicht geschärft in Photoshop Elements 10. (Einzelbild, 06:35:06 Uhr)
Auch wenn ich den Venustransit nicht in voller Länge verfolgen konnte, sondern nur etwa zehn Minuten davon sehen konnte, hat sich die Mühe trotzdem gelohnt.
Dem Venustransit bin ich zweimal im Leben begegnet. Ich würde mich auf ein drittes Mal freuen, dies scheint jedoch ausgeschlossen. So freue ich mich auf kommende Merkurtransite.
Literaturhinweise: [1] S. Melchert, 2012: ,,Der Venustransit
am 5./6. Juni 2012", VdS-Journal für Astronomie Nr. 41 [2] S. Seip, 2009: ,,Himmelsfotografie mit der digitalen Spiegelreflexkamera", Kosmos-Verlag, Zusatzmaterial online: http://www. photomeeting.de/astromeeting/ himmelsfotografie.htm
3 Der Tröpfchen-Effekt. Canon EOS
550D, Rubinar 500 mm (1:8), Belichtungszeit der Einzelbilder: 1/800 s, ISO 400. Leicht geschärft in Photoshop Elements 10. Näheres zur Bildbearbeitung im Text. Aufnahmen von 06:38:13 Uhr bis 06:38:23 Uhr, drei Bilder gestackt mit PS Elements 10.
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Venustransit
Zum Venustransit an die Ostsee
von Miroslaw Fröhlich
Zusammen mit einem Vereinskollegen der Walter-Hohmann-Sternwarte in Essen bin ich zur Beobachtung des Venustransits an die Ostsee gefahren. Noch einige Tage vorher war uns überhaupt nicht klar, dass wir zusammen solch eine Reise machen würden. Durch Zufall hatten wir uns per E-Mail kontaktiert, allerdings nur, weil der Vereinskollege einige Sachen seiner Ausrüstung vor dem Venustransit zum Verkauf anbot. Bei einigen Dingen schlug ich zu, und so sind wir per E-Mail zum Thema Venustransit ins Gespräch gekommen.
Kurze Zeit später war eine Fahrgemeinschaft gegründet. Noch einen Tag vor dem Venustransit haben wir Wettermodelle studiert und sind zum Entschluss gekommen, an die Ostsee zu fahren. Der Vereinskollege hatte auch bereits das Dörfchen Bastorf als potenzielles Ziel herausgesucht. Los ging es am Vorabend ab 20 Uhr in Essen, ich wurde unterwegs in Düsseldorf eingesammelt. Die Fahrt war voller Erwartung auf den Transit, so dass keine Müdigkeit in der Nacht zu spüren war. Wir kamen um ca. 2:30 Uhr an, drehten noch eine Runde auf der Suche nach dem besten Beobachtungsplatz mit dem Auto und entschieden uns schließlich für den Leuchtturm in Bastorf.
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Jetzt ging es ans Aufbauen. Ich hatte leichtes Spiel, da ich nur mein Fotostativ, meine Kamera und die Objektive mitgenommen hatte. Innerhalb von zehn Minuten war ich fertig. Nachdem ich nichts mehr zu tun hatte, habe ich die kühlen 3 Grad C deutlich gespürt, es war sehr kalt für Juni. Mein Vereinskollege war noch mit dem Auspacken seines Dobson-Teleskops und dem Ausrichten seines PST-
1 Aufgehende Sonne mit Venustransit
über der Ostsee. Fotomontage von sieben Aufnahmen. Kamera: Canon EOS 40D, Objektiv f = 400 mm, Blende 5,6, ISO 200
Teleskops beschäftigt. Ich wusste schon, weshalb ich nur kleines Equipment mitgenommen hatte. Während des Auspa-
2 Um 04:45:47 Uhr war die Sonne fast vollständig über den Horizont getreten.
Kamera: Canon EOS 40D, Objektiv f = 400 mm, Blende 5,6, ISO 200, t = 1/640 s
Venustransit
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3 Gegen 04:49:34 Uhr zeigte sich
am oberen Rand der Sonne ein grüner Strahl. Kamera: Canon EOS 40D, Objektiv f = 400 mm, Blende 8, ISO 200, t = 1/6400 s
4 Mit zunehmender Höhe der Sonne wurde ihr
Licht intensiver und das Objektiv musste mit Sonnenfilterfolie bestückt werden. Aufnahme von 05:22:07 Uhr, Canon EOS 40D, Objektiv f = 400 mm, Blende 5,6, ISO 200, t = 1/125 s
5 Der Venusdurchgang kurz vor
seinem Ende. Um 06:39:30 Uhr war Venus wieder über den Sonnenrand getreten. Canon EOS 40D, Objektiv f = 400 mm mit Sonnenfilterfolie, Blende 5,6, ISO 200, t = 1/320 s
ckens kam ein weiteres Auto angefahren. Wir wunderten uns etwas, da wir an diesem abgelegenen Plätzchen niemanden erwartet hatten. Nach kurzem Gespräch stellte sich heraus, dass es ein Sternfreund der Lübecker Sternwarte war, der ebenfalls den Transit beobachten wollte. Auch er hatte sein Equipment mit und baute auf. Nun fieberten wir zu dritt dem Sonnenaufgang entgegen.
Um ca. 4:41 Uhr erschien die Sonne über der Wasseroberfläche, und nur wenige Minuten später mit ihr die Venus. Es war ein imposantes Schauspiel, das noch mit
bloßem Auge betrachtet werden konnte. Durch die Inversionswetterlage wurden schöne Verformungen der Sonne sowie der Grüne Blitz sichtbar. Mit jeder Minute stieg die Sonne mit der Venus höher, und schon wurde die Baader-Sonnenfilterfolie Pflicht. Ich machte weiter fleißig Serienaufnahmen. Mit Durchzug von Zirrusbewölkung ergaben sich schöne Bilder der Sonne, die an Jupiter mit seinen Wolkenbändern erinnerten. Auch Nebensonnen waren sichtbar, die man im Bild festhalten konnte. Um ca. 6:55 Uhr war das Schauspiel zu Ende, die Venus war vollkommen ausgetreten. Wir waren
sichtlich erleichtert, dass das Wetter gehalten hatte und immer noch fasziniert von einem imposanten Sonnenaufgang, den es so erst wieder in 105 Jahren geben würde.
Nach dem Einpacken der Gerätschaften und einem kurzen Besuch beim Bäcker ging es dann wieder zurück in Richtung Heimat, sprich ins Ruhrgebiet. Begleitet von Ermüdungserscheinungen und 200 Kilometern Regen war die Rückfahrt kein Zuckerschlecken. Trotzdem hat sich jeder Kilometer dieser ca. 1100 Kilometer langen Reise gelohnt!
6 Aufziehende Zirrusbewölkung erzeugte zwei Nebensonnen. Aufnahme von 05:46:43 Uhr, Canon EOS 5D,
Objektiv f = 32 mm, Blende 8, ISO 200, t = 1/2700 s
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Venustransit
Reise zum Venustransit 2012 nach Spitzbergen
von Ekkehard Domning
Nachdem ich den Venustransit 2004 bei strahlendem Sonnenschein in Hildesheim beobachten konnte, wusste ich, dass ich den nächsten - und zugleich letzten Transit meines Lebens - in voller Länge sehen wollte. Da dies von Deutschland aus unmöglich war, musste es eine weite Reise sein. Der wettertechnisch sicherste Platz wäre in Australien gewesen, doch das wollte ich meiner Reisekasse nicht antun. Blieb als Alternative nur der hohe Norden, wo der Polartag das Beobachten mit Beginn des Transits kurz nach Mitternacht zumindest theoretisch erlauben würde. Außerdem wollte ich nach meiner langen Nordlandtour 1980, während der ich per Anhalter bis zum Nordkap gereist war, unbedingt einmal nach Spitzbergen. Wann also, wenn nicht jetzt?
Longyearbyen, die ,,Stadt" mit dem nördlichsten Verkehrsflughafen der Welt, wird regelmäßig von Oslo per Passagierflugzeug angeflogen. Neben dem Flughafen liegt der nördlichste Campingplatz der Welt, ein nicht nur preiswerter, sondern vor allem landschaftlich reizvoller Platz am Ausgang des Adventfjorden mit fantastischem Blick über den Isfjorden nach Norden.
In Sorge, dass die Flüge komplett ausgebucht sein könnten, buchte ich meinen SAS-Flug ab Frankfurt schon am ersten Tag, an dem das möglich war, also fast ein Jahr im Voraus. Die Reiseplanungen waren hauptsächlich von der Frage des
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Gepäcks bestimmt, also was mitzunehmen sei und was nicht. Ich hätte gerne mein großes Teleskop mitgenommen, das hätte aber erhebliche Übergepäckkosten verursacht. Ich musste ja auch Zelt, Matte und Schlafsack mitnehmen und außerdem für Proviant sorgen, denn die Preise in Longyearbyen erschienen abenteuerlich. Am Ende entschied ich mich für ein sehr kleines Ein-Mann-Zelt, eine relativ große Iso-Luftmatratze und zwei Schlafsäcke, denn die Außentemperaturen sollten nur zwischen 0 Grad C und 5 Grad C liegen. Als astronomisches Zubehör blieb dann nur der russische 10x50-Feldstecher und das Canon-Spiegelobjektiv mit f = 500 mm bei Blende 8 für meine Canon EOS 450D, welches im Handgepäck reisen sollte. Voller Anspannung begleitete ich die langfristigen Wetterprognosen der amerikanischen Wetterexperten, die 16 Tage in die Zukunft reichten und alle Gefühle zwischen Euphorie und Depression für mich bereithielten.
Am Sonntagmorgen, dem 3. Juni, meinem Hinreisetag, hatten sich die Prognosen auf ,,Zittern bis zum Schluss" verfestigt, doch das war mir egal. Denn ich würde wenigstens Spitzbergen sehen und bei Schnee und Regen vier Tage in meinem Mikrozelt frieren können. Die Reise verlief gut, vom Streik der Sicherheitsbediensteten in Oslo und von meiner Sorge um das Eintreffen des Gepäcks begleitet. Von Oslo aus kaum in der Luft, war es komplett bewölkt, kein Stückchen Land
1 Die Mitternachtssonne über
dem Isfjord
oder Meer war zu sehen, während die Sonne höher und höher stieg. Erst im Landeanflug öffneten sich die Wolken und Spitzbergen wurde sichtbar. Die russische Bergwerkssiedlung Barentsburg kam in Sicht, bevor wir die Wolken durchflogen und die Landung im völlig bedeckten Longyearbyen erfolgte. Erleichtert nahm ich mein Gepäck auf und überquerte den Parkplatz vor dem Flughafen, stieg einen kleinen Trampelpfad zur Wiese vom Campingplatz herunter und konnte mein Zelt aufbauen und mich erst einmal schlafen legen.
Am nächsten Morgen war der Himmel immer noch völlig bedeckt. Auf der anderen Seite des Isfjord lagen die Berge jedoch im Sonnenschein. Lokales Wetter kam in der Prognose der Amerikaner nicht vor, und der norwegische Wetterdienst sagte Sonnenschein vorher. Das Service-Gebäude des Campingplatzes war überraschend gut ausgestattet, ähnelte eher einer Alpenvereinshütte, ich hätte mir also die Mitnahme eines Topfes, Bechers und Löffels sparen können. Auch Teebeutel und Pulverkaffee, zurückgelassen von den Gästen der letzten Saison, gab es zuhauf. Nach dem Frühstück beschloss ich, in die Stadt zur Bank zu gehen. Die fünf Übernachtungen sollten mich 500 Kronen (etwa 70 Euro) kos-
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ten, und ich wollte etwas Kleingeld für Essen, Postkarten und kleine Geschenke haben. Die ca. vier Kilometer entlang der Flughafenstraße konnte ich gut zu Fuß bewältigen, unterbrochen von vielen Fotostopps, die das Übliche aufzeichneten wie etwa das Schild, welches vor Eisbären warnt. Neben der Bank konnte ich einen Liter Milch und etwas Käse kaufen sowie mir einen Überblick über Longyearbyen verschaffen. Vom rauen Flair der polaren Bergwerksstadt sind nur Ruinen übriggeblieben, statt dessen prägen bunt gefärbte Containergebäude das Stadtbild. Als Rückweg wählte ich die höher gelegene alte Straße zum Flughafen, die nur als mäßig sicher hinsichtlich der Eisbären gilt, mich aber mit der schöneren Aussicht überzeugte. Währenddessen klarte
2 Zelten auf Spitzbergen, ein kleines Abenteuer
Breite. Würde ich in meinem Leben jemals nördlicher sein, war eine der Fragen
in meinem Kopf. Nachmittags wollte ich die Straße hinter dem Flughafen nehmen, um das ,,Global Seed Vault" (zu deutsch etwa ,,Weltweiter Saatgut-Tresor") zu sehen, welches dort im Berg angelegt ist und Samenproben möglichst vieler Nutzpflanzen über lange Zeiträume sicher lagern soll. Die Managerin des Campingplatzes riet mir jedoch eindringlich ab, dies zu Fuß und ohne Waffe zu tun, denn der erste Eisbär, den ich in freier Wildbahn zu Gesicht bekäme, wäre dann wohl sicher auch mein letzter. Höchstens mit dem Fahrrad könnte ich es wagen, denn dann wäre ich schneller als der Bär, jedenfalls bergab. Schwitzend schob ich das Fahrrad bergauf, immer wieder nach Eisbären Ausschau haltend. Das einzig Gefährliche waren jedoch Lastwagen, die regelmäßig mit irgendwelchem Schotter auf der Straße unterwegs waren. Bei dem
3 Wolken und Venus vor der Sonne
sich der Himmel immer weiter auf, der Transit konnte kommen! Während sich im Norden Skandinaviens bei Mitternachtssonne wenigstens noch ein Gefühl von Abend einstellt, ist dies auf Spitzbergen nicht der Fall. Um Mitternacht steht die Sonne mehr als zehn Grad über dem Horizont, es ist heller Tag und der TagNacht-Rhythmus entgleitet einem völlig. Am nächsten Morgen führte mich ein Spaziergang zum nördlichsten zu Fuß erreichbaren Punkt, bei 78 Grad 15` nördlicher
4 Der Autor mit anderen
Venustransitbeobachtern
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Venustransit
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Mitte des Durchgangs, Venus und Sonnenflecken
unbemannten Eingang angekommen genoss ich die weite Aussicht und überlegte, weiter bergan zu fahren, lockten doch oben auf dem Berg eine futuristisch aussehende NASA-Station mit einer noch fantastischeren Aussicht. Gefühlt hatte ich ja schon zwei Drittel des Weges hinter mir. Ich entschied mich dennoch zur Umkehr. Eine wahrscheinlich gute Entscheidung, hatte ich doch sicherlich nur ein knappes Drittel des tatsächlichen Weges bewältigt. Zurück auf dem Campingplatz legte ich mich bald schlafen, musste und wollte ich doch pünktlich um Mitternacht für den ca. sieben Stunden dauernden Transit fit sein.
Zarte Zirren am Himmel zeigten das Näherkommen einer Warmfront an und als ich Abends erwachte war der Himmel tatsächlich komplett bewölkt. Hier und da zeigten einige helle Stellen, dass die Wolken nicht sehr dicht waren, von Sonne jedoch keine Spur und von Änderungen am Himmel auch nicht. Unverdrossen bereitete ich meine Ausrüstung vor, aß noch etwas und schaute sorgenvoll in die Ferne. Sollte ich diesmal etwa leer ausgehen? Was waren meine minimalen Erwartungen? Der Transit begann, keine Sonne. Minuten verrannen, nichts. Einzig einige Berge in der Ferne und einige helle Stellen auf dem Ozean zeigten an, dass es irgendwo Lücken gab, durch die man die Sonne mit der Venus davor sehen konnte. Nach einer halben Stunde endlich eine Wolkenlücke, die untere Hälfte der Sonne als schwache Scheibe
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sichtbar, die Venus sollte sich links oben aufhalten, diese Region lag aber hinter dichten Wolken. Dann für wenige Sekunden eine winzige Lücke, und tatsächlich ich hatte die Venus gesehen!
War es das jetzt, würde dies alles sein? Nein, denn nun begann sich der Himmel mehr und mehr aufzuklaren, und bald konnte ich das erste Foto machen, eine gewisse Erleichterung machte sich breit. Die nächsten Stunden vergingen mit Beobachten, Fotografieren, Erklären und Pausen, in denen sich die Sonne hinter Wolken verbarg, das alles in einer Umgebung, die sich gefühlt von Hildesheim mehr unterscheidet als von einer Mondlandschaft.
Anrufe aus der Heimat teilten mir mit, dass der Sonnenaufgang in Hildesheim sichtbar war und die Venus vor der roten Sonnenscheibe stand, nur die zurückgelassene Technik wollte nicht so recht, Tränen und Enttäuschung der Heimattreuen klangen aus dem Telefon. Gegen Ende des Transits schob sich dann ein großes Wolkenband vor die Sonne, welches nochmals eine volle halbe Stunde der Beobachtung verbarg. Erst die letzten Minuten, als die Venus den Rand berührte und die Sonne verließ, konnten wieder gesehen werden. Wenige Minuten nach dem Ende des Transits wurde der Himmel völlig klar und die Sonne erwärmte Spitzbergen mit ihren Strahlen. Erleichtert packte ich ein und fiel im Zelt in einen tiefen Schlaf. Nach dem Erwachen
beschloss ich, den ganzen restlichen Tag zu verbummeln, saß in der Sonne, hörte Musik, las etwas und ließ die unglaubliche Landschaft auf mich wirken. Ein Blick auf die Karte zeigte, dass die Berge, die wie aus Papier ausgeschnitten aussahen, bis zu 60 Kilometer entfernt waren! Am letzten Tag meines Aufenthaltes besuchte ich nochmals die Stadt, diesmal aber mit dem Fahrrad. Die Kreuze auf dem Friedhof, auf dem auch an der spanischen Grippe von 1920 Verstorbene beerdigt sind, zeigen die Namen und Daten so vieler jung gestorbener Männer an. Was diese wohl von meiner Reise gehalten hätten, ob sie die Landschaft auch so grandios wahrgenommen hatten? In was für einer Zeit leben wir, in der Tausende von Kilometer für wenig Geld und in kurzer Zeit zurückgelegt werden können und wo jeder jeden permanent erreichen kann? Erst eine Wanderung weit aus Longyearbyen heraus lässt die Zivilisation zurück und zeigt die ganze Verletzlichkeit unseres Seins. Dies sollte aber nicht Ziel dieser Reise sein, und so bestieg ich denn um 4:30 Uhr des folgenden Freitagmorgens die Boing 737, die mich zurück nach Oslo und später nach Frankfurt bringen würde. Kurz nach dem Start noch ein letzter Blick zurück, ich hatte im Schatten der Venus gestanden und war nördlicher gereist als jemals zuvor. Würde ich wieder kommen? Ja, vielleicht zur totalen Sonnenfinsternis im März 2015, dann aber ohne Zelt, denn bei minus 15 Grad C ist das, glaube ich, sehr ungemütlich.
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Venustransit
Auf der Jagd nach dem Venustransit in Peenemünde
von Andreas Hänel
Vorbereitung Eigentlich war die Beobachtung des Venustransits am 8. Juni 2004 sehr erfolgreich: Bei bestem Wetter verfolgten rund 2000 Interessierte das Schauspiel auf dem Osnabrücker Theatervorplatz. Allein, es fehlte die Ruhe für die Durchführung eines wissenschaftlichen Projektes. Daher waren für den 6.6.2012 nur Beobachtungen geplant, wenn es gutes Wetter in Osnabrück geben würde. Doch bereits am Wochenende zuvor deuteten die Wetterprognosen zuverlässig an, dass es wohl nur im äußersten Nordosten Deutschlands klar werden würde. Damit würde ich diesen Transit wohl nicht beobachten können.
Aber war es dann der wissenschaftliche Ehrgeiz? Denn als Martin Steinbeisser von der Osnabrücker Astro-AG am 5. Juni um 17:30 Uhr anrief und mir mitteilte, er wolle Richtung Osten fahren, gab es für mich kein Halten mehr. Schnell wurden alle Instrumente gepackt und eine Stunde später saßen wir im Auto in Richtung Nordosten, denn für Rügen und Usedom war die längste Zeit wolkenfrei-
er Himmel vorhergesagt. Auch ein Blick auf Google Earth und topographische Karten (mit dem Programm ,,Apemap" auf einem Smartphone) zeigte, dass dort wohl am ehesten ein Beobachtungsplatz mit freier Horizontsicht nach Nordosten zum Sonnenaufgangspunkt zu finden sein würde. Zudem ging hier die Sonne mehr als eine halbe Stunde früher als in Osnabrück auf.
Schon ab Hamburg war der Himmel klar und auf der leeren Ostsee-Autobahn ging es schnell in Richtung Osten. Aber wie war das mit den hungrigen Mägen und dem Benzintank? Zu später Stunde schien die Lösung dieses Problems an dieser Autobahn problematisch, doch schließlich fand sich an der Abfahrt Grimmen kurz vor Mitternacht noch eine Lösung des Problems. Nun musste nur noch die Wahl des Beobachtungsortes gelöst werden: Rügen oder Usedom? Die Entscheidung fiel für die letztere Insel, die Anfahrt dorthin schien einfacher zu sein. Gegen 0:30 Uhr kamen wir auf Usedom an und suchten nun nach einem möglichen Beobachtungsplatz.
Erster Anlauf war der Strand von Trassenheide, doch dort wie auch in Karlshagen gab es keinen direkten Zugang zum Strand. Nur die anliegenden Hotels und Appartementsiedlungen hatten strandnahe Parkplätze, wir hätten unsere Geräte über lange Strecken transportieren müssen. Eine alternative Möglichkeit war der Strand zwischen Karlshagen und Peenemünde, hier müssten die Geräte nur etwa 100 Meter transportiert werden. Nachdem auch zwischen Koserow und Zempin kein direkter Zugang zum Strand möglich war, kehrten wir auf den Parkplatz bei Peenemünde zurück. Dort, kurz vor 3 Uhr angekommen, versuchten wir, wenigstens bis gegen 4:15 Uhr noch etwas zu schlafen, um 4:34 sollte ja die Sonne aufgehen. Zwischenzeitlich kam noch ein PKW mit Braunschweiger Kennzeichen an. Dort wurden verschiedene Fernrohre ausgepackt und an den Strand gebracht.
Natürlich bezahlten wir nun auch brav die Parkgebühr von 1,- / Stunde, damit die Papierkörbe - so schön am Strand aufgebaut - auch geleert würden ...
1 Ausgeprägter Grüner Strahl am oberen Sonnenrand
(Objektiv mit f = 500 mm).
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2 Der Grüne Strahl am oberen Sonnenrand und unter der
Venus (Objektiv mit f = 500 mm).
3 Der Verlauf des Venustransits von Sonnenaufgang bis zum Austritt der Venus.
Beobachtungen Der Beobachtungsort lag auf einer Breite von 54,137646 Grad Nord und einer Länge von 13,828253 Grad Ost am Dünenrand nordwestlich von Karlshagen. Er wurde ausgewählt, da die Sicht nach Nordosten in Richtung des Sonnenaufgangspunktes über dem Meer frei war.
Zur Beobachtung setzten wir folgende Geräte ein: - Tokina-Objektiv 6,3/400 mm mit
Canon EOS 1000D und Baader-Folie - Pentacon-Objektiv 5,6/500 mm mit
Canon EOS 550D mit Gelbfilter und Baader-Folie - MTO 100/1000 mm (,,Russentonne") mit Canon EOS 550D mit Gelbfilter und Baader-Folie Das Braunschweiger Paar hatte bereits seine Geräte aufgebaut und ein weiteres Paar hatte seine Geräte oben auf den Dünen in Position gebracht. Die Atmosphäre am Beobachtungsort war vor allem durch den morgendlichen Gesang der Vögel bestimmt. Dann kam noch ein Paar aus Berlin, das versuchte, den Transit mit Schweißgläsern zu beobachten. Martin stellte ihnen sein Spektiv zur
Verfügung, worin mehr Einzelheiten zu erkennen waren, und besonders die Frau, die in einem Rollstuhl saß und nicht in den Sand kommen konnte, wusste dies zu schätzen. Da sie bereits nach Sternwarten gesucht hatten, die behindertengerecht waren, konnte ich ihnen einen Rat geben, da ich ja wenige Tage zuvor die behindertengerechte ebenerdige Sternwarte in Bad Salzschlirf besucht hatte.
Die Sonne ging in Wolken auf, doch schon kurze Zeit später war die Venus zu erkennen. Auffällig war der grüne Blitz, der deutlich am oberen Sonnenrand zu sehen war und auch auf den Aufnahmen zu erkennen ist. Er war fast drei Minuten lang zu sehen, weshalb die Bezeichnung grüner Strahl eher gerechtfertigt erscheint. Zeitweise war er auch am unteren Rand der Venus zu sehen, offenbar immer dann, wenn sie durch Temperaturinversionsschichten der Atmosphäre wanderte. Durch die Wolken und wechselnden Brechungen erschien die Venus immer wieder verformt, mal rund, mal dreieckig oder ganz deformiert, die Aufnahmen wurden mit dem 5,6/500-mm-
Objektiv gewonnen. Die anfänglichen Beobachtungen und Fotos wurden noch ohne Schutzfolie gemacht. Durch die Refraktion war die Sonne dabei stark deformiert. Erst als die Sonne höher stand und heller wurde, mussten die Sonnenfolien vor die Objektive gesetzt werden.
Später behinderte zwischendurch teils dichte Zirrenbewölkung die Beobachtung von Sonne und Venus, auch der 3. Kontakt war dadurch beeinträchtigt. Eine filmische Dokumentation des Tröpfchenphänomens war daher auch nicht möglich.
Diesmal wollten wir wieder versuchen - nun mit etwas mehr Muße - zu den festgelegten Zeiten Aufnahmen für das Projekt von Prof. Dr. Udo Backhaus (www. venus2012.de) zu machen, was vor acht Jahren etwas unter dem Ansturm der Besucher am Osnabrücker Theatervorplatz gelitten hatte. Ziel dieses Projektes ist es, durch gleichzeitige Beobachtungen an weit entfernten Orten die Parallaxe der Venus zu vermessen. Mit einem AndroidSmartphone wurde mit dem Programm ,,GPS-Status" die GPS-Zeit für die Beob-
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Venustransit
achtungen bestimmt. Mit feststehender Kamera machten wir wiederholt Aufnahmen, die dann überlagert wurden, um die Positionswinkel genau bestimmen zu können. Nun warten wir nur noch auf weitere internationale Beobachtungen zur gleichen Zeit, die es dann ermöglichen, die Venusparallaxe zu messen und damit die Sonnenentfernung abzuleiten - Ergebnisse wird es auf der Internetseite geben.
Nachdem auf der Rückfahrt die Suche nach einem Cafe erfolglos blieb, musste das Frühstück bei McDonalds in Wolgast eingenommen werden, dort wurden schnell einige Bilder bearbeitet und noch eine Pressemitteilung geschrieben, die dann sofort über den verfügbaren Hotspot an das städtische Presseamt in Osnabrück geschickt wurde. Der Rückweg musste schnell angetreten werden, denn für 15 Uhr stand eine Planetariumsvorführung in Osnabrück auf meinem Programm. Doch ein zehn Kilometer langer Stau zwischen Lübeck und Hamburg
4 Drei aufeinanderfolgende Aufnahmen wurden zur Festlegung der Ost-West-Richtung
überlagert (von links nach rechts), Objektiv mit f = 1000 mm, Aufnahmen um 04:29:30, 04:30:00 und 04:31:00 Uhr UT.
zwang zu einem Umweg. Etwa fünf Minuten vor 15 Uhr kam ich schließlich im Museum an und bereits wenige Minuten später konnte die Vorführung gestartet werden.
Fazit In etwa 20 Stunden haben wir 1175 Kilometer zurückgelegt und es blieb uns
gerade mal eine Stunde Schlaf. Doch wir haben den letzten Venustransit nahe einem für die Raumfahrt historisch bedeutsamen Ort an einem wunderbaren Strand erlebt - das wiegt die Mühen leicht wieder auf! Und am nächsten Morgen war die Überraschung groß, als unser Foto und der Bericht auf der Titelseite der Neuen Osnabrücker Zeitung prangte -
5 Der Blick auf den Strand nach dem
Transit in Richtung Südosten. Die Instrumente werden zusammengepackt und die Impressionen ausgetauscht.
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Venustransit
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6 - 8 In der Lokalpresse erschienene Artikel über unsere Beobachtung des Venustransits
nun waren die Strapazen der letzten Tage erst recht vergessen! Am Sonntag folgten dann noch Berichte in den lokalen kostenlosen Werbeblättchen.
Was sollte nun der ganze Aufwand für einen schwarzen Punkt vor der Sonne? Wie sagte Martin: Wir haben es gesehen! Und wir werden es nie wieder sehen können, also ein zweimaliges Ereignis, wenn wir den Transit von 2004 dazu nehmen. Vor allem haben wir ein Ereignis von wissenschaftshistorischer Bedeutung in moderner Zeit erlebt. Wurden im 18. und 19. Jahrhundert erstmals aufwendige wissenschaftliche Expeditionen zur Beobachtung des Venustransits ausgerüstet,
um die Sonnenentfernung zu bestimmen, hatten wir nun Voraussetzungen, von denen damals wohl kaum jemand träumen konnte: Wir mussten nicht wochenlange Schiffspassagen in Kauf nehmen, sondern brauchten uns nur für einige Stunden in einen Wagen zu setzen.
Wir konnten das Ziel kurzfristig nach recht zuverlässigen Wetterprognosen auswählen und standen nicht nach jahrelanger Vorbereitung unter verhangenem Himmel. Wir brauchten keine aufwändigen Geräte zur Beobachtung, transportable Instrumente liefern gute Resultate. Smartphones mit GPS helfen bei der Suche nach einem günstigen Be-
obachtungsort, bestimmen die Position genau und liefern eine exakte Zeit.
Die digitalen Kameras ermöglichen eine unmittelbare Beurteilung der Aufnahmen (die Fotografie wurde ja 1874 ohnehin erstmals eingesetzt), die nicht erst entwickelt werden mussten. Ein schneller Erfahrungsaustausch über die gemachten Beobachtungen ist heute möglich.
Und dann können wir anfangen zu philosophieren: Wie unsere Nachfahren wohl die Venustransite 2117 und 2125 beobachten werden?
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Venustransit
Der Venustransit in H-Alpha
von Dirk Lucius, Stefan Binnewies, Thorsten Melin, Harald Simon, Rainer Sparenberg
Unser fünfköpfiges Expeditionsteam hatte sich das ehrgeizige Ziel gesetzt, den Transit der Venus über die Sonne in möglichst vielen Spektralbereichen zu dokumentieren.
In H-Alpha waren Übersichtsaufnahmen
und detailliertere Bilder geplant. Die
Detailaufnahmen wurden durch einen
Coronado-90-Filter (Halbwertsbreite 0,7
Angström) mit einem 30-mm-Blockfilter
gemacht. Der 90-mm-Filter war auf ei-
nem 102-mm-Skywatcher-Refraktor mit
660 mm Brennweite montiert - eine
Kombination, die noch gut in das Flug-
gepäck passte. Der Standort auf dem
1740 Meter hohen Skinakas, am Ort der
Universitätssternwarte Heraklion, ver-
sprach gute Beobachtungsbedingungen.
Auch sollte mit verschiedenen Barlowlinsen die Brennweite des Refraktors
1 Gruppenfoto nach erfolgreicher Transit-Beobachtung im Windschatten des
für detaillierte Bilder der Venus vor der
30-cm-Teleskop-Gebäudes auf dem Gelände der Universitätssternwarte Heraklion.
Sonnenscheibe gesteigert werden, um so
die erwarteten guten Seeingbedingungen
vor Ort ausnutzen zu können. Soweit je- Nach erfolgreicher Aufstellung der Ins- des 5. Juni und einer kurzen Nacht klin-
denfalls die Theorie!
trumente im Windschatten der Kuppel des gelte gegen fünf Uhr der Wecker.
0,3-Meter-Teleskops (Abb. 1) am Abend
Über dem Nordosthorizont bzw. der
2 Sonnenaufgang über der Ägäis ab 6:00 Uhr Ortszeit. Im obersten Sonnenbild
Ägäis stand eine nur wenige Grad hohe Dunstschicht. Als sich die Sonne aus
blitzt dezent der ,,Green Flash" auf. Fokalaufnahmen durch 115-mm-TMB-Refraktor,
dem Dunst erhob, wurde sehr schnell
f = 830 mm und Canon 5D Mark II.
klar, dass die Seeingbedingungen eher
schlecht waren. Eine deutlich verform-
te Sonne, verziert mit dem schwarzen
Punkt der Venus, zeigte sogar zeitweise
den ,,Green Flash" (Abb. 2). An ein ge-
naues Einstellen des H-Alpha-Filters
war bei diesem Seeing noch gar nicht zu
denken. So blieb Zeit, den Aufgang von
Venus und Sonne zu genießen und dem
eifrigen Fotografieren der anderen Beob-
achter zuzuschauen.
Es dauerte einige Minuten, bis nach einer Nachjustierung des Filteradapters auf dem Skywatcher-Refraktor auf die H-Alpha-Linie eingestellt werden konnte und sich ein ansprechender Kontrast auf der Sonnenoberfläche mit den Fleckengruppen AR 1493-96 im Norden in Nachbarschaft der Venus und AR 1494-97 im Süden der Sonne einstellte (Abb. 3).
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Nur das Seeing wollte nicht mitspielen. Mehr als 660 Millimeter Brennweite wa-
Venustransit
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ren mit der monochromen DMK 31 von The Imaging Source für ein gutes Summenbild nicht zu realisieren. Anhand des Venusdurchmessers ließ sich das Seeing am Sonnenrand auf deutlich über zehn Bogensekunden schätzen. Nur selten konnten mehrere hundert Bilder mit der DMK in einem Videostream aufgenommen werden. Häufiger musste wegen sehr plötzlich auftretender Luftunruhen das Video leider wieder abgebrochen werden. Erst mit zunehmender Sonnenhöhe beruhigte sich das Seeing, ließ aber trotzdem nur Aufnahmen mit der eher kümmerlichen Brennweite von 660 Millimetern zu. 15 Minuten vor dem dritten Kontakt war es endlich so weit: Bei der sich dann verbessernden Luftruhe konnte die Brennweite mit einer Zweifachbarlowlinse verlängert werden. Leider war es bei der nun erreichten Bildfeldgröße kaum noch möglich, die Venus mit interessanten Oberflächenstrukturen der Sonne zusammen in einem Bild darzustellen (Abb. 4).
Die Spannung stieg, je näher der dritte Kontakt kam. Der Lomonossow-Ring - die Atmosphäre der Venus - sollte nun (hoffentlich) sichtbar werden. Doch dann schlug wieder das Seeing erbarmungslos zu. In den entscheidenden Minuten, als die Venus schon mit einem Drittel ihres Durchmessers die Sonnenscheibe verlassen hatte, waberte es auf dem Computerbildschirm beträchtlich, so dass auf dem Livebild keinerlei Anzeichen der Venusatmosphäre im H-Alpha-Bild zu sehen waren. Trotz vieler Videos mit verschiedenen bis hin zu recht langen Belichtungszeiten konnte bis zum Austritt der Venus aus der Sonnenscheibe leider kein scharfes Video mehr aufgenommen werden. Nur in sehr wenigen Einzelbildern war bei einer späteren, genauen Durchsicht der über 20 Videos, die in der Zeit des Austritts entstanden, der Atmosphärenbogen der Venus in deren Polregion ansatzweise zu erkennen.
Ein interessanter Effekt bei der H-AlphaBeobachtung war dann übrigens noch, dass aufgrund der Sichtbarkeit der Chromosphäre durch den Filter der scheinbare Sonnendurchmesser etwas größer als bei der gewohnten Weißlichtbeobachtung ist, so dass der Venustransit im H-AlphaBereich einige Minuten länger dauerte. Trotz der oft nicht zufriedenstellenden
3
Das erste sehr scharfe H-Alpha-Foto, Summenbild eines Videostreams mit DMK 31, aufgenommen durch 102-mm-Skywatcher-Refraktor bei f = 660 mm und Coronado-90-Filter (HWB 0,7 Angström) und 30-mmBlockfilter.
4
Noch etwa zehn Minuten bis zum 3. Kontakt, Aufnahmedaten wie bei Abb. 3, nur doppelte Aufnahmebrennweite. Gut erkennbar ist die etwas hellere Umbra im Sonnenfleck im Vergleich zur Nachtseite der Venus.
5
Der 3. Kontakt ist bereits Geschichte. Aufnahmedaten wie Abb. 3, nur mit doppelter Brennweite. Kombination zweier Videostreams unterschiedlicher Belichtungszeit, um die Sonnenoberfläche und die Chromosphäre mit einer kleinen Protuberanz in nur einem Bild darstellen zu können.
Seeingbedingungen war die Beobachtung des Venustransits erfolgreich. Die äußeren Bedingungen auf der Universitätssternwarte Skinakas hatten einen besonderen Charme: Die karge Landschaft in 1740 Meter Höhe war mit einigen großen Schneefeldern garniert, von denen sich ein grandioser Blick sowohl nach Süden auf das libysche Meer als auch nach Norden in das bei Nacht hell erleuchtete Heraklion bot, sowie der durchweg klare Himmel ließen das besondere
Flair des Ortes erahnen. Dazu kam eine beträchtliche Zahl an scharfen Summenbildern, die mittels der Freeware Avistack 2.0 von Michael Theusner bzw. Registax 6 erzielt werden konnten. Die Einmaligkeit dieses Ereignisses (nicht nur für die nächsten 105 Jahre) werden uns den Venustransit von 2012 nach der erfolgreichen Beobachtung des Transits acht Jahre zuvor (noch mit DSLR-Technik) in positiver Erinnerung behalten lassen.
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Venustransit
Kurztrip am 05./06.06. zum Venustransit nach Meißen (Sachsen)
von Johannes Spuling
Wie sagt man immer so schön, ,,Großereignisse werfen ihre Schatten voraus". So war es auch Tage vor dem Jahrhundertereignis Venustransit. Ich überlegte, wie wohl das Wetter an diesem Tag sein würde. Wäre eine Beobachtung vom Wohnort aus möglich oder wäre es ratsam, das Auto bereit zu halten. Am 3. Juni war das Wetter in der Region Kassel ganz schlecht. Es hatte den ganzen Tag über geregnet. In den Nachrichten war gar von ,,einer Regenautobahn" die Rede. Am 4. und 5. Juni war das Wetter eher wechselhaft. Also immer noch kein ,,Venuswetter". Erst am Abend des 5. stellte sich ein kleines Zwischenhoch in unserer Region ein. Dieses sollte aber nach der Wettervorhersage durch das nächste Tief sehr schell wieder nach Osten verschoben werden. Es blieb theoretisch ein schmaler Streifen mit klarer Sicht im Osten vom Elbsandsteingebirge bis hoch nach Usedom, der zum Zeitpunkt des Ereignisses passen könnte. Mit gepacktem Auto fuhr ich also am 5. Juni um 22:30 Uhr los. Mein Ziel war Dresden bzw. Meißen. Die Entscheidung zwischen den beiden Orten wollte ich mir noch offen halten. Im Westen rückten zu diesem Zeitpunkt bereits die ersten Wolken heran. Auf der neuen Autobahn A38 in Höhe Friedland
angekommen, ging der bereits abnehmende Vollmond im Südosten bei klarem Himmel auf. Schnell ging die Fahrt an Halle (Sachsen-Anhalt) vorbei, weiter über die A143 nach Leipzig. Das Kraftwerk Leuna leuchtete im Dunkeln wie ein Christbaumschmuck. Im Westen waren immer noch Wolken zu sehen welche sich verdichteten. Der Mond zeigte mir grob die Richtung an und machte mir Mut, dass es mit dem Wetter klappen könnte. Um 3 Uhr hatte ich das Ziel fast erreicht, ich entschied mich für Meißen, in der Hoffnung hier schneller einen ge-
1 Morgenrot hinter Hochspannungs-
leitungen (1/250 s, Blende 5,6, Brennweite 300 mm)
eigneten Standort zu finden. Dies wäre in Dresden sicherlich schwieriger geworden. Ich überquerte die Elbe in Meißen und fuhr in Richtung Nordost zum Ortsausgang. Nun befand ich mich auf einer kleinen Nebenstrasse in Richtung Niederau. Das Gelände wurde sehr flach und ein weiter Blick bis zum Horizont war möglich. Allerdings waren in Horizontnähe auch Starkstromleitungen zu sehen.
2 Die Sonne mit Venus, kurz
nach Sonnenaufgang (1/8000 s, Blende 7,5, Brennweite 950 mm)
VdS-Journal Nr. 44
Venustransit
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3 Venus und Sonnenflecken (1/2000 s, Blende 7,5,
Brennweite 950 mm)
4 Dritter Kontakt bei deutlich zunehmender Bewölkung
(1/1600 s, Blende 7,5, Brennweite 950 mm)
Links neben einem neuen Radweg parkte ich mein Auto. An Schlafen war nicht zu denken, obwohl ich jetzt schon etwas müde wurde. Also begann ich mit dem Fernrohraufbau bei ca. 6 Grad Celsius, der um 4:15 Uhr abgeschlossen war.
Nun begann das Warten. Etwas später fuhr ein LKW-Fahrer hupend auf der angrenzenden Straße vorbei. Entweder wollte er mir Glück wünschen, oder er dachte vielleicht, ich baue eine Radarfalle auf! Den Grund werde ich wohl nicht mehr erfahren. Um 4:26 Uhr, kurz vor Sonnenaufgang, war ein wunderschönes Morgenrot zu sehen.
Die Sonne schob sich vorsichtig um 5:06 Uhr über den Nordosthorizont. Ich wollte zumindest ein paar Aufnahmen mit dem 950-mm-Refraktor ohne Filter machen (solange die Sonne sich noch im Dunst befand). Die Einstellungen habe ich nur über das Kameradisplay vorgenommen. Nun hatte mich das Ereignis voll in seinen Bann gezogen. Die ersten Radfahrer fuhren auf dem Radweg an mir vorbei.
Dann war es soweit, ...da war die aufgehende Sonne mit Venus zu sehen, unglaublich. Der weite Weg hatte sich gelohnt, man hätte vor Begeisterung aufschreien können. Schnell montier-
te ich das fotografische Filter vor dem Fernrohr, später das visuelle Filter. Einige Radfahrer haben angehalten und wollten sich das Ereignis auch einmal ansehen. Auch eine Sofi-Brille hatte ich noch da-
bei und konnte sie zur Verfügung stellen. Um 6:55 Uhr war alles vorbei. Schade, erst in 105 Jahren findet der nächste Venustransit statt.
5 Der Autor mit seinem Instrument nach erfolgreicher Beobachtung
(1/250 s, Blende 8, Brennweite 18 mm)
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Venustransit
Venus vor der frühen Morgensonne -
Beobachtung am 6. Juni 2012 vom Blumenberg in Eichstätt
von Franz Zitzelsberger
Daten
Ort ,,Antennenhügel" Blumenberg bei Eichstätt (48 Grad 54´ 7´´ nördl. Breite, 11 Grad 8´ 40´´ östl. Länge, 537 m über NN)
Zeit 06.06.2012, 05:00 Uhr bis 05:45 Uhr MESZ
Wetter geschlossene Wolkendecke, schmaler Saum am Osthorizont, 7 Grad C, leichter Regen
Ausrüstung Celestron C90, f = 1000 mm, Blende 11, auf Fotostativ, Okular Plössl f = 25 mm, Objektivfilter d = 116 mm orange mit geringer Lichtdämpfung, Digitalkamera Sony WK 170
Um 4:25 Uhr läutete der Wecker! Seit Tagen berichteten alle Medien über den letzten beobachtbaren Venustransit für die nächsten 105 Jahre. Ich hatte mir vorgenommen, uns in den Kreis der weltweiten Beobachter einzureihen, die zum Teil schon seit fünf Stunden das Ereignis beobachteten. In wenigen Minuten würde es auch in Eichstätt soweit sein, dass Sonne und Venus über den Horizont stiegen. Ein kurzer prüfender Blick aus dem Fenster ermutigte mich, eine Beobachtung zu versuchen. Vielleicht konnte ich ja trotz der seit Tagen schlechten Wetterprognosen den letzten Teil des Venustransits doch noch mit eigenen Augen erleben. ,,Nur ein Fünftel der Menschen in Deutschland hatten die Chance, den Venustransit zu sehen," wird die Süddeutsche Zeitung in ihrer Ausgabe für diesen Tag schreiben. Hobbyastronomen im süddeutschen Raum sollten kaum darunter sein.
Die Aussichten waren also schlecht. So hatte ich einen Standort ausgewählt, der für mich schnell erreichbar war und mit
VdS-Journal Nr. 44
geringem Aufwand eine Beobachtung Tropfen Schlimmeres an. Ob Regen oder
zuließ. Meine Frau wollte mich bei der nicht, ich wollte bleiben bis nach Son-
Unternehmung unterstützen und die für nenaufgang, und der sollte in knapp
unseren Verein so wichtige Fotodoku- zehn Minuten beginnen. Vielleicht blieb
mentation machen. Was ich zu diesem der schmale, immer noch leicht gerötete
Zeitpunkt noch nicht wusste: Ich hat- Beobachtungsspalt ja solange bestehen.
te einen Aussichtspunkt, um den mich
später viele beneiden würden. Meine Kurz gefasst: Er blieb offen! Kaum zu
Frau und ich sollten Erfolg haben. Mein glauben bei dieser Großwetterlage. Wir
Beobachtungsplatz, an der Nordgren- standen unterm Regenschirm, auf dem
ze von Oberbayern gelegen, sollte für Tubus unseres C90 hingen die Regen-
fünf bis zehn Minuten den Blick auf das tropfen, und dann kam sie:
Himmelsschauspiel freigeben. Ähnliches
Glück hatte die Sternwarte in Regens- Tief am Horizont schob sich majestätisch
burg, die gleich mit mehreren Teleskopen der Glutball der Sonne in unser schma-
beobachten konnte. Meine Ausrüstung les Blickfeld. Das Spektakel begann. Es
dagegen war bescheiden, aber wirksam. war nicht ganz Viertel nach fünf. Nur
So fühlte ich mich gut vorbereitet.
annähernd der halbe Sonnendurchmes-
ser konnte dort Platz haben, dann kamen
Als wir um 4:48 Uhr die Kinderdorfstra- die Wolken. Natürlich hatte ich die Optik
ße zum Blumenberg hochfuhren, sahen schon vorher scharf gestellt. Als Halte-
wir schon auf halber Höhe den weiten rung für mein C90 diente ein einfaches
glutroten Saum der sich ankündigen- Fotostativ und ich musste manuell füh-
den Sonne. Wir soll-
ten doch nicht etwa
zu spät kommen? Um
4:55 Uhr eilten wir zu
Fuß den letzten Hü-
gel zu unserem Be-
obachtungsort hoch.
Der rote Horizont
war jetzt nur noch
halb so groß. Nur ein
schmaler freier Saum
rötlicher Himmel war
erkennbar. Knapp
darüber endete jene
dunkle Wolkenfront,
die auch über unseren
Köpfen lauerte. Die
typischen Fäden fal-
lenden Regens waren
gut erkennbar. Auch
bei uns begann es jetzt
zu tröpfeln. Der Blick
nach oben bestätigte
es. Es war nicht die
Nachtschwärze, die
über uns stand, son-
dern dunkle, nichts
Gutes heißende, dich-
te Regenbewölkung kündigte mit ersten
1 Sonnenaufgang auf dem Blumenberg gegen 5:18 Uhr
Venustransit
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ren. Ein erster Blick: Tatsächlich! Ein beeindruckendes Bild. Die Sonne war gerade zu einem Drittel über dem Horizont, und schon war vor dem tiefroten Hintergrund der Sonnenscheibe deutlich die schwarze Venus auszumachen. Wir waren gerade Zeugen eines Jahrhundertschauspiels. Unser Teleskop, Venus und Sonne in einer Linie!
Das Erfolgserlebnis war im ersten Moment überwältigend. Wir waren live dabei, sei es auch nur für vielleicht fünf Minuten. Die vorher aufkommende Angst einer bevorstehenden Enttäuschung war schlagartig verschwunden. Im Gegenteil: Kälte, Regen trommelte auf den Regenschirm, Wassertropfen auf dem Tubus und trotzdem die rote Sonne mit Venus im Okular weckten so etwas wie Enthusiasmus. Welch eine Kulisse! Adrenalin löste in mir ein großes Glücksgefühl aus. Es verstärkte die bewusste Wahrnehmung der uns geschenkten Letztmaligkeit dieses Ereignisses. Ich glaube, ich habe für uns applaudiert.
Meine Frau bewahrte einen kühleren Kopf und legte das Objektiv unserer kleinen Digitalkamera einfach auf das Okular des C90, um ein paar Aufnahmen zu versuchen. Zugegeben, das Ergebnis ist in Bezug auf die Bildqualität nicht gerade preisverdächtig, aber trotzdem, Venus vor der Sonne ist deutlich erkennbar. Die Lichteffekte der tief stehenden Sonne und die Kulisse der sie durchziehenden Wolkenbänder geben eine beachtenswerte Dynamik und dem festgehaltenen Augenblick eine besondere Ästhetik! Ein spektakulärer Bildausschnitt: Ferne Baumwipfel, ein dunkles Wolkenband durchquert die Sonne, darüber ein schmaler Bereich mit Venus und darüber schon wieder die nächste Wolkenbank. So war's um 5:18 Uhr. Es ist unser Moment des Venustransits, festgehalten vom Blumenberg in Eichstätt! Die Sonne stand vielleicht drei bis fünf Grad über dem Horizont. Für die Beobachtung des Transits, insbesondere für ein brauchbares Foto waren das erschwerte Bedingungen. Doch es hat geklappt.
Gegen 5:30 Uhr haben wir dann unseren Aussichtspunkt verlassen. Von der Sonne war nichts mehr zu sehen. Sie war hinter der dichten Wolkenfront verschwunden.
2 Venus vor der Sonne, 40-fache Vergrößerung im Celestron C90.
Anschließend holten wir uns beim Bäcker alles, was man zu einem guten Frühstück braucht, und fuhren nach Hause. Eine erlebnisreiche und erfolgreiche Beobach-
tung lag hinter uns. Mich freute mit am meisten, dass wir selbst mit relativ bescheidener Ausstattung ein unvergessliches Beobachtungserlebnis gehabt hatten.
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Venustransit
Venuksen Auringon kanssa - Venus tanzt mit der Sonne
von Ulrich Görze
Die Mitternachtssonne mit dem Venustransit zu verbinden erschien reizvoll. Daher beschlossen meine Frau und ich, unseren ,,Sommerurlaub" im hohen Norden zu verbringen. Unsere Rundreise starteten wir in Tromsö, Norwegen. Wegen dem Flug bestand die astronomische Ausrüstung nur aus einem Fernglas, einem Spiegel-Teleobjektiv, einem Fotostativ, Sonnenfilterfolie und natürlich aus Sonnenfinsternisbrillen.
Tromsö empfing uns gar nicht sommerlich. Einen Tag zuvor hatte es noch geschneit. Die Berge waren bis in ca. 400 Meter Höhe schneebedeckt, bei blauem Himmel und Sonnenschein ein schönes Bild.
Allerdings wechselte das Wetter sehr schnell. Bei Eisregen passte ein Besuch im Polarmuseum, ein kleines Museum zur Geschichte der Eroberung der Nordpolarregion, gut in unser Programm. Es zeigt Utensilien und Illustrationen von Pelztierjägern, Robben- und Walfängern.
1 Blick über Tromsö vom 421 Meter hohen Hausberg Fjellheisen aus
Besonderen Platz erhielten natürlich die Polarexpeditionen von Fridtjof Nansen und Roald Amundsen. Etwas moderner
und aktueller ist das Polaria mit Geologie, Fauna und Flora arktischer Regionen, Kino und Aquarium u.a. mit Vorführungen mit Seerobben. Sehr anschaulich wurde das arktische Leben auch durch die MS Polstjerna, einem originalen Robbenfangschiff (1949 - 1981), das man im festen Trockendock besichtigen kann.
2 Polarlicht-Simulator im Museum der Universität Tromsö. Er entspricht dem
Terrella-Experiment von Prof. Kristian Birkeland.
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Auch sonst bietet Tromsö viele Sehenswürdigkeiten, die oft mit dem Attribut ,,nördlichste" werben. So sollte man auch die ,,Ölhallen" besuchen, die nördlichste Brauerei der Welt oder den nördlichsten botanischen Garten. Ein fantastisches Panorama auf die Stadt und Fjordlandschaft bietet die Aussicht vom 421 Meter hohen Hausberg Fjellheisen. Oben stapften wir durch 20 Zentimeter Schnee. Wieder mehr Astronomisches bot das Museum der (nördlichsten) Universität Tromsö: Meteoriten und ein interessanter Simulator zur Entstehung von Polarlichtern. Letzteres haben wir dann nur in einer sehr gut gemachten Vorführung im (nördlichsten) Nordlicht-Planetarium bewundern können.
Venustransit
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3 Das Nordlicht-Planetarium in Tromsö
Die Leiterin des Planetariums, Frau Anne Bruvald, informierte uns von den geplanten Beobachtungen des Venustransits. Uns war aber die Wettervorhersage zu unsicher. So warteten wir auch die Tagung zur Geschichte der Venustransite nicht ab, sondern fuhren in Richtung Nordosten los.
Unsere erste Mitternachtssonne konnten wir von einem Motel (Gildetun) genießen. Auf den Straßen begegneten wir immer wieder Rentieren, oft mit Jungen,
5 Neugieriges junges Rentier mit
Mutter am Straßenrand
4 Mitternachtssonne vom
Motel Gildetun aus
die ungestört auf der Straße säugten (bei der geringen Verkehrsdichte noch möglich). Auch insgesamt ist das Autofahren im Norden wesentlich entspannter. Den Öksfjordjokelen, den einzigen Gletscher Norwegens, der direkt ins Meer kalbt, bekamen wir nur aus weiter Entfernung zu sehen.
Es war noch Vorsaison und durch den späten Winter war vieles noch geschlossen. So auch das Samenparlament in Karasjok. Wir mieteten schließlich eine Hütte am Tana-Fluss bei Utsjoki in Finnland. Dort suchten wir nach einem Beobachtungsplatz. Die Gegend um Utsjoki ist nur sehr dünn besiedelt. Es ist ein Rentierzuchtgebiet mit riesigen eingezäunten Flächen. In einer Schutzhütte lag ein Infoblatt aus, dass hier von der URSA-Ortsgruppe die Beobachtung des Venustransits geplant sei (,,Auringon kanssa" Ohcejoga Utsjoki Ursa). Die Wanderung von 1,5 Kilometern dorthin war mir aber zu unsicher. So kamen wir schließlich zur Siedlung Skalluvaara, die nur im Winter zur Rentierscheid genutzt wird und uns jetzt wie ein verlassenes Westerndorf erschien. Dafür war die Horizontsicht ringsum ungestört. Die Wettervorhersage war noch sehr gut. Am 3. und 4. Juni waren kaum Wolken zu sehen. Allerdings zog am 5.6. eine Wolkenfront durch. Die Vorbereitungen begannen und nachmittags zogen die Wolken wieder weg.
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Venustransit
6 Unser erster Beobachtungsplatz in Skalluvaara, Finnland
kuh mit großem Jungtier. Sie schauten zuerst neugierig und verschwanden dann schnell im Birkenwald. Noch während der Fahrt kam die Sonne wieder kurzzeitig durch die Wolken. Acht Minuten Beobachtung vom Straßenrand, dann ging es endgültig zurück. Im Ferienhaus dann warten, kommt die Sonne noch rechtzeitig frei? Sie schaffte es! Inzwischen hatte sie wieder eine Höhe von 28 Grad und schien förmlich die Wolken wegzubrennen. Ab 6:27 Uhr konnte ich wieder mehr oder weniger durch Wolken hindurch die Venus vor der Sonne fotografieren. Der dritte Kontakt erfolgte um 6:36 Uhr und der vierte um 6:53 Uhr.
7 Venus vor der Sonne. Aufnahme um 00:29 Uhr, Nikon D100 mit
600-mm-Spiegelobjektiv bei Blende 8.
Noch am gleichen Tage ging es weiter in den Norden über Varangerbotn (sehr schön gemachtes Samen-Museum) nach Kirkenes. Am nächsten Tag fuhren wir den Varangerfjord wieder zurück und auf der anderen Seite hoch. Hier gab es einige vorgeschichtliche Sehenswürdigkeiten (u.a. Steinkreis mit astronomischem Hintergrund). In Vadsö, dem Zentrum der Finnmark konnten wir einen Luftschiffmast bewundern. Er wurde 1926 und 1928 nur zweimal benutzt (Amundsen und Nobile). Unser Tagesziel war Vardö. Wir hatten das Gefühl, ans Ende der Welt zu fahren. Uns kamen kaum noch Autos entgegen. Durch einen Unterwassertunnel ging es auf die Insel der Stadt Vardö. Am Ende des Varangerfjords strategisch
Wir waren sehr gespannt und fuhren schon um 22 Uhr (alle Zeiten in MESZ) los. Strahlend blauer Himmel, nur am Nordosthorizont kleine Wölkchen. Das Stativ mit Kamera war schnell aufgebaut und das Warten begann. Jetzt war die Sonne noch frei. Der Wind verhieß nichts Gutes, immer mehr Wolken drückten von Nordosten herein: bei plus ein Grad Celsius. Es begann ein Wettlauf mit den Wolken. Um 0:05 Uhr war der erste Kontakt im 600-Millimeter-Teleobjektiv sichtbar. In sieben Minuten erreichte dann ein dünnes Wolkenband die Sonne. Belichtung ohne Filter. Nach vier Minuten wurde der Filter wieder montiert. Der zweite Kontakt um 0:22 Uhr konnte gut beobachtet werden.
Um 0:48 Uhr machte ich meine letzte Aufnahme von hier. Inzwischen war der Nordhorizont dicht bewölkt. Wir beschlossen, nicht in der Kälte auszuharren. Bei der Heimfahrt störten wir eine Elch-
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8 Die Gedenktafeln in Vardö zu den lokalen Beobachtungen der Venustransits
Venustransit
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9 Am Nordkapp
günstig gelegen, war der Ort schon früh durch eine Festung gesichert. Es gibt einen Fischerei- und einen Handelshafen, aber sonst ist nicht viel los. Die größeren Ereignisse sind alle auf einer zwei Meter langen Holztafel zusammengefasst. Unter anderem auch die VenustransitBeobachtung von Pater Maximilian Hell am 3. Juni 1769. Das Rathaus zeigt eine liebevoll zusammengestellte Ausstellung dazu, außen eine neue dritte Gedenktafel (vergleiche dazu SuW 6/2012 Seite 9). Insgesamt hatte ein 5-Tage-Programm stattgefunden mit Vorträgen, Konzerten, Gedenkgottesdienst und der Beobachtung des aktuellen Venustransits [http:// transitofvenus.nl/wp/2012/06/06/vardoovercast-but-fun von Steven van Rode], auch der örtliche Männergesangsverein kam zum Einsatz.
Wir waren dann doch ganz froh, als uns am späten Nachmittag die Nordkapp abholte. Solch eine Schiffspassage mit den Hurtigruten gehört natürlich auch zu einer Norwegenreise. Dafür sparten wir viele Kilometer, die wir sonst mit
dem Ausfahren der Fjorde hätten zurücklegen müssen. Am nächsten Morgen ging es früh von Honnigsväg wieder mit dem Auto zum 30 Kilometer entfernten Nordkap. Vor acht Uhr konnten wir es bei Sonnenschein und fast menschenleer erleben.
Unser nächstes Übernachtungsziel war Hammerfest. Wir fuhren durch einige Tunnel, die teilweise bis zu einer Tiefe von 212 Metern unter das Meer reichen. In Hammerfest besichtigten wir das nördlichste Ende vom Struve-Bogen, einer Meridianvermessung, die der Astronom Wilhelm von Struve ab 1816 organisiert hatte. Im Wiederaufbaumuseum wurden die großen Zerstörungen durch die deutsche Wehrmacht im zweiten Weltkrieg dokumentiert und die anschließende Integrationspolitik der Norweger für die Samen.
Von Hammerfest ging es zurück nach Alta, wo wir uns eine Woche erholten. Trotz zweier Versuche mit unterschied-
10 Die Meridiansäule in Hammerfest:
der nördlichste Punkt des StruveBogens zur Vermessung eines Meridians.
lichen Wanderrouten erreichten wir den Alta-Canyon nicht, die Flussüberquerungen waren noch zu vereist und verschneit. Dafür konnten wir einen weiteren Punkt vom Struve-Bogen in Lille-Raipas erreichen, mit einer herrlichen Aussicht über die ganze Bucht, die schon sehr früh von Menschen genutzt wurde. Dies ist im Alta-Museum sehr schön dokumentiert. Rings um das Museum sind mehr als 2500 Felszeichnungen zu bewundern, in verschiedenen Phasen reicht das Alter bis 4200 v. Chr. Eine Herausforderung war die Wanderung über Schneefelder zum 904 Meter hoch gelegenen Nordlichtobservatorium auf dem Berg Haldde. Sie wurde belohnt mit einer fantastischen Panoramasicht über die Bucht von Alta. Das Nordlichtobservatorium wurde 1899 gebaut und war das erste Observatorium zur Erforschung des Polarlichts (Kristian Birkeland). Heute dient es als Wanderheim.
Am Ende unserer Rundreise erfuhren wir von Anne Bruvald, dass sie hier in Tromsö den Venustransit vom Hausberg Fjellheisen größtenteils gut beobachten konnten. So ist das mit der Wettervorhersage, aber die schönen Erlebnisse auf unserer Reise wollten wir doch nicht missen.
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Venustransit
Ein guter Grund zum Aufstehen! Der Venustransit 2012 in Jena
von Caroline Reinert
1 Die Teleskope sind aufge-
baut und an den Himmel gerichtet. Es kann los gehen! Bildautor: Gunther Helmer.
Es war kurz nach fünf Uhr morgens am 6. Juni 2012 in Jena. Sonnenaufgang. Eigentlich war es noch viel zu früh, um sich aus dem Bett zu quälen. Doch diesmal gab es einen guten Grund, um zu dieser Uhrzeit schon wach zu sein: Venus stand vor der Sonne! Und das zum letzten Mal vor einer 105 Jahre andauernden Pause.
Angeregt durch den Urania e.V. Jena trafen sich knapp 50 astronomiebegeisterte Jenaer außerhalb des Saaletales am Steinkreuz, um besagten Sonnenaufgang zu beobachten. Der Verein stellte Teleskope zur Verfügung, damit jeder einmal einen Blick auf die Sonne mit der vorbei-ziehenden Venus werfen konnte. Auch das astrophysikalische Institut der Universität Jena war vertreten. Die Teilnehmer des Astronomie-Praktikums bauten ein Teleskop mit Projektionsschirm und einen Laptop mit Live-Bildern einer Webcam am Teleskop auf.
Aber auch die Schüler der AstronomieAG unter der Leitung von Gunther Helmer waren vor Ort, um z.B. den Reportern des mdr zu erklären, wie so ein Venustransit genau funktioniert.
2 Bei Sonnenaufgang stand die Venus schon vor der Sonne. Bildautor: Allar Saviauk.
3 Die Schüler der Astronomie-AG
erklären den Venustransit. Bildautor: Gunther Helmer.
VdS-Journal Nr. 44
Venustransit
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4 Ein Blick durchs Teleskop: Die durch
Wolken verschleierte Sonne mit der Venus. Bildautor: Manfred Kitze.
5 Alle staunten über die Live-Bilder von der Webcam. Neben der Venus sah man
diverse Sonnenflecken und sogar mal ein Flugzeug. Bildautor: Torsten Löhne.
Mit dieser Zusammenkunft von Experten aus Amateur- und Profiastronomie war man für das Ereignis bestens gerüstet.
Als die Sonne um fünf Uhr aufging stand die Venus bereits vor der Sonne. Trotz vieler Wolken hatte man zu diesem Zeitpunkt bereits einen sehr guten Blick auf den kleinen schwarzen Punkt auf der Sonnenscheibe. Alle schauten aufgeregt durch Okulare, auf Projektionsschirme oder auf Laptops, die Live-Bilder von der Sonne zeigten.
Nach etwa einer halben Stunde waren dann die Wolken, mit denen alle Anwesenden und der Wetterbericht gerechnet hatten, doch noch aufgezogen. Die Sonne bekam Bänder, die sie fast wie Jupiter aussehen ließen. Mit der Zeit wurde die Bewölkung dichter und ließ keinen Blick auf die vorbeiziehende Venus mehr zu. So war das Ereignis für uns schon kurz nach sechs Uhr vorbei, obwohl der Austritt der Venus erst gegen 6:45 Uhr erfolgte.
Trotzdem haben alle wunderbare Bilder dieses seltenen Ereignisses mitgenommen, ob in Form von persönlichen Erinnerungen, Fotos oder Filmbeiträgen für den mdr-Regionalreport.
Um sieben Uhr konnte also ein ganz ,,normaler" Mittwoch für alle beginnen.
6 Ein Flugzeug vor der Sonne. Bildautor: Gunther Helmer, Komposit & Bearbeitung: Torsten Löhne.
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Venustransit
Mein Venusdurchgang vor der Sonne
von Ulrich Brämer
Als ich den 1980er-Jahren das erste Mal von den sehr seltenen Venusdurchgängen vor der Sonne las, stellte sich bei mir bereits damals eine gewisse Vorfreude ein. Denn die Aussichten waren gut, dass die nach 1882 nächsten Durchgänge von 2004 und 2012 in meine Lebenszeit fallen würden. Der Venusdurchgang von 2004 war dann auch ein beeindruckendes Ereignis, bei dem überall in Deutschland das Wetter mitspielte.
Für 2012 ergab die familiäre Terminplanung unter völliger Verdrängung des Venusdurchgangs für den Juni einen Urlaubsaufenthalt im Ostseebad Kühlungsborn. Glücklicherweise bedeutete dies direkt vor der Haustür einen freien Horizont über der Ostsee bei Sonnenaufgang und - wie sich später herausstellte - einen Volltreffer bei der Wetterlotterie. Um das Ereignis fotografisch festzuhalten, adaptierte ich meine alte Russentonne über einen Zweifachkonverter an eine Canon 1100D. Aus Sonnenfilterfolie bastelte ich einen Objektivsonnenfilter. Eine insgesamt sicher nicht ganz optimale Konfiguration.
Die Wettervorhersage für Mittwoch, den 6. Juni 2012, ließ auf gutes Wetter hoffen, da sich das nahende Tief noch im heimatlichen Nordrhein-Westfalen befand, um den Beobachtern dort die Stimmung zu vermiesen. Als ich dann am Morgen des 6. Juni an der menschenleeren Strandpromenade von Kühlungsborn die Ausrüstung aufbaute, schwante mir bereits, was mich meteorologisch erwar-
1 Oben: Alle Aufnahmen (mit Ausnah-
me von Abb. 4 und 5) entstanden mit einer Canon EOS 1100D an einem Maksutov-Spiegelteleobjektiv plus Zweifachkonverter (feff = 2000 mm). 4:44 Uhr: 1/250 s, ISO 800.
2 Mitte: 4:56 Uhr: wechselnde, meist
hohe, dünne Schleierwolken durchziehen den Nordosthimmel.
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3 Unten: 5:34 Uhr: 1/200 s, ISO 1600
Venustransit
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ten würde. Der Himmel war in nordöstlicher Richtung von meist hohen, dünnen Schleierwolken bestimmt. So war es folgerichtig, zum Sonnenaufgang auf den Filter zu verzichten.
Endlich war es soweit: Sonne und Venus stiegen gemeinsam und reichlich verformt aus der Ostsee (Abb. 1). Schon bald musste der Sonnenfilter eingesetzt werden. Der morgendliche Wind war nur schwach, doch im Detail wechselten die atmosphärischen Bedingungen ständig (Abb. 2).
Unter diesen Konditionen erwies sich die Sonnenfilterfolie zur visuellen Beobachtung als nicht optimal und führte zu verhältnismäßig langen Belichtungszeiten. Zwischendurch machte es die Bewölkung sogar wieder erforderlich, den Filter abzunehmen. Jedoch nur mit niedrigster Empfindlichkeit und kürzester Belichtungszeit war dann eine korrekte Belichtung möglich (Abb. 3).
So geben die eigentlich störenden Wolken dem Bild eine eigene Note. Mit steigendem Sonnenstand in Richtung des dritten Kontakts wurde es wieder klarer (Abb. 4). Doch auch die Atmosphäre machte es weiter spannend und buhlte nun mit einer rechten und einer etwas schwächeren linken Nebensonne nach Aufmerksamkeit (Abb. 5).
Es war fantastisch - vom Sonnenaufgang bis zum vierten Kontakt konnte ich den Venusdurchgang komplett verfolgen. Die wallende Atmosphäre war dabei das Salz in der Suppe. Glück gehabt und vielen Dank nach oben.
4 6:34 Uhr: Panasonic DMC-LX3, f = 12,8 mm, Blende 2,8, ISO 100
5 6:53 Uhr: Rechte und linke Nebensonne; Panasonic DMC-LX3, f = 5,1 mm,
Blende 8, ISO 100 Anzeige
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Venustransit
Atmosphärische Erscheinungen während des Venustransits
von Claudia Hinz
Am 6. Juni 2012 war von der Tagseite der Erde aus das seltene Schauspiel zu beobachten, dass die Venus vor der Sonnenscheibe vorüberwanderte. Als über
Deutschland die Sonne aufging, strebte der Venustransit bereits seinem Ende zu. Dort, wo die Sonne beim Aufgang durch unterschiedlich dichte Luftschichten
wanderte, gab es das Luftspiegelungsphänomen, das sowohl Sonne als auch Venus verzerrte und teilweise mehrmals gespiegelt sichtbar war. Die Ursache
1 Dreifachspiegelung der Venus. Foto: Frank Killich, Harz.
2 Grüner Strahl an der Sonne während der Venustransits.
Foto: Rico Hickmann, Dresden.
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.
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,,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 Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 46 ist der 01.02.2013. Der Schwerpunkt dieses Heftes ist dem Thema ,,Offene Sternhaufen" gewidmet. Beiträge werden erbeten an die Herren D. Spitzer und P. Riepe und/oder an die Geschäftsstelle (Mail/Postadresse). Die Endredaktion erlaubt sich den Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Ausgaben: VdS-J. Nr. 47 ,,Astronomie mit kleinem Budget und einfachen Mitteln" und VdS-J. Nr. 48 ,,Astronomie am Schreibtisch". Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Venustransit
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3 Etruskische Vase mit Luftspiegelungseffekt an einem Schiff. Foto: Jens Hackmann, Fehmarn.
liegt darin, dass die Lichtwellen an den Luftschichten unterschiedlicher Dichte verschieden stark gekrümmt werden. Zudem wird ein einfallender Lichtstrahl auf der Grenzfläche zwischen kühler und warmer Luft reflektiert. Gibt es mehrere dieser Grenzflächen, ist eine Mehrfachspiegelung möglich.
Von mehreren Beobachtern wurde zudem der Grüne Strahl an der Sonne gesehen. Rico Hickmann beobachtete dieses Phänomen in Dresden: ,,Ich hatte unglaublich Glück mit dem Wetter. Am Abend zuvor war es noch stark bewölkt und auch direkt zum Austritt zogen wieder Wolken auf. Vor dem Sonnenaufgang war eine Lichtsäule zu sehen, die auch gut den Weg zur Sonne zeigte. Der Sonnenaufgang über Dresden war spektakulär, grüne Blitze, abgelöste Segmente... ich bin immer noch sprachlos."
Wer das Glück hatte, die aufgehende Sonne über einer Wasserfläche zu beobach-
ten, hatte die Chance auf die sogenannte Etruskische Vase. Einer der erfolgreichen Beobachter war Jens Hackmann, der dem schlechten Wetter seines Wohnorts Bad Mergentheim entfloh und als Ziel die Ostseeinsel Fehmarn wählte, da für Deutschlands sonnigste Insel auch an diesem Tag die Wettervorhersagen am besten waren. Kurz nach Sonnenaufgang um 4:41 Uhr konnte auch er die schon erwähnten Luftspiegelungseffekte an Sonne, Venus, aber auch an einem Schiff beobachten. Nur kurze Zeit später zeigte sich über dem Wasser der Ostsee dann das Phänomen der Etruskischen Vase, ein Kopf stehendes Trugbild der horizontnahen Sonne, welches den Anschein gibt, als stände die bauchige Sonne auf einem Sockel.
Dieser seltsame Effekt beruht auf Refraktion des Sonnenlichts sowie einer unteren Luftspiegelung und ist dann zu sehen, wenn sich über warmes Wasser eine kalte Luftschicht legt. In dieser unteren warmen Schicht ist der Brechungsindex
niedriger als auf Augenhöhe des Beobachters. Wenn die Sonnenstrahlen in sehr flachem Winkel auf diese Schicht treffen, können sie totalreflektiert werden. Von der Sonne treffen also nicht nur die direkten Strahlen beim Beobachter ein, sondern auch solche, die an der optisch dünneren (wärmeren) Luftschicht reflektiert wurden. Die direkten Strahlen lassen die Sonne ganz normal aussehen. Die totalreflektierten Strahlen kommen in der ,,Programmierung" des Gehirns nicht vor und werden deshalb geradlinig nach hinten verlängert. Das führt dazu, dass man ein umgekehrtes Spiegelbild unter der eigentlichen Sonne sieht, welches sich mit dem Einfallswinkel des Lichtes, also mit der Höhe der Sonne über dem Horizont ändert.
Den Sciencefiction-Romanautor Jules Verne erinnerte dieses Phänomen an eine dickbäuchige, auf einem Sockel stehende etruskische Vase, und so prägte er weltweit den Namen dieser Erscheinung.
VdS-Journal Nr. 44
Bilder vom
Jahrhundertereignis
Liebe Journal-Leser,
,,Ein Bild sagt mehr als tausend Worte" - unter dieses Motto haben wir die ab hier folgende Fotostrecke vom Venustransit 2012 gestellt. Die Redaktion erreichten hunderte von Fotos von über 40 Einsendern. Wir zeigen hier die 52 schönsten in einer Bildergalerie.
1 Den Venustransit in Wackersberg
bei Bad Tölz konnte Franz-Xaver Kohlhauf erst eine Stunde nach Sonnenaufgang durch Wolkenlücken beobachten, Verlauf des Venustransits mit einer DSLR Canon EOS 600D am 6. Juni 2012, 6:20 - 6:32 MESZ
2 Aus Schlechtwettergründen
blieb Jens Leich der Venustransit versagt. Zwei Tage später konnte er allerdings die ,,übergreifenden Hörnerspitzen" ablichten, eine sehr seltene Gelegenheit und eine kleine ,,Entschädigung" für den verpassten Venustransit. Die Aufnahme entstand auf der ,,SOL Sternwarte" Wiehl-Marienhagen am 8. Juni 2012 um 6:24 UT mit einem Astrophysics (AP)-5"-Starfire Apochromat, f (fokal) = 838 mm auf AP 600EGTO, Projektion: Baader FFC, verlängert auf ca. 4490 mm Filter: Baader IR-Pass 685 nm, Kamera: DMK21AU.618 IC Capture 2.2, 800 (!) von 1333 bei 95% Qualität, Verstärkung 260, Gamma 36, Belichtung 1/435 s, Bildbearbeitung mit Avistack 2 und Photoshop 6
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3 Abbildungen 3 - 9: Stephan West-
phal beobachtete im hohen Norden den Venustransit von Beginn an. Am Anfang tauchte die Sonne hinter einem Berg weg, erst Stunden später war sie wieder sichtbar. Er verwendete eine DSLR Canon EOS 20Da und ein Meade ETX 90.
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10 1000 mm Brennweite / Canon
Eos 60D / 5:12 Uhr MESZ / Oliver Schneider
Trotz der schlechten Wetterprognose konnten die Sternfreunde Martin Notka, Björn Kähler und Oliver Schneider von der Volkssternwarte Bielefeld Ubbedissen aus für ein paar Minuten den Blick auf den Venustransit am 06.06.2012 erhaschen.
11 400-mm-Hypergraph fokal f/8 / The Imaging Source
DFK 41AU02.AS / 5:56 Uhr MESZ / Björn Kähler
12 1000 mm Brennweite /
Canon Eos 60D / 5:54 Uhr MESZ / Oliver Schneider
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Venustransit
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13 Am Abend nach dem Venustransit
gelang bei tief stehender Sonne (nur 18 Grad Höhe) und mäßigem Seeing ein Blick auf die Venus. Venusring / 400-mm-Hypergraph fokal f/8 (3200 mm) / The Imaging Source DFK41AU02.AS / 06.06.2012, 19:40 Uhr MESZ / Björn Kähler
14 Heiko Ulbricht beobachtete den Venustransit, aufgenommen in Freital/Sachsen mit einer DMC-FZ 45 EG K,
100 ASA, 1266 mm Brennweite und Glassonnenfilter
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Jonas Schenker konnte den Venusdurchgang bei der berühmten Linde von Linn, Kanton Aargau, in der Schweiz beobachten. Zeit: 06. Juni 2012, 06:13 MESZ Optik: Refraktor D = 120 mm, f = 900 mm, f/7,5 Filter: Herschelkeil (Baader) Kamera: Canon EOS 7D Belichtungszeit: 1/30 s bei ISO 100
VdS-Journal Nr. 44
16 Josef Bastl beobachtete den Venustransit auf der
Bayerwaldsternwarte mit einer Canon EOS 300Da, 1000 mm, 1/250 s, 6. Juni 2012, 6:49 MESZ Aufnahmeort: Zwiesel, Bayerischer Wald
VdS-Journal Nr. 44
Gabriele und Jörg Ackermann beobachteten den Venusdurchgang von Hurghada (Ägypten) aus.
17 Oben links: Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 5:59:20 MESZ,
Zeiss APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma, Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 100 ISO, 1/2500 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0
18 Oben rechts: Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 6:14:55 MESZ,
Zeiss APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma, Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 100 ISO, 1/2500 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0
19 Unten links: Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 6:28:30 MESZ,
Zeiss APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma, Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 100 ISO, 1/2500 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0
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20 Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 6:38:00 MESZ, Zeiss
APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma, Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 100 ISO, 1/2500 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0
21 Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 6:50:10 MESZ, Zeiss
APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma, Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 100 ISO, 1/2500 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0
22 Hurghada (Ägypten), 06.06.2012, 6:44:46 MESZ, Zeiss APQ130/1000, Zeiss-Herschelprisma,
Zeiss 2-fach-Barlowlinse, Canon EOS 5D, 800 ISO, 1/200 s, Filter B+W UVIR-CUT und Graufilter ND 3.0, Lomonossow-Bogen sichtbar
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Venustransit
Armin Liebig konnte den Venusdurchgang bei blendendem Wetter von Kap Arkona aus verfolgen.
23 04:30 Uhr, Zeiss-Refr. AS 100/1000 ohne Frontfilter,
Fokalaufnahme, ISO 100, 1/90 s. Das erste Foto von Deutschland aus und mit grünem Strahl!!!
24 04:33 Uhr, Zeiss-Refr. AS 100/1000 ohne
Frontfilter, Fokalaufnahme, ISO 100, 1/500 s, mit Green Flash.
26 04:50 Uhr, Zeiss-Refr. AS 100/1000
mit Glassonnenfilter u. Baader FFC, ISO 200, 1/20 s.
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25 04:35 Uhr, Zeiss-Refr. AS 100/1000 ohne
Frontfilter, Fokalaufnahme, ISO 100, 1/2000 s.
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Rechte Seite von oben nach unten: Frank Steinmann beobachtete bei Ilmenau, Thüringen auf dem Kickelhahn (860 Meter über NN), Uhrzeit: 5:03 - 5:25 MESZ
Kamera Canon EOS 40D, Canon Tele 70-300 bei Blende 1,4, letztes Foto mit Baaderfolie
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30 Rudolf Plohberger beobachtete den Venustransit auf der Sternwarte Pelmberg, Hellmonsödt/Österreich; Aufnahmedaten:
06.06.2012, 05:50 MESZ; Kamera Canon 40D; Teleskop: TMB 80/480; Astrosolarfolie ND 3,5; Belichtungszeit 1/5000 s; ISO 100; Tonwertkorrektur, Nachschärfung
31 Uwe Petzl beobachtete den Venustransit am 6. Juni 2012 vom alten Kefferhäuser Sportplatz nahe Kefferhausen (Thüringen).
Er belichtete trotz starker Bewölkung erfolgreich mit einer Pentax K-5 durch ein Astro-Professional-127/820-Objektiv, Belichtung 1/8000 s bei ISO 100 ohne Filter. VdS-Journal Nr. 44
32 Am 6. Juni 2012 gegen 6:38 MESZ
konnten Michael Scheßl und Manfred Simon den Venustransit von Mauerstetten bei Kaufbeuren durch ein 60-mmLunt-Sonnenteleskop im H-alpha-Licht mit einer Canon Powershot A720 IS aufnehmen. Neben der Venus und einigen Sonnenflecken sind trotz Wolken auch schöne Protuberanzen zu erkennen.
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Johannes Schilling konnte durch ein kleines Wolkenloch den Venusdurchgang vom 6. Juni 2012 beobachten, gegen 6:14 MESZ zeichnete er seinen Blick durch ein 15x70-mm-Fernglas und Sonnenfilterfolie.
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Christian Harder gelangen diese schönen VenustransitBilder auf Fehmarn mit einem 150/907-mm-Dobson und einer Canon-500D-Kamera.
34 4:52 MESZ, 1/500 s, 100 ASA
35 4:52 MESZ, 1/500 s, 100 ASA
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36 4:53 MESZ, 1/640 s, 100 ASA
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37 Arnold Oberschelp dokumentierte den
Venusdurchgang am 6. Juni 2012 um 5:11 MESZ im nördlichen Schweden mit einer Olympus My Digital 800.
38 Maciej Mysik beobachtete den Venustransit in Stawno (Polen).
Er verwendete eine Canon EOS 350 Da in Verbindung mit einem 8-zölligen Newton (f/5), belichtet mit 1/4000 s bei ISO 200 ohne Filter.
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Stephan Heinsius beobachtete den Venusdurchgang vom Aussichtsturm des Hanseatic Hotels in Göhren auf Rügen ab 4:32 MESZ.
39 Canon EOS 600D,
Walimex 650-1300 mm bei 1000 mm (D= 86 mm), 1/60 s, ISO 200
40 Canon EOS 600D,
Walimex 650-1300 mm bei 1000 mm (D= 86 mm), 1/4000 s, ISO 100
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41 Canon EOS 600D,
Walimex 650-1300 mm bei 1000 mm (D= 86 mm), 1/250 s, ISO 200 (Ausschnitt)
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Gabor Grossmann beobachtete den Venustransit am 6. Juni 2012 von einem Strand auf Rügen aus.
42 Oben links: 4:35 MESZ, Digitalkamera Canon Powershot SX10 IS
43 Unten links: 4:37 MESZ, Digitalkamera Canon Powershot SX 10 IS
44 Oben: 4:53 MESZ, Kamera DMC-FZ150
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45 05:25 MESZ, 0,5 s belichtet
Hans Czichon beobachtete den Venustransit am 6. Juni 2012 oberhalb von Sarnano (Italien). Er verwendete eine Olympus E-PL1 bei ISO 100 in Verbindung mit einem Refraktor 80/910 mm.
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47 Martin Federspiel beobachtete den Venustransit am 6. Juni 2012 am Lake Arrowhead bei Los
Angeles. Er verwendete eine Canon-30D-Kamera, die Aufnahme erfolgte um 00:48 UTC.
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Mirko Schöne lichtete den Venustransit am 6. Juni 2012 gegen 6:13 MESZ mit einer Nikon D80 mit 600 Millimeter Brennweite (Telezoomobjektiv und Zweifachkonverter) über den Dächern von Radeberg ab.
Manfred Kiau beobachtete den Venusdurchgang in Brodten, nördlich von Travemünde.
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Die Aufnahmen unten entstanden mit einer Canon 5D Mark II, Objektiv Canon EF 100400 L bei 400 mm Brennweite und Blende 5,6.
oben links: 04:46:18 MESZ, 1/400 s, oben rechts: 04:47:13 MESZ, 1/640 s, unten links: 04:47:20 MESZ, 1/800 s, unten rechts: 04:47:52 MESZ, 1/500 s, kurz vor Auflösung der Refraktionserscheinung auf dem Meer.
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Jürgen Buhr beobachtete den Venusdurchgang am 6. Juni 2012 in Bützow. Er verwendete für seine Aufnahme kein Fernrohr, sondern lediglich eine LUMIX Panasonic DMC-F78.
Dirk Sichelschmidt beobachtete den Venusdurchgang am 6. Juni 2012 in Brodten, nördlich von Travemünde.
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Aufgenommen wurden 90 Aufnahmen mit der CCD-Farbkamera ALccd-QHY IMG132E und dem CORONADO P.S.T. CaK (K-Linie des Kalziumlichtes). Die Bearbeitung der Aufnahmen erfolgte mit AviStack2.
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Manuel Schiffer beobachtete den Venusdurchgang am 6. Juni 2012 in Görlitz. Er projizierte die Sonne mittels Opernglas auf ein Klemmbrett und fotografierte mit seinem iPhone. Durch einen Farbfehler des iPhones erscheint die Sonne trotz Projektion in einem ,,natürlichen" Gelb.
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Amateurteleskope / Selbstbau
Vom Brillenglas zum Teleskop
von Christoph Ries
- Teil 2 -
Die Montierung nahm allmählich Form an. In den zahllosen kleinen Läden der Elektronikmeile um die Landwehrstraße in München, meine Schule war nicht weit davon entfernt, trieb ich mich häufig herum. Dort besorgte ich Geräteknöpfe, die als Klemmgriffe Verwendung finden sollten.
Ein großes Problem war nach wie vor ungelöst: die Nachführung. Ich besaß eine Schachtel mit Teilen aus einem Blechbaukasten, die ich Jahre zuvor geschenkt bekommen hatte. Dort fand sich ein sehr einfaches Schneckengetriebe mit einem aus dünnem Blech gestanzten Schneckenrad. Die Schnecke konnte man auf eine passende Gewindestange stecken und mit Muttern fixieren. Damit sollte sich doch was basteln lassen. Das filigrane Rädchen wurde wieder mit Hilfe des Kollegen, welcher der Dreherei mächtig war, zentrisch ausgebohrt, sodass es auf die Stundenachse passte.
Was sollte nun die Schnecke antreiben? Alte Wecker wurden natürlich nicht weggeworfen, sondern landeten bei mir. Daraus konnte man doch Untersetzungsgetriebe basteln. Durch Probieren fand ich eine Anordnung, die in etwa eine der Nachführgeschwindigkeit entsprechende Untersetzung versprach. In der Elektronikmeile hatte ich aus einer Ramschkiste einen brauchbaren Gleichstrommotor aufgetrieben, dazu auch ein recht fettes Poti, mit dem sich die Drehzahl regeln ließ. Später gönnte ich mir sogar eine richtige Regelung aus einem Bausatz, was fast schon an Luxus grenzte. Das Weckergetriebe alleine reichte noch nicht. Ein weiteres ausgeschlachtetes Getriebe spendete ein Ritzel, das auf die Motorachse passte - wieder eine Hürde geschafft. Die Rädchen dieses Getriebes hatten dasselbe Modul wie die des Weckers, sodass die Getriebe verheiratet werden konnten. Einige kleine Aussägungen an den Lagerplatten und einige Schrauben M4 verbanden beide Getriebe. Jetzt war nur noch ein Problem offen. Der Gewindestift, an dem früher der Wecker aufgezogen wurde, fungierte nun
VdS-Journal Nr. 44
1 Ausbaustufe des Schiefspieglers mit neuem Tubus und Fokussierer, umgebauter
Montierung mit Waschmaschinenantrieb, daher auch die gern verwendete Bezeichnung ,,Waschmaschine" für dieses Teleskop.
als Abtriebswelle. Hier musste noch die Verbindung zur Schnecke her. Nun war ein weiteres Mal Erfindungsreichtum gefragt. Einige der Läden, die ich aufsuchte, hatten auch Modellbaubedarf. Dort gab es, zwar verhältnismäßig teuer aber zweckmäßig, kleine Kardangelenke, da ich die Schnecke nicht sauber fluchtend mit dem Getriebe verbinden konnte und zudem die Schneckenwelle ohnehin mit einer Feder vom Blechschneckenrad ausschwenken wollte, weil ich natürlich keine Rutschkupplung für das Schneckenrädchen hatte. Die Gelenke hatten auch eine Klemmung, die zu den Gewindebolzen passte, so konnte alles verbunden werden. Nun musste bloß noch aus alten Stahlwinkeln ein Schneckensupport fabriziert werden. Das Weckerantriebsungetüm (was für ein Wort ...) bekam noch einen Holzkasten, stilecht aus wiederverwendeten Teilen, damit alles schön geschützt war. Nun konnte das Spechteln beginnen! Was für ein Unterschied zu den miserablen Behelfsoptiken, mit denen ich bisher
am Himmel herumgerührt hatte. Plötzlich war der Mond kristallklar und mit Kratern übersät, Sterne wirklich saubere Beugungsscheibchen, ließen sich Doppelsterne wie Epsilon Lyrae sauber trennen. Tatsächlich ist die Qualität der Optik so gut, dass sie sich auch heutzutage mit erstklassigen Optiken messen kann. Das war wirklich ein gewaltiger Sprung. Aber auch die Urlinsen der ersten Versuche kamen wieder zum Einsatz. Stilecht, passend zum Papptubus des neuen Schiefspieglers mussten wieder mal Klorollen als Tubus herhalten. Ein Sucher war geboren!
Endlich ein funktionierendes Teleskop! Aber das war natürlich nur der erste Schritt. Viel wurde am Balkon gespechtelt, auch die Sonne, dank eines maßgeschneiderten Projektionsschirms. Anfang der achtziger Jahre hatte ich meinen ersten Ferienjob. Das verdiente Geld sorgte für eine regelrechte Euphorie, wow, was jetzt plötzlich möglich war. Das war die
ideale Gelegenheit, den Schiefspiegler gleich mal ordentlich zu verbessern. Der Papptubus wich einem Kunststoffrohr, die Sperrholz-Spiegelzellen wurden durch Zellen aus gedrehtem Aluminium ersetzt. Da war die kleine Dreherei in MünchenSolln wieder der richtige Ansprechpartner. Die tollste Innovation war der Fokussierer FO 60 von Lichtenknecker und ein zweites Okular. Das Teleskop funktioniert jetzt nicht nur, sondern sieht auch ansprechend aus. Die Montierung blieb von Verbesserungen auch nicht verschont. Zuerst wurden die Lagerböcke komplett neu gebaut, die Achsen bekamen endlich Kugellager verpasst. Dank einer Lochsäge, die zufällig genau zum Außenring der Lager passte, konnte ich die Lagersitze sogar selber herstellen. Die Polhöhe konnte von nun an bequem verstellt werden und auch die Polrichtung ließ sich nun einstellen. Aber mit Astrofotografie lief immer noch nicht viel, obwohl ich endlich auch eine passende Kamera hatte. Der Antrieb mit dem Blechschneckenrad war einfach zu klapprig, hatte nie richtig funktioniert, war bloß ein Behelf. Aber selbst mit etwas mehr Geld ließ sich
das Problem nicht so einfach lösen. Eine Nachführung mit anständigem Schneckentrieb gab es damals nicht so ohne Weiteres zum Nachrüsten und preiswert schon gleich gar nicht.
Der Zufall half hier weiter. Immer wieder kommen Leute auf die abstruse Idee, ihren Müll am Straßenrand zu entsorgen. Da stand eines schönen Tages eine Waschmaschine an einem Waldweg. Das brachte mich auf eine Idee. Ich kehrte mit Werkzeug zu der Stelle zurück und baute den Antrieb und das Getriebe für die Programmschaltung aus. Nun konnte das windige Blechrädchen durch eine wirklich solide Konstruktion ersetzt werden. Das Keilriemenrad stellte zugleich ein praktisches Handrad zum Einstellen in Stunde dar, lediglich eine Untersetzungsstufe zum Wecker und dem Kardangelenk hin musste aus Holzscheiben im-
2 Plejaden und California-Nebel
(NGC 1499), aufgenommen mit einem 50-mm-Objektiv, ca. 15 min belichtet, etwa 1985 entstanden.
Anzeige VdS-Journal Nr. 44
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Amateurteleskope / Selbstbau
3 Waschmaschinen-Schiefspiegler in
der endgültigen Ausbaustufe, etwa 1984 mit Leitrohr-/Kamerahalterung und dem skurrilen Holz-Zenitprisma.
provisiert werden. Das Getriebe aus der Programmschaltung wurde genutzt, um die Untersetzungsstufen im Wecker noch zu verbessern.
Das alles hatte immer noch einen starken Hauch von Improvisation, aber nun funktionierte die Nachführung. Man konnte fotografieren, sogar an Okularprojektion versuchte ich mich. Schade, dass es da noch keine Webcams gab, die Ergebnisse auf Ilford FP 4 Schwarzweißfilm fielen doch recht dürftig aus. Für die Deklinationsbewegung habe ich dann noch eine Tangentialarmklemmung
nachgerüstet, was den Spechtelkomfort aber auch das Guiden stark verbesserte. Selbst der Primitivrefraktor mit dem Brillenglas fand als Leitrohr gelegentlich Verwendung, aber ich nahm schnell von der Fokalfotografie Abstand. Die Kamera bis zum 300er mitfahren zu lassen erbrachte aber recht hübsche Ergebnisse. Eine verstellbare Halterung sorgte da bereits für die Möglichkeit, sowohl das Leitrohr als auch eine Kamera mit Teleobjektiv stabil aufzunehmen.
Eine nette Skurrilität ist der Zenitspiegel, der tatsächlich in einem selbstgebastelten Holzgehäuse untergebracht ist. Amüsant ist die Tatsache, dass darin tatsächlich ein Rodenstock-Prisma verbaut ist, welches ich geschenkt bekommen hatte! Alles in allem ist die ,,Waschmaschine" letztendlich ein schönes Teleskop geworden, mit etwa 30 Kilo kein Leichtgewicht, das war immer eine ganz schöne Schlepperei, zumal mit dem ersten eigenen Auto ja auch bessere Spechtelplätze plötzlich in Reichweite waren. Die Montierung hat zudem, bedingt durch die teilweise ziemlich primitiven Herstellungsmethoden, reichlich Mängel und ist nicht übermäßig steif. Ich experimentierte deswegen zeitweise mit einem motorischen Fokussierantrieb herum. Dafür hatte ich bei dem Projekt viel über Fernrohrbau gelernt. Bereits zu der Zeit dämmerte das nächste Projekt heran, welches schlussendlich zu
meinem auch jetzt noch größten Teleskop führen sollte, dem Panzerfernrohr Bismarck. Ich hatte nämlich den Einfall, dass man doch aus den Steckachsen eines Autos eine Montierung bauen könnte und begab mich aus einer Laune heraus zu einem Opel-Händler in der Nähe und fragte nach Achsen vom Schrott und bekam kostenlos die 40 mm starken Steckachsen mit Radlager und Flansch eines Opel Diplomat in die Hand gedrückt! Diese lagerten dann noch einige Jahre im heimischen Keller und lieferten den idealen Grundstock für eine schwere Montierung, daher übrigens auch der Name ,,Bismarck".
Nach dem Bau von Bismarck hat natürlich die Waschmaschinenmontierung total an Bedeutung verloren. Der Schiefspiegler hingegen leistet auch heute noch gute Dienste, da es sich wirklich um ein erstklassiges, kleines Planetengerät handelt. Vor allem bei Mondfinsternissen kommt er zum Einsatz. Auf der sogenannten ,,M1-Montierung", einer modifizierten alten Meade-StarfinderMontierung, findet er schön stabil Platz und wird mich auch künftig bei astronomischen Umtrieben begleiten.
(Anm. d. Red.: Teil 1 des Beitrags ist in der Ausgabe 43 des VdS-Journals für Astronomie ab Seite 11 zu finden.)
Selbstbau-Teleskop und Montierung
von Friedhelm Klassen
Während meines Studiums Mitte der 1960er-Jahre in Berlin beeindruckten mich die hinterleuchteten Großbilddias von Planeten und Galaxien im Treppenaufgang zum Planetarium im Europacenter am Ku`damm. Durch mein Interesse an Fotografie und Fotoapparaten beschloss ich in meinem jugendlichen Leichtsinn, ein Teleskop selber zu bauen, in der irrigen Annahme, auch solche Aufnahmen machen zu können. Ohne zu ahnen, was da auf mich zu kam, und im Glauben, viel Brennweite bringe viel. Damals wusste ich noch nicht, dass diese Aufnahmen mit dem 5-m-Palomar-Spiegel gemacht wurden.
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Nachdem ich mir entsprechende Literatur, u. a. ,,Fernrohr-Selbstbau" von H. Oberndorfer, ,,Spiegeloptik" von K. Wenske, ,,Fernrohrmontierungen und ihre Schutzbauten" von A. Staus, VdS-Baupläne Montierung, ATM 1-3 von A.G. Ingalls sowie ,,Das Fernrohr für Jedermann" von H. Rohr besorgt hatte, wurden erste Skizzen und Zeichnungen für den Teleskopbau angefertigt.
Dann begann ich in den Semesterferien zu Hause mit dem Bau des Teleskops. Da ich einen Einblick wie bei einem Linsenteleskop wünschte, fiel die Entscheidung für ein Cassegrain-System 150 mm/2.700 mm von Lichtenknecker in Weil d. Stadt,
das Sucher- und Leitrohr bekam einen Achromaten 60 mm/600 mm von Spindler & Hoyer in Göttingen. Der CassegrainTubus wurde aus Zinkblech selbst gefertigt, der Okularauszug aus Holz und Messingrohr und auch die anderen Teile wie in der Anleitung von H. Oberndorfer. Einige Abmessungen sind jedoch geändert bzw. verstärkt und der Fangspiegel bekam eine Streulichtblende.
Die erste Montierung bestand aus abgewinkelten Flacheisen und 20-mmSchraubenbolzen mit Spiralfederklemmung auf einer zusammengeschweißten 2-Zoll-Stahlrohrsäule mit Dreibeinfuß. Nachdem die Teile nach Berlin geschafft
1 Teleskop mit Tubusbelüftung und
Heizung, Sucher- und Leitrohr, abnehmbar über selbstgefertigte Schwalbenschwanzklemmung, steckbare LED-Hellfeldbeleuchtung, oben Halterung aus KG-PVC-Kappe gefertigt für Sonnenfilter-Steckfassung Baader-Folienfilter u. Magnethalterung für Scheinerund Hartmannmaske
wurden, war beim ersten Ausprobieren durch ein Zimmerfenster im 5. OG der Anblick des am Himmel schwebenden Saturn und in anderen Nächten der des Mondes ein unvergessenes Erlebnis, auch für meine Frau.
In diesem Aufbau war das Ganze natürlich eine wackelige Angelegenheit. Mit der Anschaffung der Montierung Orion-I mit 28-mm-Achsen von Kosmos (Wachter) verbesserte sich die Handnachführung schon erheblich. Erschwingliche Teile für den Fernrohrbau waren damals noch selten und Händler für Astronomiegeräte und Zubehör gab es auch nur wenige, anders in den USA, wo in Sky&Telescope viele Anzeigen erschienen. Nach dem Studium wieder zu Hause, baute ich das Instrument mit einer neuen dickeren Säule auf dem Balkon nach Osten auf, wo jedoch das Licht einer nahegelegenen Ampelanlage störte. Die Montierung wird gelegentlich heute noch mit dem Linsenteleskop 60 mm/ 600 mm und einem Teleobjektiv zusammen auf einer Halterung benutzt.
Im Laufe der Zeit wurde das Instrument mehrmals umgebaut und erweitert. Die ersten selbst angefertigten Tuben aus Zinkblech (Gewicht) bzw. dünnem Alublech (instabil) wurden durch einen Tubus aus Strelit/Pertinax ersetzt, der auch heute noch im Einsatz ist. Innen ist der Tubus mit Schultafelfarbe gestrichen, dem gesiebter Vogelsand und schwarzer Kopierertoner zugemischt sind. Holzteile wurden gegen Aluteile ausgetauscht. Die Orion-I-Montierung erhielt einen Synchronmotorantrieb aus einem alten Heizungsmischer-Stellmotor 48 V, 50/60Hz,
2 Teleskop mit Sonnenfinder, Tele-
objektiv 1:8/500 mm mit Kamerahalterung für afokale Projektion
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Amateurteleskope / Selbstbau
3 Multiplex-Platte mit Montierungssäule 4 Parallaktische Montierung
Graupner-MaxiPile-Getriebe und einen selbst gebauten Frequenzwandler mit 44-62 Hz und 81 Hz, Ausgang 24/48 V, Handsteuer-Box mit Vor- und Rücklauf, Frequenz-Feineinstellung und rote LEDLeuchte mit Taster. Die ersten Fotos von Mond, Jupiter mit Monden, Saturn (sehr klein) und Sternfeldern mit einer Edixamat bzw. Nikon FE-2 gelangen einigermaßen.
Beide Okularauszüge sind mit einem Mentor-Feineinstelltrieb 6:1 versehen. Über einen angefertigten Adapterring am Okularauszugrohr mit Okularhülsen-Innengewinde und T2-Außengewinde sind über eine aufgeschraubte Ringschwalbenklemme sowohl über eine Okularsteckhülse wie auch einen T2-Adapter Okulare mit 31 mm, 31,75 mm und 35 mm Steckmaß oder der DigitalkameraAdapter verwendbar. Neben neueren 1,25-Zoll-Okularen verwende ich aus der Anfangszeit noch Okulare von Lichtenknecker und ein 50-mm-Spectros-Okular mit 35 mm Steckdurchmesser von E. Alt. Schade, dass sich die ,,internationale" Norm von 35 mm (größeres Gesichtsfeld) nicht durchgesetzt hat, sondern das amerikanisch/japanische Maß mit 1,25 Zoll. Schon bei den ersten Arbeiten an Teleskop und Montierung hatte ich den Wunsch, eine stabilere Montierung selber zu bauen. So plante ich, mit ein paar Änderungen, den Bau der Staku-Montierung mit 35-mm-Achsen und Kugellagern nach A. Staus. Während des Montierungsbaus, der sich durch fehlende eigene Dreh-
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bank über längere Zeit hinzog, änderte ich die Stundenachse von Kugellagerung auf Kegelrollenlager, im Hauptlager für 45-mm-Achse, im Nebenlager für 40-mm-Achse. Die Achsen sind aus Edelstahl. Später wurde der Deklinationsantrieb mit einem RB-35-Getriebemotor 600:1 versehen und der Frequenzwandler elektrisch nachgerüstet. Ein Gegengewicht ist ein mit Blei ausgegossener Kesselnippel, das andere aus Bronze ist aus einer alten Kaufmannswaage. Der Klemmblock für die Polachse ist aus Buchensperrholz gefertigt und mit Alublech
5 Motorantrieb DEK-Spindel
verkleidet, ausgenommen die Stirnseiten. Aufgeklebt sind die Blechplatten mit Epoxidharzkleber Uhu plus. Die Schneckenwelle und das Bronze-Schneckenrad sind von der Firma G. Kesel in Kempten für die Siegfried-Montierung, Teilkreisdurchmesser 216 mm, z=288, Schnecke in geschliffener Ausführung. Die Montierungssäule ist aus Vorschweißflanschen, Reduzierstück und Stahlrohren 159 mm /133 mm Durchmesser zusammengeschweißt. Alublech-Rundteile, die keine besondere Genauigkeit brauchen, sind mit einer Laubsäge ausgesägt, gefeilt und
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Amateurteleskope / Selbstbau
6 Einzelteile Schneckenwellenlager
7 Stunden-Antrieb mit Schneckenrad, Tellerfedern-Rutschkupplung
mit Schleifpapier geschliffen, wie auch andere Teile meistens mit Handsäge, Feile und Schleifpapier bearbeitet sind. Schrauben an Teleskop und Montierung sind aus V2A, V4A oder Messing, andere Teile aus Aluminium, Messing oder Edelstahl. Teilkreise habe ich noch nicht angebaut, diese lassen sich aber leicht nachrüsten.
Als die Montierung vor einigen Jahren soweit fertig gestellt war, fehlte noch die Schneckenwellenlagerung. Entworfen hatte ich einen Lagerbock aus Alu mit schon
beschafften Hochgenauigkeits-Schrägkugellagern. Nachdem endlich in der Nähe ein Feinmechaniker für die Drehund Fräsarbeiten gefunden war, erhielt ich wegen anderer dringender Aufträge einen Fertigungstermin in ca. 8 Monaten. So lange wollte ich aber nicht warten und begann, einen Antrieb selber anzufertigen. Der sollte eigentlich nur ein Provisorium zur Überbrückung der genannten Zeit sein. Verwendet wurden aus meinem Fundus an angesammelten Materialien Alu-Profile, Zug- und Druckstangen aus Messing und als Schneckenwellengleit-
lager Rotguss-Übergangsnippel 3/8 Zoll x 12 mm, innen durchgebohrt und mit Aeronix-Lagerfett M2 (-30 Grad bis +160 Grad C) versehen, das auch bei den anderen Lagern eingesetzt wurde. Überrascht war ich dann, dass sich die so primitiv gelagerte Schneckenwelle wider Erwarten leicht und ohne zu eiern drehte, getestet mit einem unter die Schnecke gelegten Alu-Streifen, auf dem sich die Schneckenrillen gleichmäßig abzeichneten. Für Sonne- und Mondaufnahmen reicht der Antrieb, Langzeitbelichtung wurde noch nicht ausprobiert. Leider muss ich fest-
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9 Digitalkamera-Halter für afokale Projektion 8 Frequenzwandler, Handsteuerbox, beleuchtete Okularablage
Astrofotografie
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stellen, dass der Nachthimmel auch in unserer Gegend im Laufe der Jahre immer heller geworden ist.
Da hierzulande kein passender Synchron-Getriebemotor für die Schneckenwelle aufzutreiben war, fand ich schließlich in Tschechien einen passenden mit benötigter 1 Umdrehung pro 5 min, 24V Wechselstrom, 50/60 Hz, 5,5 Watt, 2 Nm. Auch wenn heute ein Synchronmotor nicht mehr Stand der Technik ist, behielt ich den Antrieb bei, um nicht wieder etwas ändern zu müssen, auch um nicht auf einen Computer angewiesen zu sein. Eventuell beschäftige ich mich aber doch noch mit der Schrittmotortechnik. Manchmal macht das Konstruieren und Tüfteln mehr Spaß als das Beobachten.
Zeitweise musste die Bau- und Beobachtungstätigkeit auch aus beruflichen Gründen für einige Zeit ruhen. Nachdem die Montierung fertiggestellt war, brauchte ich noch einen festen Aufstellplatz. Die Entscheidung fiel für eine Dachflächenfenster-Sternwarte mit Blick nach Süden, da es auf dem Ost-Balkon durch eine Straßenkreuzung etwas hell ist und im Garten und Umgebung sehr hohe Bäume stehen. Außerdem steht das Instrument im Trockenen und mit 68 Jahren ist es bequemer, eben mal auf den Boden zu gehen, als nachts im Garten herumzugeistern. Der Himmelsausschnitt ist zwar eingeschränkt, dafür sind in der Südrichtung so gut wie keine Häuser sondern nur Wiesen, und der nächste Ort ist ca. 4 km entfernt.
Auf dem Dachboden wurden am Aufstellplatz die Holzdielen auf der Holzbalkendecke entfernt und eine 40 mm starke Delignit-Buchen-Multiplexplatte über drei Balken gehend mit kräftigen Schlüsselschrauben angebracht. Günstig ist, dass unter dem mittleren Balken und der darauf stehenden Säule eine tragende Wand verläuft. Schwingungen treten kaum auf und klingen schnell ab. Die Nord-Süd-Ausrichtung der Teleskopsäule erfolgte mittels eines Gnomons. Für die Spiegeljustierung habe ich einen künstlichen Stern gebaut, ähnlich dem von H. Zellhuber. Einige Bauteile verwendete ich aus meinem Beruf, der Sanitär- u. Heizungstechnik.
Farbkalibrierung einer CCD-Aufnahme anhand bekannter Helligkeiten von Feldsternen
von Harald Tomsik und Peter Riepe
Akzeptiertes Ziel der Farbkalibrierung einer CCD-Aufnahme ist, dass ein unserer Sonne ähnlicher G2-Stern im Blickfeld der Kamera weiß erscheint. Je kleiner jedoch das Blickfeld einer Teleskop-Kamera-Kombination ist, desto unwahrscheinlicher wird sich ein bekannter G2-Stern im aufgezeichneten Bild befinden. Wie dennoch eine Farbkalibrierung vorgenommen werden kann, bei der ein hypothetischer, also real nicht vorhandener G2-Stern weiß erscheinen würde, beschreibt der vorliegende Aufsatz.
In den Artikeln über die Kalibrierung der Farben eines mittels CCD-Kamera aufgenommen Satzes von Rot-, Grün- und Blauaufnahmen [1, 2] erläuterten wir, dass eine Farbkalibrierung mit Hilfe von G-Sternen im Gesichtsfeld automatisch folgende Effekte berücksichtigt und korrigiert, ohne sie im Einzelnen quantifizieren zu müssen: wellenlängenabhängige Transmissionswerte von Teleskop, Filtern und CCD-Chip, Änderungen der durchstrahlten Luftmasse und damit erneut der Transmissionswerte in Abhängigkeit von der Horizonthöhe sowie Staub- und
Wasserdampfgehalt der Atmosphäre. Die einzelnen Farbauszüge werden dabei so mittels Multiplikation angepasst, dass die instrumentellen Magnituden des GSterns in den drei Farbbildern identisch sind und seine Farbe damit im farblichen Kompositbild weiß wird. Voraussetzung für dieses Verfahren ist jedoch, dass sich ein aus der Literatur bekannter G-Stern, idealerweise ein G2-Stern, im Bildfeld befindet. Insbesondere bei den kleinen Gesichtsfeldern langbrennweitiger Teleskope sind passende G-Sterne zur Farbkalibrierung nur selten zu finden. Im Folgenden stellen wir eine von diesen Überlegungen ausgehende Erweiterung des Verfahrens vor, bei der als Mindestvoraussetzung im Gesichtsfeld nur je eine Rot-, Grün- und Blauhelligkeit aus der Literatur bekannt sein muss.
Die Grundidee H Schritt 1: Anpassung an Literaturwerte mittels Kalibrierungsfaktoren In der Literatur sind auch für kleine Gesichtsfelder Sternhelligkeiten insbesondere im UBVRI-System nach Johnson leicht erhältlich. Beispielhaft sei dazu auf
die Beschreibung der Datenextraktion mittels Aladin (http://aladin.u-strasbg.fr/ aladin.gml) verwiesen [2]. Um an diese Literaturwerte anschließen zu können, verwenden wir bei unseren Aufnahmen ebenfalls B-, V- und R-Filter eines Filtersatzes nach Johnson. Zuerst wird je eine bereits bekannte B-, V- und R-Helligkeit von Feldsternen herausgesucht, nennen wir sie MB-Lit, MV-Lit und MR-Lit. Dabei ist es unerheblich, ob diese drei Helligkeiten von einem einzigen, zwei oder drei verschiedenen Sternen im Gesichtsfeld stammen. Anschließend werden in den einzelnen CCD-Farbkanälen mittels Aperturfotometrie die korrespondierenden instrumentellen Magnituden gemessen (MB-inst, MV-inst und MR-inst), wobei es sinnvoll ist, dies im 16-bit-FitsFormat durchzuführen.
Ziel dieses ersten Schrittes ist, dass nach Multiplikation des B- und des VKanals (Bezug also auf R) mit einem Kalibrierungsfaktor KFB bzw. KFV die Helligkeitsabstände (genauer die Quotienten) zwischen den Farbkanälen den Helligkeitsabständen der Literaturwerte
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Astrofotografie
(genauer deren Quotienten) entsprechen und somit für deren Lichtintensität I gilt:
(Gl.1) sowie
(Gl. 2) Aus Gl. 1 (Kürzel für ,,Belichtungszeit" ab jetzt ,,BZ") folgt der gesuchte Kalibrierungsfaktor KFB:
Entsprechend folgt für den Kalibrierungsfaktor KFV aus Gl. 2:
Anschließend werden die Farbkanäle KB und KV mit diesen Kalibrierungsfaktoren multipliziert und man erhält in Anlehnung an die Literaturwerte die kalibrierten Farbkanäle KB-cal und KV-cal, die dann zu KR (= KR-cal) den gemäß Literaturwerten richtigen ,,Abstand" aufweisen:
H Schritt 2: Anpassung an einen hypothetischen G2-Stern mittels Farbindizes Nachdem die kalibrierten Farbkanäle den richtigen Helligkeitsabstand zueinander haben, hilft folgende Überlegung weiter: ,,Pflanzen" wir uns in unser Bildfeld einen hypothetischen (also tatsächlich nicht vorhandenen) G2-Stern, so wäre er gemäß veröffentlichten B-, V- und RHelligkeiten [3] im kalibrierten B-Kanal 1,16 mag schwächer als im kalibrierten R-Kanal (Farbindex B-R = 1,16 mag) und er wäre im kalibrierten V-Kanal um 0,53 mag schwächer als im kalibrierten R-Kanal (Farbindex V-R = 0,53 mag).
Damit dieser hypothetische G2-Stern im Farbkomposit des RGB-Farbraums (Beispiel TIFF-Datei) weiß erscheint, muss VdS-Journal Nr. 44
man ihn in allen Farbauszügen erneut mittels Multiplikation gleich hell werden lassen:
H Schritt 3: Anpassung der Hintergrundhelligkeit Wie ausführlicher in [2] beschrieben, wird im letzten Schritt an einer Stelle ohne Himmelsobjekt die Intensität in den drei Kanälen angeglichen, damit der Himmelshintergrund im Farbkomposit neutral grau erscheint. Dazu werden die Hintergrundhelligkeiten HB-Gcal, HV-Gcal und HR-Gcal gemessen und mittels Addition auf den angestrebten Sollwert HSoll (von z.B. 15 ADU) gebracht, ohne dass sich durch diese Addition die bereits kalibrierten Sternhelligkeiten ändern:
(Gl. 7)
H Schritt 4: Zusammensetzen zum RGB-Bild Die bezüglich Stern- und Hintergrundhelligkeiten fertig kalibrierten drei Farbkanäle KB-Gcal-H, KV-Gcal-H und KR-Gcal-H werden aus dem 16-bit-Fits-Format in ein allgemein bekanntes Grafikformat wie z.B. TIFF konvertiert, wobei auf die Auswahl eines identischen Dynamikbereiches Wert gelegt werden muss. Abschließend kann mit einem der gängigen Grafikprogramme das RGB-Bild aus den drei monochromen TIFF-Bildern zusammengesetzt werden.
Mögliche Erweiterungen H Mittelwertbildung Um vor Ausreißern der Helligkeiten (z. B. Messfehlern) sowohl aus der Literatur als auch bei der Aperturfotometrie besser gewappnet zu sein, empfiehlt es sich, in jedem Farbkanal statt nur eines Sterns mehrere heranzuziehen und statt eines Einzelwertes das arithmetische Mittel mehrerer Sternhelligkeiten in den oben aufgeführten Rechnungen zu verwenden. Um bei der Fotometrie ein gutes SignalRausch-Verhältnis zu erzielen, sollten hellere Sterne im Bildfeld vermessen werden. Beachtet werden muss aber, dass
keine gesättigten Pixel in die Fotometrie eingehen. Als Maß für die Abweichung unserer Messwerte von den NOMAD1Katalogwerten (die wir zumeist via Aladin verwenden) ergaben sich bei Verwendung von etwa 12 Sternen pro Farbkanal mit Helligkeiten zwischen 16 und 18 mag Standardabweichungen um 0,09 mag im R-Kanal, 0,19 mag im V-Kanal und 0,28 mag im B-Kanal. Bei diesem konkreten Beispiel mag Mitursache für die Streuung der Messwerte sein, dass hierbei nicht der bevorzugte BVR-Filtersatz verwendet wurde, sondern ein RGB-Filtersatz.
H Andere Filter Werden andere Spektralbereiche als der sichtbare verwendet, erscheint zur Ausnutzung des darstellbaren Farbraums eine Farbkalibrierung sinnvoll, bei der ein hypothetischer G-Stern auch weiterhin weiß dargestellt wird. Es muss aber klar sein, dass es sich im Gegensatz zu der oben beschriebenen Kalibrierung mit BVR-Filtern dann um eine gewollte Falschfarbendarstellung handelt. Neben den oben bereits verwendeten Farbindizes geben wir nun für die Anwendung eines Johnson-I-Filters weitere Farbindizes für einen typischen G2-Hauptreihenstern an (nach [3]):
B-V = 0,63 mag B-R = 1,16 mag B-I = 1,49 mag
V-R = 0,53 mag V-I = 0,86 mag R-I = 0,33 mag
H Rötung durch Staub in der Blickrichtung Befindet sich in der Blickrichtung zum beobachteten Objekt interstellarer Staub, kommt es in Abhängigkeit von der Wellenlänge des Sternlichtes zu Streuung und Absorption. Diese Prozesse führen insgesamt zu einer ,,Rötung", d. h. zu einer vermehrten Abschwächung des kurzwelligen Lichtes im Vergleich zum langwelligen Licht. Die bisher beschriebene Farbkalibrierung führt auch in diesem Fall zu einer Darstellung, wie ein ,,überempfindlich" aber mit unveränderter Farbcharakteristik reagierendes Auge die durch diesen Staub veränderten Sternfarben sehen würde.
Dieses Verfahren kann aber auch erweitert werden, indem eine Farbdarstellung errechnet wird, die einem Objekt entspräche, wenn zwischen ihm und uns kein Staub läge. Dann entnimmt man aus ei-
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Astrofotografie
nem Katalog den ,,Rötungsindex", der für den Blick in eine bestimmte Himmelsrichtung gilt [4]. Bei einem hinreichend kleinen Gesichtsfeld (resultierend aus langer Brennweite und nicht zu großer Chipfläche) kann der Staubfilter-abhängige Rötungsindex in erster Näherung als konstant für das gesamte Bild angenommen werden, z. B. x mag Schwächung im B-Filter und y mag im V-Filter, beides gegenüber dem R-Filter. Um jetzt die geröteten G-Sterne wieder weiß aussehen zu lassen, kann man direkt nach Schritt 2 (und somit vor Schritt 3) KB-Gcal mit 2,512x multiplizieren und KV-Gcal mit 2,512y.
Vergleich zur Farbkalibrierung mit Hilfe von G2-Sternen Mit der Farbkalibrierung einer CCDAufnahme anhand bekannter Helligkeiten von Feldsternen haben wir jetzt eine zweite Methode neben der Farbkalibrierung mit Hilfe von G2-Sternen direkt im Bildfeld [1, 2] vorgestellt, die ebenfalls auf der Grundannahme basiert, dass für uns ein G2-Stern eine weiße Farbe hat. Werden beide Verfahren auch zuverlässig identische Resultate liefern? Wegen der oben beschriebenen Rötung durch Staub in der Sichtlinie nicht!
Der typische ,,Fingerabdruck" eines G2Sterns in seinem Linienspektrum wird durch Staub in der Sichtlinie nicht verwischt. Daher wird ein G2-Stern unabhängig von der dazwischenliegenden Staubmenge immer als solcher erkannt und bei der Farbkalibrierung mit Hilfe von G2-Sternen deshalb auch immer weiß kalibriert. Der Einfluss des zwischen Erde und G2-Stern liegenden Staubes auf das gesamte Bild wird somit durch diese Art der Kalibrierung eliminiert, die im Feld liegenden nicht geröteten Sterne werden in ihrer Farbe allerdings blauer. Das Wegrechnen der staubbedingten Rötung erfolgt nicht bei der jetzt vorgestellten Farbkalibrierung einer CCDAufnahme anhand bekannter Helligkeiten von Feldsternen. Durch Staub in der Sichtlinie wären die Farbindizes auch eines im Bild befindlichen G2Sterns gegenüber den oben aufgeführten Standardwerten [3] verschoben und die Farbkalibrierung unter Verwendung von Feldsternen mit diesen StandardFarbindizes würde diesem G2-Stern eine rötliche Farbe zuordnen - genau wie ein ,,überempfindlich" reagierendes Auge,
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das mit unveränderter Farbcharakteristik ebenfalls die staubveränderte Farbe des G2-Sterns sehen würde. Wollte man mit diesen beiden Verfahren zu identischen Farbdarstellungen kommen, müsste entweder bei der Farbkalibrierung mit Hilfe eines G2-Sterns gemäß [3] die staubbedingte Rötung in das Bild ,,hineingerechnet" oder bei der Farbkalibrierung mit Hilfe von Feldsternen die staubbedingte Rötung rechnerisch eliminiert werden. Wir können je nach Fragestellung beiden Farbgebungen einen physikalischen Sinn abgewinnen, sie sollten nur auch jeweils eindeutig in der Bildlegende benannt sein. Ist nämlich der zur Kalibrierung verwendete G2-Stern selbst Teil des eigentlich interessierenden Objektes, und unterliegt er bei einem winkelmäßig hinreichend kleinen Objekt somit in erster Näherung denselben staubbedingten Einflüssen wie das Objekt selbst, so stellt die G2-Stern-basierte Farbkalibrierung die Objektsterne durch die Elimination der staubbedingten Rötung auch in ihren Spektraltyp-typischen Farben dar. Auf diese Weise wird die Rötung aus allen Objekten herausgerechnet, die derselben staubbedingten Rötung unterliegen wie der G2-Stern. Alle anderen Objekte im restlichen Bildfeld, die eine andere Rötung besitzen, erhalten eine unzutreffende Farbkorrektur (d.h. einen unrichtigen Farbindex).
Wird hingegen ohne weitere Anpassungen die Farbkalibrierung mit Hilfe von bekannten Helligkeiten von Feldsternen durchgeführt, so sind die Farben im Bild Ausdruck sowohl der Physik des beobachteten Objektes wie auch der Einflüsse, die das Licht auf seinem Weg zur Erde modifizieren.
Vergleich mit ähnlichen Verfahren Seit dem Abfassen unseres Artikels über die Farbkalibrierung mit Hilfe von G-Sternen sind inzwischen fast 6 Jahre vergangen [1, 2]. Die jetzt beschriebene Methode entstand als uns logisch erscheinende Erweiterung bereits 2007, quasi in ,,einem Rutsch" mit der ursprünglichen G-Stern-Methode und wird seitdem auch von uns angewendet. In der Zwischenzeit wurden ähnliche Erweiterungen der G-Stern-Methode von Andreas Rörig [5] und Bernhard Hubl [6] vorgeschlagen, die ebenfalls von der Grundannahme ausgehen, dass ein nicht
durch interstellaren Staub beeinflusster G2-Stern auf einer Farbaufnahme weiß erscheinen soll.
Im Vergleich zu den Verfahren dieser beiden Autoren, die unzweifelhaft ebenfalls einen großen Schritt in Richtung auf ein ,,farbrichtiges" Bild genommen haben, und deren exzellente Bildresultate unter anderem auch in der Mailingliste der VdS-Fachgruppe Astrofotografie große Beachtung finden, sehen wir folgende Vorteile für das hier vorgestellte Verfahren:
Andreas Rörig [5] geht davon aus, dass von einem zur Kalibrierung benutzten Stern nur der B-V-Index bekannt sein muss, der dann bereits die R-Intensität eindeutig festlege. Daher misst er in seinem Programm ,,Regim" den B- und den V-Kanal ein, verzichtet aber auf ein Einmessen des R-Kanals. Diese Annahme ist aber nur annährungsweise korrekt. So haben ein K2-Hauptreihenstern und ein G5-Riesenstern der Helligkeitsklasse III beide ein B-V von 0,92 mag, jedoch ein unterschiedliches V-R von 0,74 bzw. 0,69 mag. Größer noch ist die Abweichung im R-Kanal zwischen einem M3-Hauptreihenstern und einem M5-Riesenstern: Ihr B-V ist mit 1,55 mag zwar identisch, ihre V-R-Indizes betragen jedoch 1,60 bzw. 2,18 mag. Da aber beim Einmessen der B- und V-Helligkeiten die Luminanzklassen der jeweiligen Sterne nicht bekannt sind, gehen diese Differenzen im Rotkanal unweigerlich in die Farbgebung als Ungenauigkeiten mit ein.
Bernhard Hubl [6] benutzt ebenfalls zumeist den NOMAD1-Katalog. Zur Kalibrierung sind in seiner Variante aber nicht alle Sterne im Bildfeld geeignet, sondern nur diejenigen, deren B-V-Index zwischen 0,6 mag und 0,7 mag liegen sowie gleichzeitig deren V-R-Index zwischen 0,2 mag und 0,6 mag. Die Farben dieser Sterne werden dann weiß dargestellt. Durch dieses Auswahlkriterium wird die Anzahl der zur Kalibrierung verfügbaren Sterne im Sichtfeld deutlich gemindert. Vor allem aber erscheinen uns die resultierenden Ungenauigkeiten unnötig hoch im Farbverhältnis zwischen B und V mit 0,1 mag, entsprechend einer in der resultierenden Farbdarstellung vernachlässigten Intensitätsabweichung von 10 %, und insbesondere zwischen V und R mit
Astrofotografie
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0,4 mag, entsprechend einem derselben Farbe zugeordneten ,,Intensitätskorridor" von 45 %.
Ausklang Natürlich kann man auch durch Drehen an Farbreglern in einem bekannten Grafikprogramm ästhetisch schöne Bilder erzielen, und das sicherlich schneller als mit der vorgestellten Methode. Wenn man aber in einer CCD-Aufnahme Farben sehen will, die eine sinnvolle und für uns auch spannende Geschichte zur Physik der beobachteten Objekte erzählen können, zeigt die hier vorgestellte Methode einen Weg auf, der hierfür geeignete und reproduzierbare Ergebnisse liefert und gleichzeitig auch Rücksicht
nimmt auf die Farbwahrnehmung des unter dem G2-Stern Sonne geborenen Lebewesens Homo sapiens, für den G2Sterne im Zenit weiß erscheinen.
Literaturhinweise: [1] H. Tomsik und P. Riepe, 2008:
,,Farbkalibration einer CCD-Aufnahme mit Hilfe von G-Sternen, Teil 1", VdS-Journal für Astronomie 25, 57 [2] H. Tomsik und P. Riepe, 2008: ,,Farbkalibration einer CCD-Aufnahme mit Hilfe von G-Sternen, Teil 2", VdS-Journal für Astronomie 26, 50 [3] M.V. Zombeck, 1990: "Handbook of
Start in ein neues Hobby
- Rückblick eines Amateurastronomen
von Horst Ziegler
Als Informatiker mit langjährigen Erfahrungen mit Computer-Technologie, Internet, Programmierung, Bildbearbeitung und Präsentation kann ich mir als anspruchsvolles und ausfüllendes Hobby nach dem Ende meines aktiven Berufslebens nur etwas vorstellen, was auf diesen Kenntnissen aufbaut. Darüber hinaus sollte es zu meinen weiteren Interessen wie z. B. digitale Fotografie, Musik und Literatur (u. a. Wissenschaftsphilosophie, Systemtheorie (Ervin Laszlo), Kosmologie (Lisa Randall), Science Fiction (Stephen Baxter)) passen. Nach dem Besuch der CEDIC 2009 (Central European Digital Deepsky Imaging Conference) in Linz mit professionellen Vorträgen und Präsentationen war meine Entscheidung gefallen. Die Astronomie und Astrofotografie erfüllen diese Vorstellungen in geradezu perfekter Art und Weise.
Als meine Frau Alicia mich vor einiger Zeit besorgt fragte: ,,Du hast nun in mehr als 32 Jahren eines erfüllten Berufslebens fast alle Deine Ziele erreicht. Nach Deinem Informatikstudium warst Du als Softwareentwickler und Unternehmensberater sehr erfolgreich, hast selbst mehrere Firmen gegründet, als Vorstand geleitet sowie als Aufsichtsrat überwacht. Und nun? Welche Ziele hast Du für die kommenden Jahre?" Meine Antwort war
1 Meine Frau Alicia bei ersten Tests
deshalb in Vorfreude auf ein spannendes Hobby ganz spontan: ,,Ich hole Dir und unserer Tochter Carmen die Sterne vom Himmel."
Die ersten Schritte Die Vielfalt der Möglichkeiten in der Astrofotografie als Autodidakt zu erlernen war sicher eine große Herausforderung. Als erster Schritt erfolgte deshalb zunächst ein umfangreiches Literaturstudium in den unterschied-
Space Astronomy & Astrophysics", 2nd Edition, Cambridge University Press, 68 [4] D.J. Schlegel et al., 1998: "Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds", Astrophys. J. 500, 525 [5] A. Rörig, 2011: ,,Regim Benutzerhandbuch" Stand 17.12.2011, http://www.andreasroerig.de [6] B. Hubl, 2009: ,,B-V Farbkalibrierung von RGB-Aufnahmen mittels Aladin Filter. Eine Anleitung von Bernhard Hubl, 30.01.2009", http://astrofotografie.fg-vds.de/ artikel/pdf/b_v_hubl.pdf
lichsten Veröffentlichungen, Foren und Astronomiebüchern. Um frühzeitig ein Gefühl für die benötigten Instrumente zu bekommen, waren die Besuche bei Teleskop Service Ransburg in München und Gespräche mit Michael Paur von TS sehr hilfreich. Sie führten sehr schnell zu der Erkenntnis, dass meine Vorstellungen über aussagefähige Bildergebnisse von Beginn an Geräte mit hoher Qualität erforderlich machten. Die Teilnahme an astronomisch arbeitenden Gruppen wie
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Astrofotografie
2 Vorbereitung der nächsten
Astronomie-Nacht
der Vereinigung der Sternfreunde e.V. und des Astronomischen Arbeitskreises Salzkammergut ergab zusätzlichen Input und Denkanstöße.
Als erste Ausrüstung wurden deshalb neben der CGE-Montierung von Celestron für verschiedene Brennweiten die Teleskope TEC Triplet APO 980 mm, der Takahashi TAK FSQ-85ED 450 mm, das Celestron C9,25 2.350 mm sowie für Sonnenaufnahmen das LUNT H-Alpha 500 mm mit B1200 beschafft. Als Kameras wurden für Deep-Sky-Aufnahmen die ATIK 4000 s/w, die Moravian G2 8300 Color mit integriertem Filterrad als Sonderausstattung, für Planeten- und Sonnenaufnahmen die Imaging Source DMK-/DBK21AU04-Kameras sowie für die Nachführung die Starlight Express Lodestar ausgewählt.
Für die komplette Steuerung von Montierung, Teleskopen und Kameras sowie die anschließende Bildbearbeitung von der Kalibrierung der Einzelbilder bis zum Stacking habe ich mich nach sorgfältiger Prüfung für MaxIm DL, für die Endbearbeitung je nach Anforderung für Fitswork, Photoshop CS4 und PixInsight entschieden. Bei Planetenaufnahmen kommen aber auch weitere Programme wie z. B. FireCapture und Registax zum Einsatz.
Als Informatiker habe ich mich natürlich auch für die neuen mobilen Anwendungen und Apps für das iPhone interessiert. Vor allem SkyVoyager mit dem WiFiAdapter SkiFi zur Teleskop-Steuerung sowie TeamViewer für die Remote-Über-
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wachung für Aufnahme und Guiding wurden intensiv getestet. Als wirklich nützliches operatives Tool setze ich heute nur TeamViewer ein, für schnelle Himmelsbeobachtungen mit dem iPhone bevorzuge ich SkySafari oder Redshift.
Die erste Sternwarte Von Beginn an war mir klar, dass die Astrofotografie ein sehr zeitintensives Hobby ist. Nächtelange Aufnahmeserien im Feld oder in professionellen Sternwarten von Astronomie-Vereinen habe ich schon aus familiären Gründen ausgeschlossen und auf den Aufbau einer privaten, kleinen Sternwarte in unserem Wohnort in Tirol gesetzt.
Nach ersten mobilen Tests mit dem Stativ der CGE habe ich zur Verbesserung der Stabilität, des Schwingungsverhaltens und der Einnordung auf unserer Dachterrasse als Fundament für die Montierung einen 600 kg schweren Betonsockel installieren lassen. Der Sockel-Adapter der CGE wurde so aufgesetzt und fixiert, dass die Montierung perfekt eingenordet ist. Dennoch müssen Teleskope und Kameras mangels Überdachung für die nächtlichen Aufnahmen wetterbedingt natürlich jedes Mal neu aufgesetzt und justiert werden. In den Wintermonaten waren oftmals wegen der enormen Schneemassen und eingefrorener Kabel der CGE trotz guten Seeings keine Aufnahmen möglich. Um der Kälte entgegen
3 M 101, LRGB-Aufnahme aus Oberösterreich vom 24.02. und 24.04.2012, Teleskop
war ein TEC-Apochromat 140 mm/980 mm mit Flattener und CCD-Kamera ATIK 4000 auf einer Montierung Celestron CGE. Belichtet wurde 24 x 600 s mit 18 Darks und 18 Flats, dazu jeweils 7 x 600 s RGB. Die Nachführung geschah über Off-Axis-Guider (OAG27) mit einer Starlight Xpress Lodestar. Verarbeitung mit MaxImDL, Fitswork4 und FITS Liberator, Finish mit PS CS4. Ausschnitt 75 %.
Astrofotografie
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wegen der begrenzten horizontalen und vertikalen Sicht auf dem Balkon jeweils auf mehrere Tage aufgeteilt werden und waren nach ersten Tests nur mit einem lichtstarken kleinen APO mit kurzer Brennweite sinnvoll. Da die Montierung nicht permanent aufgebaut war, stellte dies besondere Anforderungen an die Einnordung, zumal an diesem Standort keine Nordsicht vorhanden war. Wegen der sphärischen Aberration konnten die Aufnahmen auch erst relativ spät beginnen, da die Sterne unterhalb einer Höhe von ca. 20 Grad stark
von Tirol ins Salzkammergut konnte endlich ein lang gehegter Wunsch realisiert werden, nämlich der Bau einer Rolldachhütte mit einer stationär aufgebauten Standard-Konfiguration (siehe http://www.astrovis.at/rolldachhuette18. html) und Anbindung ans Internet und die Workstation im Haus. Über WLAN lassen sich einige Funktionen remote überwachen, um Fehlfunktionen schnell zu erkennen und eingreifen zu können. Eine mögliche komplette automatisierte Remote-Steuerung für den gesamten Aufnahmeprozess von GoTo über Guiding, Fokussierung, Kamerasteuerung und Filterwechsel lehne ich allerdings ab. Der handwerkliche Aspekt der Astrofotografie und das Erlebnis am Himmel ist für mich Herausforderung und Bereicherung gleichermaßen.
Auch in der Rolldachhütte arbeite ich zunächst mit der CGE, welche aber durch die werkseitige Verkabelung mittels Patch-Kabeln äußerst fehleranfällig ist
4 Die M 81/M 82-Gruppe, vom 10.-12. Mai 2012 im Salz-
kammergut aufgenommen mit einem Teleskop TAK BabyQ 450 mm und einer Kamera Moravian 8300C, Belichtungszeit 41 x 900 s, dazu Bias, Darks und Flats, IDAS LPSFilter. Nachführung und Software wie Abb. 3.
zu wirken, wurde mit einer speziellen Verkabelung über einen USB-Hub versucht, die Aufnahmen aus dem angrenzenden Büro zu steuern. Vor allem mit dem TEC APO gelangen so einige interessante Galaxienaufnahmen und ich konnte vor allem in Bezug auf Guiding (Leitrohr im Vergleich zu Off-Axis-Guider) und Bildverarbeitung viel an Erfahrung gewinnen.
Astronomie in Spanien Da wir häufig in der Nähe des Geburtsortes meiner Frau Alicia in Alicante unseren Urlaub verbringen, wollte ich auch dort nicht auf mein neues und anspruchsvolles Hobby verzichten, um das Erlernte nicht wieder zu vergessen und um weitere Erfahrung unter anderen Bedingungen zu sammeln. Mit zusätzlich für Spanien angeschafften Geräten konnte ich auf einer Balkonsternwarte auf Meereshöhe eine Reihe von Langzeitaufnahmen machen. Allerdings mussten sie
verzogen waren. Darüber hinaus vereiste die Kamera wegen der hohen Luftfeuchtigkeit in Meeresnähe sehr schnell und musste gegen ein weniger anfälliges Modell ausgetauscht werden.
Trotz dieser Schwierigkeiten konnten einige schöne Nebel aufgenommen werden, u. a. eine interessante Langzeitaufnahme von M 78, welche als Astrofoto der Woche im Januar 2011 auf Astronomie.de veröffentlicht wurde.
Rolldachhütte als künftige Sternwarte Nach unserem Umzug
5 NGC 6888, vom 27.-30.07.2012 ebenfalls im Salz-
kammergut aufgenommen mit einem TEC-Apochromaten 140 mm/980 mm und ATIK 4000, dazu Filter für H und [O III]. Belichtungszeit: H 15 x 1.200 s, [O III] 5 x 1.200 s, 12 Darks und 12 Flats. Nachführung wie Abb. 3, Verarbeitung als Bicolor-Aufnahme, Stack mit MaxImDL, Finish mit PS CS4.
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Astrofotografie
und nach Berührungen der Kabel oftmals ins Nirvana fährt. Die Aufnahme ist dann unbrauchbar. Zu diesem Thema gibt es lange Beiträge im AstronomieForum von Leidensgenossen mit einem interessanten Hinweis zu einem Anbieter in USA (http://bendun.net/CABLE-KITOPTIONS.html), der speziell für dieses Kabelproblem der CGE eine alternative Verkabelung anbietet. Nach dem Einbau dieses Kabelsatzes funktioniert die CGE nun perfekt und fehlerfrei. Mittelfristig ist jedoch der Einbau einer massiveren Montierung geplant, damit ich die verschiedenen Teleskope parallel montieren kann und für neue Aufnahmesituationen nicht immer umrüsten muss.
Fazit Meine Erfahrungen nach ca. 2 Jahren aktiver Astrofotografie: - Dieses Hobby ist für eine offene Dach-
terrasse im Winter denkbar ungeeignet. Erst mit einer Rolldachhütte oder einer Kuppelsternwarte ist ein effizientes und reproduzierbares Arbeiten möglich. - Spanien ist ein schönes Urlaubsland, aber in feuchter Meereshöhe auf einem Balkon ebenfalls ziemlich ungeeignet für Deep-Sky-Fotografie. Aus diesem Grund werden wir zukünftig unsere Astrofotografie nur noch in Österreich betreiben.
- Der gesamte Prozess von der Aufnahme über die Bildbearbeitung bis zur Präsentation ist zeitintensiver als gedacht und erfordert viel Verständnis vom Partner. Meine Frau Alicia nimmt teil an meinem Hobby, hat ähnliche Interessen und unterstützt mich durch Anregungen und konstruktive Kritik.
- Vorbereitung von Astro-Projekten durch aussagefähige Astro-Kennzahlen hilft beim Einsatz der Instrumente. Deshalb habe ich eine öffentlich zugängliche Anwendung programmiert, die solche Kennzahlen ermittelt und das Bildfeld einer speziellen TeleskopKamera-Kombination am Beispiel eigener Astrofotos grafisch darstellt: http://www.astrovis.at/kennzahlen.html
- Vielfach wird Einsteigern in die Astronomie empfohlen, mit einfachen und kostengünstigen Geräten zu starten. Ich habe eine andere Erfahrung gemacht. Gutes Astronomie-Werkzeug erspart Frust und Demotivation.
- Mein bisheriges Hobby, der Bau von elektronischen Orgeln, ist in kurzer Zeit durch den Einsatz hochintegrierter Chiptechnologien an Grenzen gestoßen und war nicht länger sinnvoll. Die Astronomie/Astrofotografie dagegen hat unendliche Vielfalt und ist die ideale Ergänzung an mein Berufsleben. Sie ist die Fortsetzung anspruchsvoller, technisch orientierter Arbeit.
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- Die Ergebnisse der Astrofotografie sollten nicht in der Schublade landen. Auf unserer von mir in HTML, PHP und Java Script realisierten Homepage (www.AstroVis.at) präsentieren wir neben den Astrofotos, Workflows, Erfahrungsberichten und SoftwareTools auch die fotografischen Ergebnisse meiner Frau Alicia, die ebenfalls mit viel Leidenschaft die Tierwelt, das Farbspiel der Erde und unsere Familie fotografiert.
- Nicht zuletzt gewinnt man mit diesem faszinierenden Hobby einen neuen Freundeskreis von Gleichgesinnten, welche die Schönheit des unendlichen Universums für sich erforschen und immer wieder staunend in neue Dimensionen vorstoßen.
Inserentenverzeichnis
APM Telescopes, Rehlingen
13
astronomie.de, Neunkirchen
43
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
63
Landsberg
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Deep-Sky-Treffen
23
euro EMC GmbH, Postau
31
Koring, Marocco
68
Kosmos Verlag, Stuttgart
55
Meade Instruments Europe,
95
Rhede
Gerd Neumann jr.,
7
Münster-Roxel
Optical Vision Limited, UK
U3
Optische Geräte Wolfgang Lille, 77 Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Ver- 59 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 99
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Astrofotografie
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Takahashi FSQ 106 ED
- Ein Quadruplett-Astrograph für das Handgepäck
von Michael Hoppe
Der Takahashi FSQ 106 ED ist ein sehr hochwertiger vierlinsiger Refraktor, der primär für die Astrofotografie konzipiert wurde. Visuell bietet die Optik mit 106 Millimetern freier Öffnung ebenfalls viele Möglichkeiten. Die Optik ist so berechnet, dass ein Bildkreis von 88 Millimetern ausgeleuchtet und auskorrigiert wird. Die kompakten Abmessungen machen das Gerät gleichzeitig zu einem sehr interessanten Reiseinstrument.
Der Refraktor FSQ 106 ED von Takahashi ist neu überarbeitet worden und unterscheidet sich in einigen wesentlichen Punkten von seinem Vorgänger. Wie
1 Das Teleskop: Takahashi FSQ
106 ED, Baader-60-mm-Sucher (Multi Purpose Vario-Finder), CCD-Kamera Atik 11000M, Vixen-Atlux-Montierung
beim Vorgängermodell handelt es sich zwar um das bewährte vierlinsige Petzval-System, allerdings findet bei dem Objektiv jetzt ED-Glas anstatt des nicht mehr erhältlichen Fluorits Verwendung. Die Überarbeitung hatte zum Ziel, eine mindestens vergleichbare optische Leistung beim neuen FSQ 106 ED zu realisieren. Herausgekommen ist, dass der neue
2 Der Emissionsnebel NGC 6188 befindet sich am Rand einer riesigen Molekülwolke im südlichen Sternbild Altar (lt. Ara) und ist etwa
4.000 Lichtjahre entfernt. Etwas rechts unterhalb der Mitte ist NGC 6164-5 zu finden, ein bipolarer Nebel der etwa 4 Lichtjahre groß ist. Im H-Licht sind auch die schwachen äußeren Schalen andeutungsweise zu erkennen. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm/530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (H und RGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: HRGB 150 min (H 6 x 600 s, RGB je 3 x 600 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Ort: Farm Tivoli/Namibia
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Reflexions- und Emissionsnebel im nördlichen Skorpion: Diese Aufnahme zeigt die farbprächtigste Region des Himmels als Komposit. Der nördliche Teil der Region um Antares im Sternbild Skorpion zeigt u. a. die Reflexionsnebel IC 4603-6 sowie im rechten Bildteil den Emissionsnebel Sh 2-9 und den Kugelsternhaufen M 4. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm/530 mm), Kamera: Atik 11000M mit BaaderFiltersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: 270 Minuten (je 2 x L= 12 x 300 s, RGB = 5 x 300 s je Kanal), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2 EBV: DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II.
4 Rechts: NGC 6723, 6726-7, 6729
Die Nebelregion befindet sich im Grenzgebiet der Sternbilder Südliche Krone und Schütze. Die ,,hellen" Sterne gehören zur Südlichen Krone (Corona Australis). Der Kugelsternhaufen NGC 6723 ist etwa 29.000 Lj entfernt. Die Reflexionsnebel haben die Bezeichnungen NGC 6726-7, 6729 und IC 4812. Südwestlich von NGC 6729 steht das Herbig-Haro Objekt HH 100. Bemerkenswert sind auch die Dunkelwolken Be 157 und SL 42. Optik: Tak FSQ 106 ED (106mm/530mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux Belichtung: LRGB 105 Minuten (L 12 x 300 s, RGB je 3 x 300 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2. Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II. (Norden links)
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Links: In unmittelbarer Nachbarschaft zur Sternwolke M 24 befindet sich diese interessante Region mit dem Emissionsnebel IC 1283/4 und dem Reflexionsnebel NGC 6589-90. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm /530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: LRGB 105 Minuten (L 12 x 300 s, RGB je 3 x 300 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II.
Astrofotografie
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FSQ 106 ED sogar ein noch geringes sekundäres Spektrum (chromatische Aberration) liefert [1]. Dies ist bemerkenswert, zumal bereits der alte FSQ 106 beeindruckende Ergebnisse lieferte [2].
Bei einem Namibiaaufenthalt auf der Farm Tivoli im Juni 2010 konnte ich die fotografische Eignung des FSQ 106 ED ausführlich testen [3]. Der FSQ 106 ED hat eine freie Öffnung von 106 Millimetern bei einer Brennweite von 530 Millimetern. Das Öffnungsverhältnis beträgt 1:5 und ermöglicht damit sehr kurze Belichtungs- bzw. Integrationszeiten. Das schnelle Öffnungsverhältnis ermöglicht auch den Einsatz von Linienfiltern, wie beispielsweise den Filtern für die emittierten Spektrallinien H, [O III] oder [S II]. Das enorme Bildfeld von 88 mm ist groß genug, um auch mit den größten heute erhältlichen Amateur-CCD-Kameras erfolgreich und ohne Einschränkungen arbeiten zu können. So benötigt der derzeit größte Amateur-CCD-Chip, der Kodak KAF-16803, bei einer Chipgröße von 36,8 x 36,8 Millimetern ein voll ausgeleuchtetes und korrigiertes Bildfeld von 52,1 Millimetern und liegt damit noch unterhalb des maximal möglichen Bildfeldes des FSQ 106 ED. Ich verwendete den FSQ 106 ED in Verbindung mit einer S/W-CCD-Kamera Atik 11000 M, die über einen Kodak-Chip KAI 11002 mit 4.008 x 2.675 Pixeln verfügt. Der Chip hat die Abmessungen von 37,25 x 25,7 Millimetern bei einer Pixelgröße von 9,0 µm x 9,0 µm. Er ist also etwas größer als das aus der konventionellen Fotografie bekannte Kleinbildformat von 36 x 24 Millimetern. Die Auflösung des KAI 11002 beträgt 3,5 Bogensekunden pro Pixel und das Gesichtsfeld 3,9 x 2,6 Grad.
Mit dieser Gerätekonfiguration lassen sich große Felder in hoher Auflösung am Himmel erfassen. Oftmals sind bei meiner Konfiguration mit FSQ 106 ED und Atik 11000 M daher Kompositaufnahmen von Regionen nicht erforderlich. Hierfür möchte ich eine Reihe von Beispielen am Südhimmel anführen: Als erstes ist die prominente Nebelregion NGC 3372 um den Stern Eta Carinae im Sternbild Kiel zu nennen. NGC 3372 ist mit 430 Lichtjahren wahrem Durchmesser einer der größten Emissionsnebel an unserem Himmel und auch der scheinbare Durch-
messer bis in die schwächsten Ausläufer von etwa 2,5 Grad ist sehr beachtlich [4]. Ein anderes Beispiel ist die Sterngeburtsstätte NGC 6188 im Sternbild Altar (lat. Ara) mit dem benachbarten bipolaren Nebel NGC 6164/6165 (Abb. 2). Diese Region lässt sich erst mit einem sehr großen Gesichtsfeld komplett erfassen. Auch die interessante Region im Grenzgebiet der Sternbilder Schütze und Südliche Krone mit den Nebeln NGC 6723/27/29 sowie dem Kugelsternhaufen NGC 6723 bietet Überraschungen: Bei einem solch großen Bildfeld sind neben den prominenten Nebeln auch die Dunkelnebel Be 157 und SL 42 komplett auszumachen. Auch die großen Emissionsnebel NGC 6334 (Katzenpfotennebel) und NGC 6357 (Rosen- oder Hummernebel) sind mit dem umgebenden Feld komplett erfassbar. Die kleine Magellansche Wolke (SMC) zusammen mit dem zweithellsten Kugelsternhaufen NGC 104 (47 Tuc) aufzunehmen, erfordert jedoch schon ein geschicktes Bildarrangement. Zusammenfassend ist daher zu sagen, dass großflächige Strukturen bei dieser vorgenannten Konfiguration sehr gut zu fotografieren sind. Die Objekte erscheinen im größeren Kontext, was einen besonderen Reiz hat und auch größere Strukturen erkennen lässt.
Zurück zum FSQ 106 ED, der bei einer Brennweite von 530 Millimetern eine Länge von 580 Millimeter bei voll ausgezogener Taukappe aufweist [1]. Beim Vorgängermodell betrug die Baulänge noch 680 Millimeter [2]. Damit wäre beim alten FSQ ein Transport im Handgepäck bei Flugreisen aufgrund der Überschreitung der zulässigen Abmessungen nicht möglich gewesen. Aber auch beim neuen FSQ 106 ED wäre dies problematisch, wenn sich nicht die Taukappe einschieben und die hinter dem Okularauszug beginnende Adaption auf zwei Zoll Steckdurchmesser abschrauben ließe. Dies ist jedoch machbar und so hat der FSQ eine Transportlänge von nur noch 420 Millimetern (!). Eine Mitnahme im Handgepäck ist damit z.B. in einem Fotorucksack aufgrund der Abmessungen problemlos möglich. Das Gewicht beträgt ohne die Adaption ca. 5,2 Kilogramm. Der FSQ 106 ist ganz sicher kein Leichtgewicht, auch nicht beim Gewicht des Tubus, allerdings im Regelfall unterhalb der zulässigen Freigepäckgrenze von 5 bis 8 Kilogramm für das Handge-
päck. Grundsätzlich ist damit der FSQ 106 ED sehr reisetauglich. Ein wichtiger Aspekt.
Nach Herstellerangaben soll der neue FSQ 106 ED die hervorragende Abbildungsleistung des alten FSQ 106 sogar hinsichtlich des sekundären Spektrums und der Sphärochromasie noch übertreffen [5]. Die Optik hat mich jedenfalls visuell und fotografisch überzeugt. Der große 100-mm-Okularauszug bietet verschiedene Adaptionsmöglichkeiten u. a. auch auf das M72-Gewinde. Von Takahashi selbst wird eine Reihe von Adaptern für die verschiedenen Anwendungsbereiche angeboten. Diese reichen vom visuellen Einsatz über die Fotografie mit konventionellen Kameras (einschließlich Mittelformatkameras) bis hin zu CCD-Kameras. Der Backfokus beträgt 178 Millimeter, wobei der Okularauszug nur eine Verstellmöglichkeit von 30 Millimetern bietet. Für eine stabile und verkippungsfreie Verbindung zwischen Teleskop und CCD-Kamera empfiehlt sich eine Schraubverbindung. Die normalen Steckverbindungen bieten eine erhebliche Verkippungsgefahr, zumal die Toleranzen für größere CCD-Chips minimal sind. Eine interessante Alternative zu den hochpreisigen Adaptern von Takahashi stellt der Adapter der Firma Baader Planetarium GmbH vom M72- auf das M68-Zeissgewinde dar [6]. Entsprechende Verlängerungen für das M68-System sind in Baulängen 10, 20, 40, 60, 80 und 100 Millimeter verfügbar [6]. Ferner ist dann auch die 2-zöllige ClickLock-Klemme von Baader für das M68-System am FSQ 106 ED einsetzbar, diese Klemme hält schweres Zubehör und verhindert aufgrund der gleichmäßigen Klemmung in den meisten Fällen eine Verkippung. Der große Okularauszug verfügt über eine Mikrountersetzung (MEF-4) mit 1:7, die für das Scharfstellen bei der Astrofotografie zwingend erforderlich ist. Falls gewünscht, ist zum Beispiel eine kostengünstige motorische Fokussierung z. B. von der Firma JMI unter der Bezeichnung MFTAK4M verfügbar [7]. Der Okularauszug selbst ist um 360 Grad rotierbar und hat eine eigene Klemmvorrichtung, diese Rotationsvorrichtung wird im englischen Sprachraum auch als ,,Captain's Wheel" bezeichnet. Diese komfortable Klemmvorrichtung ist jedoch fotografisch nach meiner praktischen Erfahrung nur be-
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Der große Emissionsnebel IC 2944, der Lambda-Centauri-Nebel (,,Running Chicken Nebula") um den Sternhaufen IC 2948 befindet sich im Sternbild Zentaur und ist etwa 6.500 Lichtjahre entfernt. Besonders interessant sind die Globulen, die vor dem diffusen Nebel zu schweben scheinen. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm /530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: HRGB 150 Minuten (L 6 x 600 s, RGB je 3 x 600 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II.
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Die Nebellandschaft um Eta Carinae (NGC 3372) mit einem Durchmesser von ca. 200-300 Lichtjahren befindet sich in der Milchstraße am Südhimmel. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm /530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux Belichtung: HRGB 105 Minuten (H 6 x 600 s, RGB je 6 x 300 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II.
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Die Schmalbandaufnahme (mit Baader-HFilter 7 nm) zeigt die beiden detailreichen Emissionsnebel im Skorpion: den Katzenpfoten- oder Bärenklauennebel (re.) und den Hummer- bzw. Rosennebel NGC 6357. NGC 6334 ist ca. 5.500 Lichtjahre entfernt und besitzt am Himmel eine Winkelausdehnung von 35 x 20 Bogenminuten2. NGC 6357 ist mit 8.000 Lichtjahren sogar noch weiter entfernt. Die Winkelausdehnung beträgt 25 x 25 Bogenminuten2. Auf meiner Aufnahme erscheint der Nebel jedoch sogar noch größer als NGC 6334. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm/530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-H-Filter, Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: 6 x 600 s, Nachführung: 60-smm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II
Astrofotografie
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dingt zu gebrauchen, da sich der Fokus hier minimal verändern kann und ggfs. eine neue Scharfstellung erforderlich ist. Wie ich u. a. bei meinem Aufenthalt auf der Farm Tivoli im Juni 2010 feststellen konnte, nutzen manche Sternfreunde zur Objektpositionierung daher Eigenbauten oder Rotatoren von den CCD-Kameraherstellern. Falls ein Takahashi-Sucher (verfügbar sind 5x25, 6x30 und 7x50) eingesetzt werden soll, der üblicherweise verschraubt wird, so ist der Schnellwechsler von Takahashi FQR-1 zu empfehlen. Ein Sucher und auch eine Rohrschelle gehören nicht zum Lieferumfang und müssen zusätzlich erworben werden. Die einteilige Takahashi-Rohrschelle ist sehr massiv ausgeführt, jedoch für eine Adaption auf einer Takahashi-Montierung vorgesehen. Bei anderen Montierungen ist hier etwas Bastelarbeit zu leisten. In
Eigenleistung habe ich die Rohrschelle auf eine 3-Zoll-Prismenschiene adaptiert und auch eine Klemmung für ein Leitrohr auf der oberen ebenen Auflage montiert. Wer dies nicht möchte, sollte über Rohrschellen von anderen Herstellern nachdenken, die ebenfalls im Handel angeboten werden [7].
In der Praxis hat sich meine Konfiguration mit FSQ 106 ED und Atik 11000 M bewährt. Bei einem Paralleleinsatz von zwei Optiken FSQ 106 ED auf einer Vixen-Atlux-Montierung auf der Farm Tivoli haben sich jedoch die Grenzen gezeigt. Bei dem parallel montierten FSQ 106 ED meines Astrofreunds, der mit einer Apogee Alta U 16 und einem großen Filterrad arbeitet, zeigten sich trotz perfekter Nachführung bei einigen Aufnahmen keine absolut perfekt runden Sterne.
Wir haben hier vor allem mechanische Gründe durch das sehr schwere Zubehör im Bereich der Verbindung RohrschellePrismenschiene, die leider bauartbedingt nicht flächig erfolgt, als Ursache ausgemacht. Bei einem anschließenden Umbau und dem Betrieb des Takahashi FSQ 106 als Einzelgerät auf der VixenAtlux-Montierung zeigte sich keinerlei Fehler mehr. Weiterhin ist die Fokussierung als besonders kritisch anzusehen. Hier ist sehr viel Sorgfalt erforderlich und auch, wie schon beschrieben, auf eine möglichst verkippungsfreie Verbindung zwischen Teleskop und Kamera zu achten. Bei einem Chip KAI 11002 zeigen sich schnell deformierte Sterne, wenn die Fokussierung nicht perfekt ist. Auch reicht z. B. eine sehr feste Klemmung des Okularauszuges aus, um eine Verkippung auszulösen.
9 Die Emissionsnebel ,,RCW 57 W und O" befinden sich südöstlich des Eta-Carinae-Nebels und sind unterschiedlich weit entfernt (Teil
W und Teil O). Dies wird u. a. auch an der unterschiedlichen Farbdarstellung sehr deutlich. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm/530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: H RGB 135 Minuten (L 18 x 300 s, RGB je 3 x 300 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II.
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Astrofotografie
10 IC 4592, der ,,blaue Pferdekopfnebel", ist ein Reflexionsnebel im Bereich der Scheren des Skorpion. Optik: Tak FSQ 106 ED (106 mm
/530 mm), Kamera: Atik 11000M mit Baader-Filtersatz (LRGB), Montierung: Vixen Atlux, Belichtung: LRGB 105 Minuten (L 12 x 300 s, RGB je 3 x 300 s), Nachführung: 60-mm-Baader-Sucher mit Alccd 5.2, Bildbearbeitung mit DSS, Maxim DL, Fitswork, PS CS II
Fazit Der FSQ 106 ED ist ein hervorragendes Gerät mit überragender Abbildungsleistung, allerdings sind trotz des hohen Preisniveaus auch kleinere Schwächen im mechanischen Bereich auszumachen. Wer in den Grenzbereich der Belastung geht, sollte sich Gedanken über Optimierungen machen. Auch sind aufgrund des hohen Preisniveaus Alternativen für Adaptionen etc. von anderen Herstellern weitere Überlegungen wert. Resümierend ist das Gerät aber ohne Einschränkungen auch dem ambitionierten Sternfreund sehr zu empfehlen. Die optische Leistung und die Möglichkeiten setzen hier Maßstäbe.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] Webseite der Fa. Takahashi:
www.takahashi-europe.com/en/ FSQ-106ED.php [2] G. Rhemann und M. Jäger 2005: ,,Der Refraktor FSQ 106 von Takahashi", Sterne und Weltraum 12/2005, 72 [3] Die Astrofarm ,,Tivoli - Southern Sky Guest Farm" in Namibia: www.tivoli-astrofarm.de [4] P. Riepe, 2009: ,,NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae", www.vdsastro.de, Astromotiv des Monats Mai 2009 [5] Webseite der Firma Intercon Spacetec: www.intercon-spacetec.de
[6] Webseite der Firma Baader Planetarium GmbH: www.baaderplanetarium.de, Zubehör Sektion 9 A, 10 und 11
[7] Webseite der Firma Teleskop Express Ransburg GmbH: www.teleskop-express.de
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Atmosphärische Erscheinungen
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Airglow - Wenn aus ,,grünem Polarlicht"
ein noch selteneres Phänomen wird
von Claudia Hinz
1 Airglow von der ISS aufgenommen, Quelle: NASA
Airglow ist vor allem von Aufnahmen der ISS bekannt (vgl. Abb. 1) und zeigt sich auf vielen eindrucksvollen Bildern als strukturloser grünlicher Schleier an der Grenzschicht der Ionosphäre zu den unteren Atmosphärenschichten. Astronomen ist das oft vorhandene Nachthimmelsleuchten ein Dorn im Auge, da es sich hauptsächlich dadurch bemerkbar macht, dass der Kontrast und die Transparenz des Nachthimmels herabgesetzt und spätere Fotos farblich verfälscht werden. Dennoch waren die umfangreichen Beobachtungen über Deutschland im Juli 2012 eine große Überraschung, denn bisher gab es kaum Bilder, wo das meist diffuse Nachthimmelsleuchten wirklich in Form von farbigen Bändern zu sehen ist. In der Nacht vom 14. zum 15. Juli 2012 warteten viele Hobbyastronomen gespannt auf Polarlicht, welches als Folge einer starken erdgerichteten Sonneneruption vorhergesagt war. Auch Tilo Schroth war in dieser Nacht auf Polarlichtjagd und konnte, wie viele andere auch, das ungewöhnliche Airglow beobachten (Abb. 2 und 3):
3 Karte der Beobachtungen von
Airglow und rotem Polarlicht in der Nacht vom 14. zum 15. Juli über Deutschland, erstellt von Stefan Krause
2 Airglow in der Nacht vom 14. zum 15. Juli 2012 über
Nordsachsen, Foto: Tilo Schroth
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4 Airglow am 23.07.2012 über Bad Mergentheim, Foto: Jens Hackmann
,,Polarlicht in unseren nordsächsischen Breiten zu jagen, hält so manche Überraschung bereit. Da schlägt man sich in potenziell angehauchten Nächten die Zeit irgendwo im Nirgendwo um die Ohren. Ab und an mal den Auslöser gedrückt, Monitorbild kontrolliert und dann wieder den Blick gen Himmel manifestiert. Da eine Sternschnuppe, dort ein kleiner Satellit. Man sieht in solchen Nächten allerlei. So auch in der Nacht vom 14. auf den 15. Juli, als es hieß: ,Der Sonnenwind trifft die Erde frontal!` Wir waren zu dritt auf dem Höhenzug Liebschützberg. Fast schon wollten wir den Abend ad acta legen, als sich ein zunehmend grüner Schimmer auf den Monitoren bemerkbar machte. Für meine beiden Fotografen-Freunde und mich stand auf dem ,Berg` fest, dass es sich um grünes Polarlicht handeln muss. Entsprechend groß war die Aufregung vor Ort. Wir hatten ja keinen Kontakt zum Polarlicht-
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Forum des AKM e.V. mehr, in dem schon das erste Mal Airglow diskutiert wurde. Nichtsdestotrotz waren wir auch am nächsten Tag nicht enttäuscht, als sich unsere Vermutung als falsch herausstellte.
Was wir da sahen und nicht so recht deuten konnten, stellte sich im Nachhinein tatsächlich als Airglow, das so genannte Nachthimmelsleuchten, heraus. Mit bloßem Auge nur als grauer Schleier zu erkennen, entlockte das fotografische Auge unserer Spiegelreflexkameras die tatsächlichen grünen Strukturen." (Abb. 4) Interessant ist, dass auch in einigen Folgenächten ohne geomagnetische Aktivität Airglow-Erscheinungen beobachtet und fotografiert werden konnten, was den direkten Einfluss der Sonneneruption in Frage stellt.
Das Nachthimmelsleuchten entsteht durch Emission des Lichtes an der oberen Luft-
hülle der Erde. Die streifenförmigen diffusen Aufhellungen treten in zwei verschiedenen Atmosphärenschichten auf. Die erste, faktisch permanent aufgehellte Schicht befindet sich im unteren Bereich der Thermosphäre in einer Höhe von 85110 km, wo die am Tage durch UV-Strahlung zerlegten Sauerstoffmoleküle bei ihrer nächtlichen Rekombination durch komplizierte Reaktionen ihre überschüssige Energie emittieren.
In der oberen Ionosphäre befindet sich in einer Höhe von 200-600 km eine zweite Schicht, in der durch Ionisierung durch die Ultraviolettstrahlung das Airglow sehr variabel auftreten kann. Es läuft in drei Zonen um die Erde: die ,,Tropische Zone", die etwa 20 Grad beiderseitig des Äquators verläuft, die ,,Airglowzone mittlerer Breiten" mit einem Verlauf um den etwa nördlichen und südlichen 50.-60. Breitengrad und die schmale
5
Lage der Airglowzonen: A) Zone des Tropischen Airglows, B) Airglowzone mittlerer Breiten, C) Polarlichtzonen. Eingezeichnet sind ferner der Äquator sowie die Wende- und Polarkreise. Grafik: Peter Riepe [3, 4]
Atmosphärische Erscheinungen
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,,Polarlichtzone" in etwa 20 Grad Abstand um die beiden geomagnetischen Pole (Abb. 5). Die ,,Airglowzone mittlerer Breiten", die auch über Deutschland verläuft, stellt eine Besonderheit dar, denn hier tritt Airglow in Form von mehreren 100 km breiten und vielen 1.000 km langen Streifen in etwa 400 km Höhe auf. Diese Bänder entstehen laut verschiedener Literaturangaben vor allem in Zeiten hoher geomagnetischer Aktivitäten. Ein Grund könnte die höhere UV-Strahlung in Zeiten des Sonnenaktivitätsmaximums sein. Aufgrund unterschiedlicher Sonneneinstrahlung bilden sich in den Airglowzonen so genannte Tiden, also eine Art himmlische Gezeiten, welche die Bänder im Tages- und Nachtverlauf periodisch verschieben. Das erklärt auch die Bewegung der grünen Bänder, die einige Beobachter registriert haben.
1950 veröffentlichte C.T. Elvey eine Studie über seine Beobachtungen und führte die Erscheinung als ,,Airglow" in die Literatur ein. Aber auch aus Deutschland gibt es eine 30-jährige Untersuchung über die Auswirkung und Stärke des Nachthimmelsleuchtens, die C. Hoffmeister von 1928 bis 1958 an der Sternwarte in Sonneberg durchführte [2]. Aus den Auswertungen resultiert ein periodischer Jahresverlauf, welcher von November bis Januar sein Maximum findet, aber auch ein zweites Nebenmaximum im Juli und August aufweist. Diese Häufigkeitsverteilung wird von Beobachtungen bestätigt, die Stefan Krause aus dem Internet zusammengetragen hat und die ebenfalls ausschließlich in das zeitliche Schema der beiden Maxima passen. Am wahrscheinlichsten ist, dass das Wintermaximum durch den klareren Winterhimmel und die dadurch besseren Beobachtungsbedingungen zustande kommt. Die höhere Sommerhäufigkeit entsteht wahrscheinlich dadurch, dass es in die-
sen beiden Monaten im Norden kaum mehr dunkel wird und dadurch Teile der höheren Atmosphäre gestreutes Sonnenlicht abbekommen und das Airglow verstärken.
Dennoch lassen die Beobachtungen vom Juli viele Fragen offen. Wieso ist dieses Phänomen so selten und wurde auch während früherer Aktivitätsphasen kaum fotografisch nachgewiesen? Wurden vielleicht ähnliche Fotos bisher als Bildfehler oder schwaches Polarlicht abgetan und konnten erst durch die virtuelle Vernetzung verglichen und als Airglow identifiziert werden? Welchen Anteil haben moderne Kameras? Können diese Farben besser darstellen, als ältere Modelle? Kann Airglow in unseren Breiten wirklich nur bei hoher geomagnetischer Aktivität beobachtet werden oder ist es bei transparentem Himmel vielleicht so-
gar häufiger zu beobachten? Wir hoffen auf weitere Beobachtungen dieser Art, welche helfen, auch die letzten Fragen rund um dieses eindrucksvolle Phänomen zu beantworten. Literaturhinweise: [1] http://www.meteoros.de/forum.htm [2] C. Hoffmeister, 1960: ,,Interpla-
netare Materie und verstärktes Nachthimmelleuchten", Zeitschr. f. Astrophysik 49, 233 [3] P. Riepe und S. Binnewies, 1992: ,,Airglow, was ist das eigentlich?", Sterne und Weltraum 6/1992, 410 [4] mit freundlicher Genehmigung von Peter Riepe
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Atmosphärische Erscheinungen
Simulation von Koronen und irisierenden
Wolken durch Beugung an runden Partikeln
von Alexander Haußmann
- Teil 1 -
Koronen und irisierende Wolken sind zwei auffällige Phänomene der Atmosphärischen Optik, die durch Beugung und Interferenz des Sonnenlichtes an Wassertropfen oder Eiskristallen hervorgerufen werden. Eine befriedigende Erklärung der auch als ,,Kränze" oder ,,Höfe" bekannten Koronen (Abb. 1a) wurde schon früh in Form der Fraunhoferbeugung an mehr oder weniger gleichgroßen Wolkenpartikeln gegeben [1]. Im Gegensatz dazu wurden im Laufe der Zeit für die irisierenden Wolken (Abb. 1b) mehrere Erklärungsansätze postuliert [2]. Gegenwärtig hat sich die Ansicht durchgesetzt, dass es sich beim Irisieren um Fragmente von Koronen handelt, die durch eine besondere Partikelgrößenverteilung in der Wolke ,,durcheinandergeraten" sind [3]. Diese Theorie wird durch
die Beobachtung von Übergängen zwischen beiden Phänomenen gestützt (siehe Abb. 1c und d). Doch durch das völlig unterschiedliche Erscheinungsbild gut ausgebildeter Koronen und irisierender Wolken wirkt die Theorie der gemeinsamen Ursache oft wenig überzeugend. Daher behandelt dieser Artikel die Frage, ob mit (a) der anerkannten Theorie für die Korona an kugelförmigen Wassertropfen und (b) einem einfachen Ansatz für die Tropfengrößenverteilung in einer Wolke tatsächlich das typische Irisieren simuliert werden kann. Verzichtet wird hier allerdings auf die Behandlung von nadelförmigen Eiskristallen mit zufälliger Orientierung, die ebenfalls als Verursacher in Frage kommen [1, 2].
Eine einfache mathematische Beschreibung der Korona an kugelförmigen Partikeln (im folgenden einfach ,,Wassertrop-
fen" genannt, es kann sich aber auch um quasisphärische Eispartikel handeln [4]) wird folgendermaßen hergeleitet: Hinter einer runden Öffnung in einem undurchsichtigen Schirm zeigt sich ein typisches Beugungsbild aus konzentrischen Ringen (das Airy-Scheibchen), dessen Intensitätsverteilung relativ einfach mit dem Huygensschen Prinzip berechnet werden kann. Nach dem Babinetschen Theorem liefert eine komplementäre Blende (d. h. ein undurchsichtiges freischwebendes Kreisscheibchen) das gleiche Beugungsbild, bis auf einen unbeobachtbaren Phasenunterschied der elektromagnetischen Lichtwelle von 180 Grad [1]. An die Stelle dieses Scheibchens kann auch ein transparentes Wassertröpfchen gleichen Durchmessers treten, da dessen transmittiertes Licht durch die Kugellinsenwirkung stark aufgefächert wird und zur Interferenz in der Vorwärtsstreuung
1 (a) typische Korona (24.04.2010, Hörlitz/Niederlausitz), (b) typische irisierende Wolke (08.11.2006, Dresden), (c) und (d) Mischformen
(A: Koronastrukturen, B: irisierende Strukturen, 01.04.2012, Hörlitz). (Fotografiert vom Autor)
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Atmosphärische Erscheinungen
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wenig beiträgt. Damit dominiert also wie beim opaken Kreisscheibchen nur die Interferenz der am Rand gebeugten Strahlen. Dies bedeutet, dass es für das Beugungsbild nur auf die Größe (und die Form), nicht aber die Zusammensetzung des beugenden Partikels ankommt.
Bei genauer Betrachtung zeigt sich allerdings, dass die Äquivalenz von undurchsichtigem Kreisscheibchen und einem Wassertropfen nur näherungsweise ab einem gewissen Mindestdurchmesser gilt. Der Vergleich der exakten elektrodynamischen Lösung des Streuproblems (Mie-Theorie) zeigt eine gute Übereinstimmung der Streulichtverteilungen erst für Tropfenradien über 6 µm [5, 6]. Für qualitative Aussagen lässt sich die einfache Beugungstheorie aber auch schon auf Tropfen ab 2 µm Radius anwenden.
Schließlich muss noch der Übergang vom Beugungsbild hinter einem einzelnen Tropfen zum Zusammenwirken des Streu-
lichts vieler solcher Tropfen vollzogen werden, um eine für den Beobachter sichtbare Korona um Sonne oder Mond modellieren zu können. Beide gleichen sich bis auf einen Faktor, sofern (a) die Tropfen alle exakt gleichgroß sind, (b) ihre Anzahldichte im interessierenden Volumen konstant ist und (c) kollektive Effekte wie Mehrfachstreuung und gegenseitige Abschattung vernachlässigbar sind [7].
Aus diesen Überlegungen ergibt sich als Intensitätsverteilung der Korona im Rahmen der einfachen Beugungstheorie für eine einzelne Wellenlänge und exakt gleichgroße Tropfen mit dem Radius r innerhalb einer homogenen und nicht zu dichten Wolkenschicht:
(1) mit dem einheitenfreien Skalierungsparameter
(2) welcher die Größe des Tropfens im Verhältnis zur Wellenlänge beschreibt [4, 8].
2 Simulierte Koronen durch Tropfen mit einem (mittleren) Radius von 20 µm.
(a) Monodisperse Tropfenverteilung, punktförmige Lichtquelle, monochrom ( = 530 nm), (b) Monodisperse Tropfenverteilung, punktförmige Lichtquelle, Sonnenspektrum, (c) Monodisperse Tropfenverteilung, Lichtquellendurchmesser 0,54 Grad , Sonnenspektrum, (d) Polydisperse Tropfenverteilung mit /<r> = 0,1, Lichtquellendurchmesser 0,54 Grad , Sonnenspektrum. Der punktierte Kreis in c und d kennzeichnet die Sonnenscheibe. Für alle Bilder = 3,5, m = 0,3.
Anmerkung zu den Simulationen:
Aufgrund des großen Dynamikumfangs bedarf es einer Kontrastanpassung, um die Resultate überhaupt erkennbar zu machen. Hierfür wurde ein Schwellwert m mit 0 < m 1 eingeführt, oberhalb dessen die relative Intensität abgeschnitten bzw. ,,gedeckelt" wird, was eine Anhebung der dunkleren Strukturen erlaubt. Zusätzlich wurde der Gammawert angepasst, wobei erst relativ hohe Werte um = 3 zu befriedigenden Ergebnissen führten, wenn auch die Aureole mit in der simulierten Wolke liegt.
J1 bezeichnet die Besselfunktion erster Ordnung und erster Art, aus deren oszillierender Natur sich das charakteristische Ringsystem ergibt. Der Streuwinkel ist gleichbedeutend mit dem Winkelabstand zur Lichtquelle, die hier als streng punktförmig und in sehr großem Abstand angenommen wird. I0() beschreibt die von der Quelle ausgesandte spektrale Lichtintensität am Ort der Tropfen. In das absolute Ergebnis gehen zudem noch die tatsächliche Tropfendichte (also die Anzahl der Tropfen je Volumeneinheit) und die Entfernung der Wolke vom Beobachter ein. Diese Größen werden für die folgenden qualitativen Vergleiche allerdings als konstant angenommen, so dass sie nicht gesondert in (1) erscheinen. Zudem stellt diese Formel eine lineare Näherung in dar, was wegen der typischerweise kleinen Streuwinkel für die ersten Interferenzmaxima gerechtfertigt ist. Eine unmittelbare Konsequenz dieser Formel ist, dass das Produkt aus Winkelabstand und Tropfenradius für jedes Interferenzmaximum oder -minimum eine nur von der Wellenlänge abhängige Konstante ergibt, so z. B. für den ersten dunklen Ring hinter der Aureole (d. i. der innerste, scheibenförmige Teil der Korona) bei 0,1 sowie für das folgende Maximum der ersten Ordnung max,1 (beide im Gradmaß):
(3) Das Ergebnis von (1) für einen Tropfenradius von 20 µm und eine Wellenlänge von 530 nm zeigt Abb. 2a. Durch Einset-
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zen des Sonnenspektrums in I0(), Berechung der Koronen für mehrere Wellenlängen und anschließende Übertragung in den RGB-Farbraum ergibt sich Abb. 2b. Dieses Bild entspricht einer Korona durch eine punktförmige Lichtquelle mit Sonnenspektrum, in der Natur z. B. als Venuskorona beobachtbar. Die zusätzliche Berücksichtigung des Sonnendurchmessers von 0,54 Grad erfolgt durch eine Faltung und führt zu Abb. 2c. Damit wird also der Tatsache Rechung getragen, dass jeder Punkt des runden Sonnenscheibchens seine eigene Korona erzeugt und sich die Resultate in der Intensität addieren. Im Ergebnis zeigt sich ein Kontrastverlust, wobei insbesondere der erste dunkle Ring aufgefüllt wird. Naturgemäß fällt dieser Effekt bei kleineren Tropfengrößen (d. h. größeren Ringradien) weniger deutlich aus. Praktisch trifft man natürlich nie den Idealfall eines Ensembles exakt gleich großer Tropfen (,,mo-
3
Gaußförmige Tropfengrößenverteilung um den Mittelwert <r> mit der Standardabweichung (Streuung) als Modell für eine realistische polydisperse Tropfengrößenverteilung.
nodisperse Verteilung") an, sondern die Radien werden immer etwas streuen. Zur Modellierung einer solchen ,,polydispersen" Verteilung wurde eine Gaußverteilung der Tropfenradien (Abb. 3) mit den Parametern <r> = 20 µm und = 2 µm angesetzt (relative Streuung /<r> = 0,1 bzw. 10 %). Das Ergebnis (Abb. 2d) zeigt gegenüber der monodispersen Verteilung einen deutlichen Kontrastverlust der äußeren Ringe, wie er für viele Koronen in der Natur typisch ist.
Der nächste Schritt zur Simulation irisierender Wolken besteht nun in der Festlegung einer bestimmten Wolkenform und der Variation des mittleren Tropfenradius <r> sowie der Streubreite in Abhängigkeit vom Winkelabstand zum Wolkenrand. Die Einzelheiten dieses Vorgehens und seine Ergebnisse behandelt der zweite Teil dieses Artikels.
Literaturhinweise: [1] J.M. Pernter und F.M. Exner, 1922:
,,Meteorologische Optik", W. Braumüller Universitäts-Verlagsbuchhandlung, 2. Auflage, Wien und Leipzig, 470 ff und 519 ff. [2] M. Minnaert, 1992: ,,Licht und Farbe in der Natur", BirkhäuserVerlag, Basel, 295 ff, S. 307 ff, 310 ff [3] R. Nitze, 2011: ,,Höfe, Kränze und irisierende Wolken", VdS-Journal für Astronomie 41, 37 [4] J.A. Shaw und P.J. Neiman, 2003: "Coronas and iridescence in mountain wave clouds", Applied Optics 42, 476 [5] S.D. Gedzelman und J.A. Lock, 2003: "Simulating coronas in color", Applied Optics 42, 497 [6] P. Laven, 2004: "Simulation of rainbows, coronas and glories using Mie theory and the Debye series", Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer 89, 257 [7] L. Cowley, P. Laven und M. Vollmer, 2005: "Rings around the sun and moon: coronae and diffraction", Physics Education 40, 51 [8] J.A. Lock und L.Yang, 1991: "Mie theory model of the corona", Applied Optics 30, 3408 [9] C. Hinz und G. Können, 2008: ,,Ungewöhnliche Glorien", VdSJournal für Astronomie 26, 58
Neues aus der Fachgruppe
Auch in Heft 44 sind wir mit einigen Beiträgen im VdSJournal präsent. Jens Bohle berichtet über zwei Objekte innerhalb unserer großen Nachbarin im All im Sternbild Andromeda: die HII-Region Pellet 550 und den Sternhaufen C 410 in M 31. Die Beobachtung dieser Objekte erfordert schon ein großes Teleskop. Mit kleinem ,,Geschütz", einem 80-mm-Spektiv, beobachtet Michael Fritz die Himmelsgegend um den Rosettennebel und zeigt, welche Sternhaufen er dabei beobachten konnte. Gerhard Scheerle berichtet uns, welche Beobachtungs-
eindrücke er mit diversen Öffnungen vom Feldstecher bis zum 16-Zöller bei M 51 gewinnen konnte. Mit Erscheinen dieses Heftes rückt auch schon wieder das Deep-Sky-Treffen 2013 in Reichweite. Unsere jährliche Veranstaltung wird vom 22.03. bis zum 24.03.2013 dauern. Bitte überlegen Sie doch mal, ob Sie teilnehmen oder gar einen (Kurz-) Vortrag halten können. Sie sind herzlich willkommen! Infos wie immer auf unserer Webseite www.fachgruppe-deepsky.de Ihr Jens Bohle
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Dur Der chb lick
NGC 1647
von Daniel Spitzer
Im Sternbild Stier befinden sich neben den häufig beobachteten Plejaden noch weitere Offene Sternhaufen. Unter anderem auch der hier thematisierte NGC 1647. Mit einer Helligkeit von etwa 6,5 mag und einer Flächenhelligkeit von 14,4 mag/arcmin2 ist er allerdings ein wesentlich schwierigeres Objekt für das bloße Auge. Unter alpinen Bedingungen sollte dennoch ein Versuch gewagt werden. Teleskopisch ist die Beobachtung von NGC 1647 jedoch angenehmer als bei den Plejaden: Mit einem schein-
baren Durchmesser von 45 Bogenminuten kann er bei geringeren Vergrößerungen problemlos das Gesichtsfeld ausfüllen, ohne es zu überragen. Blickt man durch das Okular, erkennt man überwiegend helle Sterne, welche sich über weite Teile des Gesichtsfeldes verstreuen. Er ist das völlige Gegenteil des Offenen Sternhaufens NGC 1746, welcher nur wenige Grad entfernt liegt. Letzterer zeigt eine Vielzahl von schwächeren Sternen, mit einer wesentlich höheren Dichte.
1 Karte - erstellt mit Cartes du Ciel - als Aufsuchhilfe für NGC 1647
beo K b u a r c z htet
Vier obskure Collinder-Sternhaufen beim Rosettennebel
von Michael Fritz
Der Rosettennebel NGC 2237-8/46 mit seinem zentralen Sternhaufen NGC 2244 ist sicherlich eines der bekanntesten Objekte des Winterhimmels. Das Sternentstehungsgebiet befindet sich in einer Entfernung von 4.900 Lj und gehört zu der Monoceros-OB2-Assoziation. In einem Radius von 2 Grad um den Rosettennebel verzeichnen Sternkarten, neben NGC 2252 vier Sternhaufen aus dem Katalog von
Per Collinder: Cr 97, Cr 104, Cr 106 und Cr 107. Zumindest zwei davon sind Untergruppen der MonOB2-Assoziation (Cr 106 und Cr 107), während die physische Natur von Cr 97 und Cr 104 nicht geklärt ist. Ich habe diese vier Sternhaufen mit meinem 30x80-Spektiv beobachtet; neben meinen eigenen Beschreibungen sind die Koordinaten (2000.0) und die Original-Objektdaten von Collinder (1931) ange-
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1 CR 104 auf einer blauen POSS-Aufnahme, Kantenlänge 1 Grad , Quelle: DSS
geben. Dabei ist zu berücksichtigen, dass der visuelle Eindruck der Sternhaufen in anderen Instrumenten bzw. bei abweichenden Vergrößerungen natürlich anders ausfallen kann.
Cr 97: Rektasz. 06h 31,3m, Dekl. +05 Grad 55', mv = 5,4, Durchm. 25' x 20' in Positionswinkel 70 Grad , 9 Sterne. Obwohl nicht auffällig, kann der Haufen im Feld gut identifiziert werden. Innerhalb eines rechtwinkligen Dreiecks aus
drei weißlichen Sternen siebter Größe (der südöstliche = S 926) befinden sich ca. 15 Sterne 9 bis 12 mag ohne zentrale Konzentration. Collinder selbst bemerkte: ,,Dieser Haufen ist etwas zweifelhaft."
Cr 104: Rektasz. 06h 36,5m, Dekl. +40 Grad 49', mv = 9,6, Durchm. 16' x 1' in Positionswinkel 0 Grad , 15 Sterne. Bei dieser N-S ausgerichteten, fast schnurgeraden Sternkette 1,2 Grad östlich von NGC 2244 handelt es sich höchstwahrschein-
lich um einen Asterismus, auch wenn Collinder schrieb: ,,Dieses Objekt hat im Vergleich mit normalen Haufen eine sehr irreguläre Form, aber die Realität dieses Typs drängt sich dem Beobachter auf". Das Spektiv zeigt etwa 10 Sterne 10. bis 12. Größe in der Sternkette, wobei diese bei stark indirektem Sehen leicht nebulös wirkt (bei 30-fach). Außerdem sind einige Sterne im gleichen Helligkeitsintervall nordöstlich des nördlichen Endes der Sternkette zu sehen. Eine Cr 104 zum Verwechseln ähnliche Sternkette liegt et-
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2 CR 106 auf einer blauen POSS-Aufnahme, Kantenlänge 1 Grad , Quelle: DSS
was nördlich der Mitte zwischen Cr 104 und NGC 2252!
Cr 106: Rektasz. 06h 37,1m, Dekl. +05 Grad 57', mv = 4,6, Durchm. 50' x 35' in Positionswinkel 110 Grad , 23 Sterne. Nicht weniger als vier Sternansammlungen, die als lockerer Haufen angesehen werden können, befinden sich an dieser Stelle, 1,6 Grad NO von NGC 2244: #1: Ein dichter Klumpen von einem Dutzend Sternen 10 - 12 mag, 9' Durch-
messer, direkt südlich des hellsten Sterns im Feld (HD 47129, 6.1mag, = Plaskett's Stern). #2: Kandidat 1 ist umgeben von etwa 20 sehr locker verteilten, hellen Sternen auf einer Fläche von 40' - 45'. 3#: Die im 30x80 auffälligste Gruppe befindet sich unmittelbar östlich von #2 und umfasst 30 Sterne innerhalb von 15', mit leichter zentraler Konzentration. #4: Südlich von #3 befindet sich eine weitere kuriose Sternkette, O-W ausgerichtet. Diese erinnert mich etwas an
NGC 2301 (ebenfalls im Sternbild Einhorn gelegen).
Cr 107: Rektasz. 06h 37,7m, Dekl. +04 Grad 44', mpg = 5,4, Durchm. 40' x 30' in Positionswinkel 120 Grad , 30 Sterne. Der Himmel zwischen den locker gestreuten hellen Sternen hier zeigt sich im 30x80 fast sternleer. Deshalb ist in diesem Instrument kein Sternhaufencharakter erkennbar.
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Dee Die Galp-Sk
eri ye
Die Galaxie M 106
Zeichnung von Uwe Glahn an einem 16-Zoll-Dobson f/4,5, bei 180-facher bis 257-facher Vergrößerung. Faintest Star (fst) besser 6,5 mag, Seeing II-III, Ort: Sudelfeld/Bayern
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Pellet 550 revisited
von Jens Bohle
Unsere große Nachbargalaxie im Sternbild Andromeda offenbart schon in Teleskopen ab etwa 6 bis 8 Zoll Öffnung einige interessante Details, und so haben Amateure oft über Sichtungen von Kugelsternhaufen und anderen Sternhaufen berichtet. Die Kugelsternhaufen können meist als punktförmige, in einigen Fällen sogar als flächige Objekte wahrgenommen werden. Neben G 231 und G 233 zeigt besonders der hellste Kugelsternhaufen G1 (oder auch Mayall II genannt) schon bei 400-facher Vergrößerung seine flächige Gestalt. Darüber hinaus sogar eine Helligkeitszunahme zum Zentrum, wie wir es von vielen galaktischen Kugelsternhaufen kennen [1]. Jedoch erscheinen die meisten Kugelsternhaufen im Teleskop sternförmig. Anders bei den übrigen Sternhaufen, welche oft eindeutig als flächige Aufhellungen zu erkennen sind. Einer dieser Sternhaufen ist der im Atlas von Paul Hodge [2] als C 410 geführte Sternhaufen. C 410 liegt mitten in der vielleicht hellsten HII- Region in M 31, Pellet 550 [3]. In der Nachbarschaft finden wir noch die beiden Kugelsternhaufen G 272 (mv = 14,8, Ø 3,4'') und G 280 (mv = 14,2, Ø 2,7''). Alle Objekte sind in der Assoziation A 33 etwa 19 Bogenminuten ostnordöstlich des Zentrums von M 31 zu finden (vgl. Abb. 1).
Somit sind in einem Okulargesichtsfeld von weniger als 5 Bogenminuten schon mindestens drei extragalaktische Sternhaufen gleichzeitig sichtbar. Bei genauer Recherche entpuppt sich C 410 sogar als Doppelhaufen. Die in [3] und [6] publizierten Aufnahmen zeigen direkt nordöstlich einen weiteren Sternhaufen, welcher in [6] als Haufen #46 verzeichnet ist. Vermutlich verschmelzen beide Sternansammlungen im Okulargesichtsfeld, was den Eindruck einer ca. 20 Bogensekunden messenden länglichen Aufhellung ergibt. C 410 ist mit -10,9 Mag (bei 555 nm) Absoluthelligkeit schon ein recht stattliches Exemplar und zählt zu den so genannten ,,YMC" den ,,Young Massive Clustern". Diese sind sie auch in anderen Galaxien zu finden. Viele davon sind dem Sternfreund mit großem Teleskop zugänglich und von mir auch
1 Ein Ausschnitt aus dem ,,Hodge-Atlas". Die Kantenlänge der Aufnahme beträgt
etwa 28 Bogenminuten.
schon beobachtet (z. B. in IC 1613 oder NGC 6822). Vergleicht man C 410 mit Sternhaufen in unserer eigenen Galaxie, scheinen Westerlund 1 oder der Quintuplet-Sternhaufen mit C 410 vergleichbar zu sein. Charakteristisch ist das relativ geringe Alter dieser sog. YMC. Von Offenen Sternhaufen unterscheiden sie sich neben dem Alter auch durch ihre größere Masse. Ein anderes Merkmal dieser YMC ist deren aus den O-Sternen resultierende blaue Farbe, welche auf Fotografien gut zu erkennen ist. Diese Färbung bleibt dem visuellen Beobachter aber natürlich verborgen.
Baade & Arp erstellten 1964 den ersten Katalog von Emissionsgebieten in M 31. Dieser zählte 688 Objekte. Später listet der französische Astronom Andre Pellet 981 HII-Regionen in M 31, welche er Ende der 1970er-Jahre katalogisierte [4]. Die bislang (Stand 06/2012) umfangreichste Durchmusterung wurde 2011 vorgestellt und listet fast 4.000 Emissionsgebiete [5]. C 410 ist Bestandteil eines Komplexes aus mindestens 10 YMC, welche allesamt die HII-Region Nr. 550 zum Leuchten anregen. Für ,,M31-Verhältnisse" ist Pellet 550 sicher ein auffälliges Objekt und zählt neben dem zunächst als Kugelsternhaufen fehlgedeuteten BH 5 zu den
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leuchtkräftigsten Regionen ([5] und [7]). Mittels Aladin und einer POSS-Rotaufnahme bestimmte ich die Ausdehnung der Region auf ca. 50 Bogensekunden im Durchmesser. Pellet 550 ist auf vielen fotografischen Amateuraufnahmen als sehr kleines, leuchtendes Gebilde samt involvierten Sternhaufen zu sehen. Verglichen mit anderen HII-Regionen, wie etwa den Emissionsgebieten in M 101 oder M 33, allerdings kaum auffällig.
In der Literatur findet man zwei Gründe für die relativ bescheidenen Emissionsgebiete in M 31: Die Neigung der Andromedagalaxie zur Sichtlinie des Beobachters ist ein Grund. Schauen wir z. B. bei M 33 fast direkt auf die Spirale (,,face on") so macht es die Inklination von M 31 mit 12,5 Grad einem Beobachter schon schwerer. M 31 erinnert doch schon fast an eine Galaxie, auf deren Kante wir sehen (,,edge on"). Der andere Grund ist auch die Intensität der Emissionsregionen in M 31. Diese sind z. B. um den Faktor 3,5 kleiner als die Intensitäten der HII-Regionen in M 33, welche ja teilweise sogar Einzug in den NGC gefunden haben!
All diese Faktoren erschweren die visuelle Beobachtung. Hinzu kommt, dass Pellet 550 auf den blauen POSS-Aufnahmen kaum zu erkennen ist - also schlechte Karten für visuelle Beobachter?
In der Tat gibt es zu Emissionsgebieten in M 31 kaum dokumentierte Beobachtungen. Mitte der 90er-Jahre waren diverse HII-Regionen ein Beobachtungsziel meiner damaligen ausführlichen M31Durchmusterungen mit meinem 20-ZollDobson-Teleskop. Unter besseren Bedingungen versuchte ich es nochmals 2011 mit meinem Dobson, diesmal von der Kanareninsel La Palma. Die Skizze in der Abbildung 2 dokumentiert meinen Beobachtungseindruck bei 321-facher Vergrößerung unter einem bescheidenen 5,9-mag-Himmel in den 90er-Jahren. Doch auch 2011, unter ,,gutem palmerischen" Himmel, sah es nicht anders aus. Wie damals reagierte die Region um C 410 auf den UHC-Filter. Jedoch war ich mir nicht ganz sicher, ob es sich nun um das abgeschwächte Licht des Sternhaufens oder tatsächlich um das Leuchten des Emissionsgebietes handelte. Fest steht, dass mit und ohne Filter an der Stelle etwas zu erkennen war. Vielleicht
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2 Skizze der beiden Kugelsternhaufen und des Sternhaufens C 410
bei 321-facher Vergrößerung in einem 50-cm-Teleskop.
habe ich ja die Neugierde einiger erfahrener Beobachter mit größerem Teleskop und/oder besseren Augen geweckt. Über Informationen zu Beobachtungsergebnissen würde ich mich sehr freuen!
Literaturhinweise: [1] J. Bohle, 2003: ,,Mayall II - der
Außenseiter in M 31", VdS-Journal für Astronomie 10, 71 [2] P.W. Hodge, 1980: "Atlas of the Andromeda Galaxy", University of Washington Press, http://ned.ipac. caltech.edu/level5/ANDROMEDA_ Atlas/frames.html [3] W. Brandner, A. Bik, B. Rochau, M. Gennaro, N. Kudryavtseva, A. Stolte, B. Hussmann, H. Zinnecker, 2011: "Massive Stellar Content of Stellar Clusters in M 31's Giant HII Region Pellet 550", http:// sca.iaa.es/sites/sca.iaa.es/files/ proceedings/2011SCA_p215-219. pdf [4] A. Pellet, N. Astier, A. Viale, G. Courtes, A. Maucherat, G. Monnet, F. Simien, 1978: "A survey of H II
regions in M31", Astron. Astrophys. 31, 439P [5] M. Azimlu, R. Marciniak, P. Barmby, 2012: "A New Catalog of HII Regions in M 31", http://www.noao. edu/meetings/m31/files/princeton2012_hand.pdf [6] P. Hodge, O.K. Krienke, L. Bianchi, P. Massey, K. Olsen, 2010: "A photometric catalog of 77 newly recognized star clusters in M31", Publ. Astron. Soc. Pac. 122, 745 [7] P. Barmby, and J.P. Huchra, 2001: "M 31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness", Astron. J. 122, 2458
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Das Galaxienpaar M 51 - NGC 5195
im Sternbild Jagdhunde
von Gerhard Scheerle
Fernglas 8x56 (am 18.05.2007, Gerhard Scheerle in Ostfildern) Die beiden Galaxien sind meist nur als ein 10' großer Gesamtnebel zu sehen. Unter besten Sichtbedingungen ist aber knapp nördlich von M 51 die Begleitgalaxie NGC 5195 als ein Anhängsel an M 51 auszumachen, blickweise sind beide sogar getrennt im Abstand von 6' in PW 0 Grad . Dabei ist M 51 als ein deutliches Nebelfleckchen zu sehen, geschätzt 6' groß und 8,2 mag hell. NGC 5195 ist schwächer und kleiner, schätzungsweise 9,4 mag hell und nur 2' groß.
Newton-Teleskop, Öffnung 114 mm (am 19.06.1995, beobachtet in Ostfildern, sowie am 23.05.1985, beobachtet in Leonberg-Silberberg, von Gerhard Scheerle) M 51 und NGC 5195 bilden ein wunderschönes Galaxienpaar. M 51 erscheint mit der geschätzten Gesamthelligkeit von 8,4 mag sehr hell, mit der Ausdehnung 6' x 6' sehr großflächig und wirkt insgesamt rund. Die Galaxie besitzt einen hellen Kern und einen schwachen Halo, in dem andeutungsweise zwei Spiralarme zu erkennen sind. NGC 5195 befindet sich direkt nördlich von M 51, ist mit 9,6 mag sehr hell, 2,5' groß und rundlich.
Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Öffnung 235 mm (am 26.06.2011, 13.06.2011 und 04.06.2010, beobachtet von Gerhard Scheerle in Ostfildern) M 51/NGC 5195 bilden ein sehr schönes Galaxienpaar. M 51 reicht im Norden bis an NGC 5195 heran (Abstand 5' in PW 20 Grad ). Eine definitive Lichtbrücke zu NGC 5195 ist aber nicht erkennbar. M 51 ist schätzungsweise 8,4 mag hell und erscheint mit einer Ausdehnung von 6' x 5' leicht oval in PW 10 Grad (in Richtung auf NGC 5195). Die Galaxie zeigt sich sehr stark konzentriert. Das sehr helle Kerngebiet ist 1,0' groß und undeutlich struk-
1 Zeichnung von Uwe Glahn, 4 Zoll Öffnung, Newton (f/4),
88-fach, fst besser als 6,5 mag, Seeing III, Sudelfeld/Bayern
2 Zeichnung von Uwe Glahn, 7 Zoll Öffnung, Newton (f/5,3),
159-fach, fst besser als 7,0 mag, Seeing II, Edelweisspitze/ Österreich
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turiert. Der Kern selbst erscheint sternförmig 13,8 mag. Die Außengebiete sind gut erkennbar und merklich strukturiert in mehrere größere Sternwolken, die entlang von zwei erkennbaren Spiralarmen angeordnet sind bzw. diese bilden. Der eine Spiralarm führt halb um den Kern, der andere sogar zu drei Vierteln. Zumeist innerhalb der helleren Spiralarmabschnitte sind acht kleinere Knoten zu erkennen, meist jedoch nur schwach. Sie sind 13,6 bis 14,4 mag hell und 9" bis 18" groß. [Bei ihnen handelt es sich um Assoziationen und HII-Region-Gruppen].
Die Supernova SN 2011dh (am 26.06.2011 mit 12,4 mag) steht ziemlich am SüdostRand von M 51 (Abstand vom Kern 2,5' in PW 125 Grad ) am nordöstlichen Ende eines deutlich zu erkennenden Spiralarmabschnittes. Im Feld befinden sich auch noch zwei Sterne: 13,2 mag in einem Spiralarm (Abstand 1,4' in PW 240 Grad zum Kern) sowie 13,4 mag knapp außerhalb
des Galaxiengebietes (Abstand 4,5' in PW 110 Grad ). NGC 5195 erscheint stark konzentriert, 9,6 mag hell und leicht oval in PW 100 Grad bei einer Ausdehnung von 2,5' x 1,8'. Das hellere Hauptgebiet ist 1,8' x 1,2' groß und in PW 0 Grad orientiert, das engere Kerngebiet 0,8' groß und rundlich. Der Kern selbst zeigt sich sternähnlich, 13,6 mag.
Das Hauptgebiet erscheint zunächst asymmetrisch weil es im Osten wie abgeschnitten aussieht; bei genauem Hinsehen erkennt man hier aber einen schmalen dunklen Einschnitt, jenseits dessen nochmals eine schwache Aufhellung erkennbar wird. Auch im Westen zeigt sich eine lichtschwache Erweiterung, so dass sich die Gesamtgröße zu 2,5' x 1,8' ergibt (Bei dem dunklen Einschnitt handelt es sich um einen vorgelagerten Staub-Spiralarm von M 51. Er ist bei der Ausdehnung von M 51 (6' x 5') nicht eingerechnet.
Ritchey-Chretien-Teleskop, Öffnung 406 mm (am 15.04.2007 und 13.04.2007, beobachtet von Gerhard Scheerle an der Sternwarte Leonberg-Höfingen) M 51 und NGC 5195 bilden eine sehr schöne Doppelgalaxie. Der Abstand beider Kerne beträgt nur 5'. Der Halo von M 51 berührt im Norden NGC 5195. M 51 zeigt sich als eine allgemein helle und stark konzentrierte, 6,5' x 6' große Nebelfläche, in PW 40 Grad leicht oval. Das Kerngebiet ist 1,2' groß, rund und hell, der Kern selbst sternförmig 14,2 mag. Der Halo ist gut erkennbar und zeigt drei Spiralarme! Zwei Spiralarme sind deutlich sichtbar. Der dritte und äußere Spiralarm ist nur schwer erkennbar, dazu noch unterbrochen; sein Ende hängt seitlich an NGC 5195 (was die GesamtAusdehnung auf 8' x 6' vergrößert). Die Gesamthelligkeit beträgt 8,4 mag. Im südlichen Spiralarm steht ein Stern 12,8 mag. Die Begleitgalaxie NGC 5195 ist 9,6
3 Zeichnung von Uwe Glahn, 14,5 Zoll Öffnung, Newton (f/3,8),
202-fach, fst besser als 6,5 mag, Seeing III, Sudelfeld/Bayern
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4 Zeichnung von Andru Matuschka, 14 Zoll Öffnung, Newton
(f/5), 200-fach, fst 6,6 mag, Seeing II-III, Südschwarzwald auf 1.200 m, 75 Minuten Beobachtungszeit
Geschichte
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mag hell und zeigt sich als eine sehr stark konzentrierte, 2,5' x 2' große, in PW 20 Grad leicht elongierte Nebelfläche. Der Kern erscheint sternähnlich 10,0 mag. Die Form erscheint irregulär, besonders weil seitlich eine abseits stehende Aufhellung erkennbar ist, die aussieht, als wäre sie das abgetrennte Ende eines Spiralarmes von M 51 (tatsächlich ist es ein dunkles Staubband von M 51, das von NGC 5195 den Westrand optisch abtrennt).
5
Zeichnung von Rainer Mannhoff, 18 Zoll Öffnung, Newton (f/4,7), 165-240-fach, SQML-Wert 21,50 mag/arcsec2, Donon (Vogesen), Frankreich
Rezension
Andrea Wulf: Die Jagd auf die Venus und die Vermessung des Sonnensystems. Aus dem Englischen übertragen von Hainer Kober C. Bertelsmann, München 2012, 412 Seiten, ca. 60 Abb., Preis: Euro 21,99, ISBN 978-3-570-10095-0
Mit der Astronomie ist es manchmal etwas schwierig. Da bereitet man sorgfältig eine Beobachtungsveranstaltung oder die eigene Beobachtung vor, verlässt das störende Licht der Stadt - und dann ist es wolkig. Angucken kann man sich das dann heutzutage im Internet. Doch was ist das gegen das eigene Erleben und was, wenn mit der Beobachtung eine wissenschaftliche Zielsetzung verbunden werden sollte?
In diesem Jahr ereignete sich ein ganz besonderes Ereignis, der Durchgang der Venus vor der Sonnenscheibe. Viele Amateure der VdS werden es beobachtet haben, von der heimischen Sternwarte oder mit einem guten Fernrohr in günstigen Beobachtungsgebieten. Wer gut vorbereitet war und passendes Wetter vorfand, konnte mit Erfolg rechnen. Soweit nicht schwierig, man wusste, worauf man sich astronomisch und verkehrstechnisch einzustellen hatte.
1761 und 1769 war die ganze Sache mit den Venusdurchgängen ganz schön kompliziert. Man wusste nicht so genau, worauf man sich astronomisch einzustel-
len hatte - und die Verkehrswege ... Es wäre natürlich möglich gewesen, das Ereignis in Rom, Paris, London, Göttingen, Schwetzingen, Greifswald, Bützow ... zu beobachten und viele taten das auch. Die besten Beobachtungsorte lagen aber ganz woanders. Und da begannen die Probleme. Die Orte sollten in Nord-SüdRichtung möglichst weit entfernt sein und außerdem, wenn möglich, an einem Ort sowohl Ein- als auch Austritt beobachtbar sein. Wo lagen die besten Be-
obachtungsorte? Und: Wie konnte man überhaupt dorthin gelangen?
Hier soll nun das Buch von Andrea Wulf eingeführt werden. Es ist nicht auf die astronomische Zielsetzung, die Bestimmung des Abstandes zwischen Sonne
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Wenn dieses Journal erscheint, ist die 9. Tagung ,,Geschichte der Astronomie" in Jena bereits gelaufen. Einen Bericht dazu gibt es im nächsten Heft. Hier finden Sie eine Rezension von Jürgen Hamel. Sie befasst sich mit dem Buch ,,Die Jagd auf die Venus und die Vermessung des Sonnensystems" von Andrea Wulf. Viel Spaß beim Lesen und versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln! Informationen zur Fachgruppe finden Sie auf unserer Webseite http:// geschichte.fg-vds.de.
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und Erde ausgerichtet. Es konzentriert sich auf die Durchgänge von 1761 und 1769. Der Grund für diese Fokussierung liegt in den besonderen Begleitumständen dieser Ereignisse: Die beste Sichtbarkeit lag 1761 u. a. in Sibirien und Indien, 1769 im Hohen Norden, der Südsee und im westlichen Mittelamerika/Mexiko. All dies waren Gebiete, die nur wenig oder kaum erschlossen und kartografiert waren, wohin keine Straßen oder regelmäßig befahrenen Schifffahrtsrouten führten. Zudem befanden sich 1761 die wichtigsten europäischen Länder miteinander im Siebenjährigen Krieg, der auf den Meeren, bis in die Kolonien erbittert geführt wurde. So war jede der Expeditionen zur Beobachtung dieses für die Astronomie so wichtigen Ereignisses ein Abenteuer, ein Wagnis für Leib und Leben - in der Tat kehrten nicht alle Beobachter lebend von ihren Expeditionen zurück - abgesehen vom Unsicherheitsfaktor Wetter, der Unternehmungen selbst nach Jahren währenden Vorbereitungen aufs Grausamste scheitern ließ.
Aus diesen wissenschaftlichen Hintergründen und kulturgeschichtlichen Zusammenhängen hat die Autorin Andrea Wulf ein ganz bemerkenswertes Buch gemacht. Es gelingt ihr, die Vorbereitungen zu den Expeditionen, die Durchführung und die Schicksale der Akteure anhand von Originaldokumenten in geradezu erstaunlicher Lebendigkeit nachzuzeichnen. Sie fügt Auszüge
aus Akademieprotokollen, Briefen der Expeditionsteilnehmer, aus gedruckten und handschriftlichen Expeditionsberichten zu einer schon an sich spannenden und zudem spannend geschriebenen Geschichte zusammen. So gelingt es ihr, ein Bild vom Wissenschaftsbetrieb dieser Zeit zu entwerfen, das durch die Ausweitung ihrer Darstellungen auf die politischen Umstände, auf persönliche Schicksale, Reisemöglichkeiten (oder -unmöglichkeiten?) und schließlich die internationale Zusammenarbeit in Zeiten des Krieges weit über die Astronomie und ihre Geschichte hinausgehende Interessen von Lesern anzusprechen vermag.
Noch etwas verdient unbedingt Erwähnung und macht die besondere Qualität diese Buches aus: Die so spannend geschriebene Geschichte beruht bis ins Detail auf einem subtilen Quellenstudium. Ganz ,,unaufdringlich", weil ja nicht für jeden so wichtig, wird in einem 50 Seiten einnehmendem Anhang Seite für Seite geradezu jeder genannte Fakt und jedes Zitat quellenmäßig nachgewiesen. Damit gewinnt das Buch, was für Sachbücher nicht unbedingt den Standard darstellt, neben dem großen literarischen Wert auch einen wissenschaftlichen. Der Leser kann sich stets gewiss sein, auf dem sicheren Boden von Fakten geführt zu werden. In Anhängen werden Beobachter und Orte der beiden Durchgänge zusammengestellt und auch ein Namens- und Sachregister fehlt nicht. Andrea Wulfs
Buch setzt für dieses Genre Maßstäbe. So wird die ,,Jagd auf die Venus" zugleich ein astronomiehistorisches Buch.
Der Historiker wird gerade diese Verbindung von spannend geschriebener mit akribisch recherchierter Geschichte als einen fundamentalen Vorzug des Buches registrieren, den nicht jeder als wissenschaftlich bezeichnete Bestseller der vergangenen Jahre für sich reklamieren kann.
Es sei erwähnt, dass dieses Venusbuch gleichzeitig in acht Ländern (UK, USA, Deutschland, Holland, Schweden, Italien, Japan, Brasilien) in mehreren Sprachen erschien. Das Original entstand englisch, die deutsche Übersetzung ist sehr gelungen und bleibt am Original in einer angemessenen Sprache.
Da aber ein Rezensent auch immer einen Kritikpunkt finden wird, sei die Fußnote S. 68 erwähnt, wo die Zusammenhänge zwischen Sonnenhöhe und Bestimmung der geografischen Breite doch etwas zu sehr vereinfacht dargestellt werden.
Das Buch von Andrea Wulf setzt Maßstäbe. Es sollte seine Leser noch lange nach dem Venusdurchgang von 2012 finden, denn es hat eine Bedeutung, die weit über die journalistische Begleitung eines aktuellen Ereignisses hinausgeht. Dem kommt dann auch der Verkaufspreis entgegen. Jürgen Hamel
Ein verschwundener Planet
- Die Jupiterbedeckung am 15.07.2012 von Jena aus beobachtet
von Daniel Sebastian
Wir - sechs Mitglieder des Urania e.V. Jena - waren am frühen Morgen des 15. Juli schon vor Mondaufgang vor Ort, am Steinkreuz in Jena, wo man einen wunderbaren Blick auf den Horizont im Osten hat. Nachdem dicke Wolken durchgezogen waren, haben wir erstmal die Teleskope aufgebaut und etwas
1 Der Jupiter nähert sich dem Mondrand. Die ersten Jupitermonde
sind schon nicht mehr zu sehen. (Foto: Jochen Eislöffel)
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Deep-Sky beobachtet, bevor der Mond dann als schöne goldene Sichel am Horizont aufging. Und dieser hatte auch schon den hellen Jupiter im Gepäck und vier seiner Monde noch dazu.
Wir konnten einwandfrei beobachten, wie die Monde des Jupiters - einer nach dem anderen - hinter unserem Mond verschwanden. Als sich der Jupiter dann
dem Mondrand näherte, hörte man öfter Kommentare wie: ,,Gleich ist er weg, der Jupiter! Ich seh' ihn nur noch zur Hälfte!" Mit bloßem Auge war da schon längst kein Planet mehr auszumachen.
Nachdem der Jupiter für eine gute halbe Stunde verschwunden war, zogen immer mehr Wolken auf und man konnte den direkten Austritt am dunklen Mondrand
nur in kurzen Wolkenlücken erahnen. Später lichteten sich noch einmal kurz die Wolken und neben dem Mond strahlte wieder wie gewohnt der helle Jupiter.
VEGA und JuWin - Erstes Regionaltreffen in Jena
von Caroline Reinert
Am 23. Juni 2012 war es endlich soweit: Das erste gemeinsame Regionaltreffen von VEGA, juforum und jDPG im Rahmen der Jugend-Wissenschafts-Initiative (JuWin) fand in Jena statt.
Dafür haben wir einen Rundgang durch die Wissenschafts- und Forschungslandschaft der Universitätsstadt organisiert. Wir starteten am Samstag Vormittag mit 13 Teilnehmern zu einem Besuch des Campus Beutenberg und der Besichtigung zweier ansässiger Institute. Am MPI für Biogeochemie erfuhren wir, wie eigentlich die in der Klimapolitik und in den Medien so oft erwähnten CO2-Bilanzen erstellt werden.
Das Institut für photonische Technologien (IPHT) stellte Eigenentwicklungen in der Medizintechnik vor, bei denen photonische Technologien z. B. zur selektiven Erkennung von Sepsis-Keimen genutzt werden.
Am Nachmittag gab es eine Führung am Institut für Optik und Quantenelektronik (IOQ) der FSU Jena. Dort wurden Themen aus der Starkfeldlaserphysik vorgestellt, mit deren Hilfe man zum Beispiel versucht, das Vakuum zu polarisieren. Nach dem gemeinsamen Abendessen ging es abschließend noch zu einer nächtlichen Stern- und Planetenbeobachtung an der Urania-Sternwarte.
1 Die Teilnehmer des ersten Regionaltreffens von VEGA, juforum und jDPG in Jena.
(Foto: Caroline Reinert)
Für den Herbst ist z. B. schon eine gemeinsame Veranstaltung von juforum und VEGA im Haus der Astronomie in Heidelberg geplant.
Wir hoffen, in nächster Zeit noch mehr Veranstaltungen dieser Art auf die Beine stellen zu können.
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Kleine Planeten
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
In der FG Kleine Planeten der VdS beobachten Sternfreunde Kleinplaneten und Kometen an insgesamt 67 Sternwarten [1]. Diese Zahl ergab sich nach dem Beitritt von Peter Lindner aus Hoyerswerda/ Sachsen, der sich nach der 15. Kleinplanetentagung 2012 in Berlin unserer FG anschloss. Auf seinem Grundstück errichtete er die Sternwarte C43 Hoyerswerda, wobei er seinen Sternwartencode C43 nach der erfolgreichen Astrometrie von Kleinplaneten durch die IAU verliehen bekam.
Ohne das Internet sind viele Beobachtungen schon gar nicht mehr möglich. Weltweit werden die Teleskope der Sternwarten aus der Ferne, über Kontinente hinweg gesteuert. Das ist auch in unserer FG der Fall. Ein Beispiel dafür ist eine Kleinplanetensuche mit der Bezeichnung ,,Teide Observatory Tenerife Asteroid Survey" (TOTAS) [2]. Gleichzeitig ist es ein sehr schönes Beispiel für die Zusammenarbeit zwischen den Profi- und den Amateurastronomen zum gegenseitigen Vorteil und Nutzen.
Längst treffen sich auf den seit 15 Jahren stattfindenden Kleinplanetentagungen nicht nur Mitglieder der FG. Immer im Juni in zeitlicher Nähe zum Vollmond finden diese jährlichen Tagungen statt. Im neuen Jahr 2013 werden wir erstmals außerhalb von Deutschland tagen. Das ist eine Premiere innerhalb der FG. Aber es ist nur eine logische Konsequenz, denn Beobachter aus Österreich, der Schweiz, den Niederlanden und aus Belgien sind Mitglied in der FG.
Jose de Queiroz hat uns nach Falera im schweizerischen Bergkanton Graubünden zur 16. Kleinplanetentagung am 22./23. Juni 2013 [3] ganz herzlich eingeladen. Natürlich, wie kann es auch anders sein, gibt es dort die Sternwarte B67 Mirasteilas - Falera, an welcher Jose de Queiroz erfolgreich Kleinplaneten beobachtet.
1 Jede Stecknadel zeigt stellvertretend eine in der FG Kleine Planeten vertretene
Sternwarte. Jede dieser Sternwarten hat einen von der IAU vergebenen Sternwartencode. Die Karte wurde mit Google Maps erstellt.
Wenn Sie jetzt Lust bekommen haben, vielleicht auch einmal Kleinplaneten zu beobachten, dann sind Sie dazu herzlich eingeladen. Als Mitglied in der FG Kleine Planeten werden Sie Gleichgesinnte treffen und von den Erfahrungen der anderen profitieren.
Hinweise auf Weblinks: [1] http://www.kleinplanetenseite.de/
Versch/IAU-Stw-FG.htm [2] http://vmo.estec.esa.int/totas/ [3] http://www.kleinplanetentagung.ch/
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Kleine Planeten
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Die 15. Kleinplanetentagung - diesmal in der Bundeshauptstadt Berlin
von Markus Griesser
Bereits zum dritten Mal fand im Juni 2012 die Kleinplanetentagung in Berlin statt. Die Bundeshauptstadt bot mit ihren vielen Baustellen zwar zahlreiche Hindernisse, doch mit der S-Bahn und mit einem kurzen Spaziergang durch den wunderschönen Treptower Park ließ sich die ehrwürdige ArchenholdSternwarte bequem erreichen. Die beiden Gastgeber Martina Haupt und Sven Anderson hatten wieder mal mit viel Liebe für das Detail den Anlass organisiert, so dass es den rund 50 Teilnehmenden an nichts mangelte. Und auch bei der Auswahl der Gaststätten für die beiden Dinners am Freitag- und Samstagabend und bei der Wahl der Hotels hatte unser Sternfreunde-Paar mit einem stimmigen Preis-Leistungsverhältnis ein glückliches Händchen.
Beobachtungen mit dem Riesenrefraktor Noch am Freitag entschlossen sich unsere beiden Gastgeber Martina und Sven spontan, nachdem es kurzfristig aufklarte, den schönen Abend für Beobachtungen mit dem 21 m langen RiesenRefraktor der Archenhold-Sternwarte zu nutzen. Und tatsächlich präsentierte sich im Gesichtsfeld ein prächtiger Planet Saturn mit gleich mehreren seiner Monde. Das alte Fernrohr erfüllt also noch immer seinen Dienst. Doch allein schon das Herumturnen auf den stählernen Treppen rund um die Beobachtungsplattform war ein kleines Abenteuer.
Zahlen und Statistiken Unser Fachgruppen-Obmann Gerhard Lehmann servierte den KleinplanetenBeobachtern gleich nach der Begrüßung am Samstag seine mittlerweile bestens etablierten und sozusagen traditionellen statistischen Darstellungen aus dem vergangenen Jahr. Mit 91 Mitgliedern aus sechs verschiedenen Ländern ist die Fachgruppe nach wie vor eine der größten in der VdS. Die sehr aktiven Mitglieder haben seit 1997 weit über 38.000 Asteroiden beobachtet und registrieren bis
heute 2.200 Entdeckungen. Alle Details, auch für die einzelnen Stationen, sind übrigens auf der Homepage der Fachgruppe einsehbar.
Freude und Ärger mit AsteroidenBenennungen Es blieb dann dem Schreibenden vorbehalten, in einem halbstündigen Referat über die Lust und den Frust bei der Benennung von Kleinplaneten zu berichten. Frustrierend kann manchmal die fehlende Kommunikation mit dem Committee für Small Body Nomenclature (CSBN) sein. Wenn ein Name nicht akzeptiert wird, erfährt dies der Antragssteller in der Regel nicht. Immer wieder kommt es auch zu willkürlichen Abänderungen bei den eingereichten Namen oder in den Würdigungstexten, was dann ausgesprochen ärgerlich wird, wenn sich Fehler oder falsche Schreibweisen einschleichen. Eigentlich ist es ja eine schöne Sache, dass man für seine Entdeckungen, wenn dann meist nach Jahren deren Bahn gesichert und eine Nummer vergeben ist, einen Namen vorschlagen darf. Man kann so einen guten Freund, eine geschätzte Institution oder Örtlichkeit gewissermassen an den Himmel heben und viel Freude bereiten. Ich habe mich deshalb sehr dafür ausgesprochen, solche Namensgebungen auch zu feiern, ganz im Sinne meines Titels: ,,Man soll die Feste feiern, wenn sie fallen".
Gerne habe ich dies dann mit meinem Asteroiden (266051) ,,Hannawieser" erläutert. Er ehrt eine Winterthurer Musikerin und Orchesterleiterin. Mit ihr habe ich im Juli 2010 mit großem Aufwand zwei Sternenkonzerte organisiert, bei der auch das Oboen-Konzert C-Dur des Uranus-Entdeckers Sir William Herschel zu einer schweizerischen Erstaufführung kam. Hanna Wiesers großer Verdienst war dabei, dass sie mit viel Mühe und Fantasie eine Partitur dieses großartigen Werkes aufgespürt und sie dann in sehr mühsamer Kleinarbeit mit Kopieren und Kleben in die einzelnen Orchesterstim-
men aufgedröselt und mit ihrem Kirchen-Orchester und mehreren Musikern einstudiert hat. Ich habe ihr damals versprochen: ,,Hanna, mein nächster nummerierter Kleinplanet soll Deinen Namen bekommen!"
Am Abend des 2. Dezember 2011 feierte die Astronomische Gesellschaft Winterthur den neuen Asteroiden (266051) Hannawieser mit 80 geladenen Gästen und im Beisein von Dr. Freimut Börngen, der für dieses Fest den weiten Weg von Jena nach Wiesendangen nicht gescheut hatte. Und auch Walter Krein, der neue Präsident der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft (SAG), würdigte in herzlichen Worten das besondere Ereignis.
Ein Doppel-Asteroid? Über eine faszinierende Sternbedeckung durch den Asteroiden (44) Nysa berichtete unser holländischer Sternfreund Harry Rutten. Er beobachtete das Ereignis am 20. März 2012 mit seinem 14-Zoll-Meade und einer Watec-Videokamera, wobei der 10 mag helle Stern TYC 6273-01033-1 bei der Bedeckung noch ziemlich tief stand, was sich unter anderem in einem ziemlich starken Bildrauschen äußerte. Harry beobachtete ein Wiederaufflackern während der Verdunklung, was sich eigentlich am ehesten durch die Doppelnatur des Asteroiden erklären ließe. Doch Harry blieb vorsichtig in der Interpretation und will weitere Bedeckungen abwarten. Leider finden aber die beiden nächsten Sternbedeckungen durch Nysa in ziemlich südlichen Breiten statt, wo die Beobachter dann auch wesentlich dünner gesät sind.
Archenhold-Sternwarte und ZeissGroßplanetarium Mit Professor Dr. Dieter B. Hermann erzählte eine bekannte Persönlichkeit aus der ehemaligen DDR von den Glanzzeiten der beiden Institutionen und auch vom harten Überlebenskampf nach der Wende. Berlin hat eine sehr alte populärastronomische Tradition, war doch schon
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Kleine Planeten
1 Teilnehmer der 15. Kleinplanetentagung, zu Gast in der Archenhold-Sternwarte
in Berlin. (Bildautor: Gerhard Dangl)
in der 1888 gegründeten ,,Urania" eine Sternwarte integriert. Friedrich Archenhold realisierte mit großen Problemen auf der 1896 geplanten großen Gewerbeausstellung in Berlin ein durch Private und die Gewerkschaften finanziertes Riesenfernrohr von 21 Metern Länge, das allerdings erst nach der Ausstellung fertiggestellt wurde. Obwohl eigentlich vereinbart war, dass das Teleskop nach der Ausstellung wieder abgebaut werden müsse, entschied der Berliner Magistrat, dass es ,,bis auf Weiteres" bestehen bleiben könne. Der ursprüngliche Holzbau wurde später durch einen neo-klassizistischen Steinbau ersetzt. Eine Sternstunde bescherte Albert Einstein der Sternwarte, indem er am 2. Juni 1915 erstmals seine Relativitätstheorie im großen Saal einem breiten Publikum präsentierte.
Archenhold verließ im 70. Altersjahr die Sternwarte und übergab sein Lebenswerk seinem Sohn Jürgen. Doch der junge Archenhold geriet als Jude bald in die Maschinerie der Nazis, musste um sein Leben fürchten und verließ so mit seiner Familie 1936 fluchtartig seine Arbeitsstätte und sein Heimatland. Er floh nach England. Heute leben die Nachfahren weit verstreut in der ganzen Welt, treffen sich aber von Zeit zu Zeit, so auch 1996 zum 100-jährigen Jubiläum der Archenhold-Sternwarte, wieder in Berlin.
Nach dem Krieg wurde die Sternwarte nach und nach ausgebaut und mit weiteren Instrumenten im weitläufigen Garten ausgestattet, doch es gab Ende der 50erJahre auch Ansätze der damaligen Direktion, den großen und leider halt auch sehr störungsanfälligen Refraktor stillzu-
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legen, was ein unersetzlicher Verlust gewesen wäre. Doch in den Jahren 1977 bis 1983 wurde das Instrument mit etlichen Schwierigkeiten restauriert und überlebte so bis heute als ein weltweit einzigartiges technisches Denkmal. Der Refraktor ist nach wie vor funktionstüchtig.
Auch der Bau des Zeiss-Großplanetariums war ein Abenteuer, wie Professor Hermann schilderte. Erich Honecker persönlich eröffnete den Prestigebau. Dass das Planetarium wirklich einem Bedürfnis entsprach, zeigten die 300.000 Besucher alleine im ersten Betriebsjahr. Und auch in den Folgejahren blieben die Besucherzahlen hoch. Doch das änderte sich mit der Wende drastisch. Sowohl die Archenhold-Sternwarte als auch das Großplanetarium waren lange Zeit ernsthaft von der Schließung bedroht, nicht zuletzt, weil es auch in West-Berlin ein Planetarium und eine große Volkssternwarte gab. Heute bilden die ArchenholdSternwarte und das Großplanetarium die Abteilung Astronomie im Deutschen Technikmuseum, haben also wieder eine angemessene Heimat gefunden. Doch das Geld ist nach wie vor knapp und die Zukunft noch immer mit etlichen Unwägbarkeiten bepflastert.
Raumfahrtmissionen zu Asteroiden Dr. Gerhard Hahn vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) bot in seinem Referat einen interessanten Überblick zu all jenen Raumfahrtmissionen, welche Asteroiden zum Ziel hatten oder noch haben. Sensationelle Bilder funkte 1993 die Jupiter-Sonde ,,Galileo" von den Asteroiden ,,Gaspra" und ,,Ida" zur Erde. Als besondere Überraschung
zeigten die Bilder bei der ,,Ida" das Mini-Möndchen ,,Dactyl". Die europäische Sonde ,,Rosetta" besuchte die Asteroiden ,,Stein", ,,Lutetia" und wird im Jahr 2014 den Kometen mit dem unaussprechlichen Namen ,,Tschurjumow-Gerasimenko" ansteuern.
Überaus erfolgreich war dann sieben Jahre später die Mission ,,NEAR Shoemaker", die erst den Asteroiden ,,Mathilde" untersuchte und dann fast ein Jahr lang den NEO ,,Eros", einen 1892 in Berlin entdeckten Amor-Asteroiden, begleitete, um schließlich mit eingeschalteter Kamera eine harte Landung auf ihm zu realisieren.
Aktuell ist die Sonde ,,Dawn" bei der Vesta und fliegt dann bis 2015 weiter zur Ceres. Sehr erfolgreich war die japanische Sonde ,,Hayabusa", die 2010 erstmals eine Probe eines Asteroiden zur Erde zurückbrachte. Sie stammte vom erst 1998 entdeckten Asteroiden ,,Itokawa".
Unter den in Zukunft geplanten Missionen wies Dr. Hahn zunächst auf ,,OSIRISREx" hin. Die Mission soll 2016 starten, 2020 den Asteroiden 1999 RQ36 erreichen und sieben Jahre später mit einer Oberflächenprobe wieder zurück auf der Erde sein. Bei dieser Mission ist das DLR, wie Dr. Hahn erläuterte, mit zwei in Adlershof in Berlin gebauten Instrumenten direkt vertreten. Auch die noch nicht freigegebene europäisch-japanische Mission ,,Marco Polo-R" ist als Sample Return Mission geplant. Sie soll vom primitiven PHA 1996 FG3 Proben zur Erde bringen. Noch weiter entfernt sind dann Missionen, die dem Asteroid Mining dienen sollen. Himmlische Rohstoffgewinnung sozusagen. Aber eben: Aktuell ist das noch Science Fiction.
NEO-Beobachtungen der besonderen Art Bernhard Häusler berichtet gleich von fünf ungewöhnlichen NEOs, die er auf seiner Station B82 mit seinem 12-ZollMeade und einer CCD-Kamera ST10XME beobachtet und astrometriert hat. Und er machte mit seinen Ausführungen auch Mut, selbst dann den Beobachtungseinsatz zu wagen, wenn die Umstände eigentlich auf einen Misserfolg hinweisen. So etwa die beiden Brocken 2010 RF12 und 2003 UV11, die sich beide durch
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sehr hohe Geschwindigkeiten vor dem Sternhintergrund auszeichneten. Präzise Astrometrie war für beide auch deshalb wichtig, weil sie wenige Tage später Ziel für Radarbeobachtungen waren.
Beim 2011 TG2, der am 3. Oktober 2011 immerhin 15,5 mag hell wurde, bestand die Herausforderung darin, neben der ebenfalls recht hohen Verschiebung vor dem Sternhintergrund in der geringen Höhe von nur gerade 16 Grad über dem Horizont Messungen zu realisieren. Einen außerordentlichen Erfolg verbuchte unser Sternfreund dann allerdings am 2011 WN15, der am 11. Dezember 2011 mit nur 18,4 mag in gerade mal 25 Grad Distanz zum Vollmond vom Himmel leuchtete. Mit 135 je 30 Sekunden lang belichteten Bildern und allerlei Tüfteleien bei den Kalibrierungsframes brachte Bernhard den PHA mit sehr ansehnlichen Residuals zur Strecke.
Zum Schluss berichtete Bernhard über das merkwürdige Objekt 2011 UF305. Schon aus Beobachtungen Anfang November bot die Halbwertsbreite (FWHM) Hinweise auf eine kometare Natur dieses von LINEAR entdeckten Asteroiden. Dies bestätigte sich dann am 29. Dezember 2011, indem eine rund 20 Bogensekunden große Koma nachgewiesen wurde. C/2011 UF305 ist sogar ein ziemlich großer Komet, der auf einer hyperbolischen Bahn läuft.
Meteorströme von Kleinplaneten Viele Meteorströme haben ihren Ursprung in einem Kometen, der entlang seiner Umlaufbahn um die Sonne seine Trümmerteilchen in weitem Umkreis verstreut. Dass es auch Zusammenhänge zwischen Meteorströmen und Asteroiden gibt, erläuterte Rainer Arlt, doch diese Ursprünge wurde erst Mitte des 20. Jahrhunderts entdeckt. So lassen sich heute deutliche Zusammenhänge zwischen den jeweils im Dezember aktiven Geminiden und dem Asteroiden (3200) Phaethon nachweisen. Es gibt zusätzliche Hinweise, dass ein etwa vor 1.000 Jahren stattgefundener Crash von Phaethon mit einem anderen Asteroiden die Hauptursache dieses Meteorstromes sein könnte. Der erst 2003 entdeckte Asteroid 2003 EH1 zeigt in seinen Bahnparametern auffällige Übereinstimmungen mit den jeweils im Januar auftretenden
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Quandrantiden. Möglicherweise ist dieser Asteroid auch ein Rest des im 15. Jahrhunderts sichtbar gewesenen Kometen C/1490 Y1, der ebenfalls deutliche Ähnlichkeiten in seinem Bahnverhalten zeigt.
Auch die ESA ist aktiv in der NEOForschung In einem über Skype zugeschalteten Video-Referat berichtete Dr. Detlev Koschny aus Holland über die Aktivitäten der ESA in der NEO-Forschung und insbesondere über das in Italien geplante Datenzentrum für erdnahe Körper. Offenbar werden dort dann verschiedene Datenbanken zusammengeführt - auch eine aus Berlin. Grundlage ist jene von NEODyS, jener Organisation in Italien und Spanien, die sich bekanntlich auch, und unabhängig von der NASA, mit Risikoberechnungen an Virtual Impactors befasst. Seit September 2011 sponsert die ESA diese Gruppe. Die Aktivitäten der ESA erfolgen im Rahmen des ,,Space Situational Awareness Near-Earth Object Programme", über das Detlev als Leiter bereits bei der letzten Kleinplanetentagung in Heppenheim ausführlich berichtet hat.
Sternbedeckungen durch Asteroiden Mit Gerhard Dangl berichtete ein sehr engagiertes Mitglied aus Österreich über ein Gebiet, das zunehmend Freunden aus unserem Kreis Spaß und Bereicherung bringt: Sternbedeckungen durch Asteroiden. Gerhard wohnt im nördlichen Waldviertel in einer noch recht dunklen Ecke Österreichs, wobei das Wetter hier allerdings eher bescheiden und durch häufigen Nebel geprägt sei. Für den Aufbau seines mobilen Equipments seiner Station C47 benötigt er rund anderthalb Stunden. Gerhard beobachtet seit 2003 mit unterschiedlichen Methoden: visuell, mit Video-Aufzeichnungen, mit Driftscan oder auch mit Einzelbildern einer CCDKamera. Die Ergebnisse übermittelt er jeweils an Planoccult, wobei sowohl positive, als auch negative Ergebnisse gemeldet werden und auch wichtig sind. Bei Bedeckungen spielt die Genauigkeit der zeitlichen Erfassung eine sehr wichtige Rolle, denn nur dann kann die Form des Asteroiden genau abgeleitet werden. Gerhard hat bis heute insgesamt 305 Ereignisse beobachtet, davon 42 visuell. Insgesamt 22 dieser Ereignisse waren
positiv. Einige dieser spannenden ,,Sternbedeckungen" zeigte Gerhard dann mit eingespielten Videos.
Mit Hans-Joachim Bode sprach der Altmeister der Bedeckungs-Spezialisten in einem Kurzreferat über die so schwierigen Beobachtungen von Sternbedeckung durch Transneptunische Objekte (TNO). So war Pluto im Juni 2011 gleich für zwei solche Bedeckungen verantwortlich. Für Quaoar waren auf den 17. Februar und den 17. April 2012 Bedeckungen angesagt. Die vielen negativen Resultate erklären sich aus den bis dahin beobachteten sehr kurzen Bahnbögen der ja sehr langsam laufenden TNOs und aus den daraus abgeleiteten relativ unsicheren Voraussagen zum Verlauf der Finsternispfade.
Amateure im Dienste der ESA Am Sonntagmorgen startete Andre Knöfel mit seinem Referat ,,TOTAS - behind the scene" und berichtete über die erfolgreiche Arbeit mit dem 1-m-Teleskop der ESA Ground Station auf Teneriffa. Jeweils während vier Nächten pro Monat dient das mit einer 4000x4000Pixel-CCD ausgerüstete Teleskop der Asteroiden-Suche, wobei Objekte der NEO Confirmation Page des Minor Planet Centers und der Priority List der Spaceguard Foundation angepeilt werden. Beim großen Gesichtsfeld von über 40 Bogenminuten und der tiefen Reichweite des 1-Meter-Spiegels bleiben dabei natürlich auch viele neue Hauptgürtelasteroiden hängen.
Außerdem werden in den Beobachtungsnächten Surveys mit der Bezeichnung ,,Teide Observatory Tenerife Asteroid Survey" (TOTAS) gefahren, deren Ziel in der Entdeckung neuer Kleinplaneten besteht. Dafür arbeitet ein 24-köpfiges Team, das Matthias Busch leitet und in dem neben dem Referenten und Gerhard Lehmann hauptsächlich Sternfreunde aus Heppenheim mitarbeiten. Die über einen Link in der Kleinplaneten-Webseite einsehbare Liste weist aktuell über 500 Entdeckungen aus. Für die Bedienung des Teleskops steht übrigens vor Ort auf Teneriffa ein Nachtassistent zur Verfügung.
Modelle und ihre Lichtkurven Mike Kretlows Referat über die Generierung synthetischer Lichtkurven aus Aste-
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roiden-Modellen war wieder mal ein Fest für fantasiereiche Schreibtischtäter mit fundierten Kenntnissen in angewandter Mathematik. Normalerweise sind ja aus beobachteten Lichtkurven, wie sie beispielsweise Brian Warner in seinem Minor Planet Bulletin regelmäßig publiziert, Rückschlüsse auf die Rotationsdauer und mutmaßliche Form des rotierenden Körpers möglich. Umgekehrt ist das Vorgehen bei den synthetischen Lichtkurven. Aus vorgegebenen, auf dem Computer erzeugten 3D-Modellen von Asteroiden werden mit variablen Parametern eine Art ,,Muster"-Lichtkurven abgeleitet und die dann mit tatsächlich beobachteten Lichtkurven verglichen. Daraus resultieren erheblich präzisere Aussagen über die tatsächliche Form und Rotation von Asteroiden. Gute Übereinstimmung von Modell und tatsächlichem Körper gab es, wie Mike berichtete und zeigte, beispielsweise bei den Asteroiden (17) Thetis, (19) Fortuna und (39) Laetitia.
Mein Weg zu den Asteroiden Sie sind immer wieder auflockernd und inspirierend, jene Vorträge von Sternfreunden, die mit viel Eigeninitiative und Ideenreichtum und dazu mit leidenschaftlicher Handarbeit ihre persönliche Sternwarte liebevoll aufbauen und genießen. Dazu gehört auch Peter Lindner, der mit seinen Ausführungen über die Faszination der wandernden Lichtpünktchen berichtete und so seinen Weg zu den Kleinplanetenbeobachtungen beschrieb.
Peter wohnt in Hoyerswerda im östlichen Deutschland und damit in einer Gegend, die seit der Wende durch den Niedergang der örtlichen Industrie und der damit verbundenen Abwanderung von einst 78.000 Einwohnern auf aktuell gerade noch 32.000 stark gezeichnet ist. Immerhin: Mit dem Rückbau verschiedener Industrieeinrichtungen bekam Peter wieder freie Sicht in Richtung Süden. Und so baute er sich im Sommer 2010 im heimischen Garten für seinen 12-Zöller eine kleine Sternwarte und beschaffte sich dafür eine Kuppel von ScopeDome. Mit viel Liebe fürs Detail und - wie er launig anmerkte - auch für den Rosenbogen der lieben Gattin (!) entstand so unter dem Station Code C43 eine kleine, feine und vor allem gut eingerichtete Sternwarte. Neben dem Hauptinstrument ist auf der Montierung auch noch ein 114 mm/ 500 mm-Newton im Einsatz. Peter beobachtet mit einer Watec-Videokamera und einem Video Time Inserter von Sven Andersson Sternbedeckungen. Auch Astrometrie ist in seinem Tätigkeitsfeld, wobei er mit dem 12-Zöller immerhin die 19. Größe erreicht.
Acht Jahre Fleißarbeit auf der Station A13 Peter Kocher blickte in seinen Ausführungen auf acht intensive Beobachtungsjahre auf der Robert-A.-Naef-Sternwarte im schweizerischen Épendes im Kanton Freiburg zurück. Die Sternwarte enthielt zunächst nur einen historischen Refrak-
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.
Die Frühlingssternbilder sind vor allem für ihre Galaxien bekannt. Wenn sich zeitig im neuen Jahr der Löwe über den
Horizont schiebt, kann man in seinem Haupt die wunderschöne Galaxie NGC 2903 finden. Unser heutiger Gastfotograf Markus Blauensteiner [1] aus Oberösterreich wählte diese große Balkenspirale im Februar 2012 als Motiv und sammelte in drei Nächten am Gahberg Daten für seine tiefe Aufnahme. In den Nächten des 20. und 21. Februars 2012 hinterließ der Kleinplanet (645) Agrippina kurze Strichspuren unterhalb der Galaxie und machte somit die Aufnahme zu einer kosmischen Begegnung (Abb. 1).
Die Galaxie NGC 2903 ist etwas größer als die Milchstraße und ca. 20 Mio. Licht-
tor mit einer 180-mm-Optik aus dem Jahr 1890. Später kam ein C14 hinzu, das dann aber bald durch einen 50-cmHypergraphen von Keller ergänzt wurde. Anstelle der ursprünglichen ST8XE-CCDKamera steht heute eine FLY im Einsatz, die allerdings zeitweilig mit ,,mirakulösen" Streifenmustern aufwartet. Peter war in all diesen Jahren mit Dutzenden von Entdeckungen sehr erfolgreich. Bei seinen Namensgebungen erlebte aber auch er so manche willkürliche Abänderung in seinen Vorschlägen durch das namensgebende Komitee. Doch die Freude an seiner Beobachtungsarbeit kam dem pensionierten Erdkunde-Lehrer deswegen nicht abhanden.
Das nächste Mal in Falera in der Schweiz Mit einem schönen Werbevideo lud Jose de Queiroz am Schluss der Tagung die Asteroiden-Freunde zum nächsten Meeting in sein Heimatdorf Falera im schweizerischen Bergkanton Graubünden ein. Falera liegt in über 1.200 m Höhe mitten in einer malerischen Bergkulisse und verfügt über eine sehr gut eingerichtete Sternwarte mit einem azimutal montierten 90-cm-Spiegelteleskop sowie mit dem ,,Parc la mutta" über eine rekonstruierte Menhir-Anlage aus der Bronzezeit. Die Tagung soll am 22./23. Juni 2013 hier oben über die Bühne gehen, wobei Jose auch Sternfreunde aus Italien und Frankreich einladen will. In diesem Sinn und auf rätoromanisch: ,,Cordial beinvegni!"
jahre von uns entfernt. Entdeckt wurde der 8,8 mag helle Nebelfleck 1784 von Wilhelm Herschel. Im Gegensatz dazu misst (645) Agrippina nur ca. 30 km im Durchmesser und war zum Aufnahmezeitpunkt ungefähr 292 Mio. km von der Erde entfernt und ca. 14,1 mag hell. Entdeckt wurde der Hauptgürtelasteroid 1907 vom amerikanischen Amateurastronomen Joel Hastings Metcalf. Als Geistlicher scheint er einen guten Draht nach oben gehabt zu haben, denn ihm gelangen insgesamt 41 Kleinplanetenund 5 Kometenentdeckungen. Benannt wurde er nach einem gebräuchlichen Namen, den viele Damen im Alten Rom
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Kleine Planeten
Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
1 Die Galaxie NGC 2903 und der Kleinplanet (645) Agrippina, aufgenommen mit einer
150-mm-f/3,5-Flatfieldkamera von der Firma Lichtenkecker und der CCD-Kamera Atik 16HR. (Bildautor: Markus Blauensteiner)
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.
trugen. Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die nachfolgende Tabelle enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine seit Januar 2012 verbesserte Möglichkeit sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann unter http://astrofotografie. hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische. begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Be-
gegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des DeepSky-Objektes oder die Helligkeit des
Hinweise auf Weblinks: [1] Homepage: http://www.deeplook.
astronomie.at/
Daten der im nächsten Quartal gut beobachtbaren ,,kosmischen Begegnungen"
Datum Uhrzeit Kleinplanet
mag Objekt Art
03.01.2013 22:00 (107) Camilla
11,9 Abell12 PN
04.01.2013 22:00 (2022) West
15,4 M 37
OC
12.02.2013 24:00 (4612) Greenstein 15,7 NGC 3626 Gx
14.02.2013 24:00 (8194) Satake 16,0 M 95
Gx
07.03.2013 24:00 (742) Edisona 14,6 M 87
Gx
11.03.2013 24:00 (6808) Plantin 15,4 M 66
Gx
mag Abstand
13,9 11'
5,6
3'
11,8
2'
10,6
4'
9,6
2'
9,7
4'
Abkürzungen: PN=Planetarischer Nebel, OC=Offener Sternhaufen, Gx=Galaxie.
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100 Kometen
Der Komet C/2009 P1 (Garradd)
von Uwe Pilz und Andreas Kammerer
Die Entdeckung Der Komet C/2009 P1 (Garradd) wurde am 13. August 2009 von Gordon John Garradd entdeckt. Er benutzte die 50-cmSchmidt-Kamera des Siding-SpringObservatoriums in Australien. Der Komet hatte seinerzeit eine Helligkeit von 17,5 mag und zeigte eine 15'' große Koma, aber keinen Schweif. Nach den ersten Bahnbestimmungen wurde klar, dass uns ein recht heller Schweifstern bevorstand. Der Komet war bei seinem ersten Nachweis noch fast 9 AE von der Sonne entfernt. So weit draußen sublimiert Wasser noch lange nicht, das geschieht erst unterhalb von 3 AE. Ab 7 AE Sonnenabstand sublimiert Kohlenmonoxid in merklicher Menge. Dieses gefrorene Gas ist zu etwa 15 % in Kometen enthalten. Es ist erstaunlich, dass so weit draußen schon eine Koma nachgewiesen wurde. Dies ist der erste Hinweis auf den Staubreichtum des Kometen - schon eine geringe Menge sublimierten Kohlenmonoxids setzte eine wahrnehmbare Menge Staub frei.
Die Beobachtungen Visuelle Amateursichtungen gelangen ein Jahr nach der Entdeckung von südlichen Standorten aus. Die erste Fachgruppenbeobachtung sandte Werner Hasubick ein, er sah den Kometen am 28. Mai 2011 von Namibia aus. Vier Wochen später stand Garradd so weit nördlich, dass auch Beobachtungen von Deutschland aus möglich waren. Aus dieser Zeit stammen auch erste fotografische Aufnahmen. Die Helligkeit betrug im Frühsommer 2011 bereits 9 mag. Von da an wurde der Schweifstern von der Fachgruppe kontinuierlich bist in den Mai 2012 hinein beobachtet und fotografiert. Eine kleine Pause ergab sich lediglich wenige Wochen um den Periheldurchgang herum, der im Dezember 2011 stattfand. Garradd ist einer der am längsten beobachteten Kometen überhaupt.
Die Schweifstruktur Als außerordentlich staubreicher Komet zeigte Garradd eine interessante Schweifmorphologie. Er wies im Juni
und Juli 2011 einen 45 Grad breiten Staubfächer auf, der an seinen Außenkanten deutlich heller war, so dass der Eindruck zweier Staubschweife mit dazwischen liegendem Staubfächer entstehen konnte. Im August zeigte er nur noch einen nun deutlicher gewordenen einfachen breiten Staubschweif. Ende September begann sich der Staubfächer mit den hellen Außenkanten erneut zu zeigen, zudem konnte erstmals ein noch unauffälliger Gasschweif festgestellt werden, der sich mit der westlichen Schweifkante des Staubfächers überlagerte. Mitte November bildete der Staubfächer mit den zwei hellen Außenkanten erneut einen Winkel von 45 Grad , wobei der nun deutlichere Gasschweif sich weiter mit der westlichen Außenkante überlagerte. Ende Dezember bildete der Staubfächer einen Winkel von etwa 70 Grad , während der Gasschweif mit dem Hauptteil des Staubschweifs (der östlichen Außenkante) einen rechten Winkel bildete. Anfang Februar 2012 bildete dann der hellste Teil des Staubschweifs mit dem Gasschweif
1 Geozentrische Entwicklung von Helligkeit und Koma-
durchmesser des Kometen C/2009 P1 (Garradd) nach visuellen Beobachtungen. Auf der Zeitachse sind die Vollmondzeitpunkte markiert. Grafik Andreas Kammerer.
2
Gas- und Staubproduktion des Kometen C/2009 P1 (Garradd) vor und nach dem
Perihel. Grafik Uwe Pilz.
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Amateurteleskope / Selbstbau
3 Komet C/2009 P1 (Garradd) und der Kugelsternhaufen
M 15 am 01.08.2011 um 01:19 UT, 102 mm/437 mm-Refraktor und ST-8300C-Kamera, Belichtung 20 x 6 min. Aufnahme Bernhard Hubl.
4 Komet C/2009 P1 (Garradd) am 11.08.2011 um 02:57 UT,
305 mm/1.311 mm-Newton und FLIML8300-Kamera, Belichtung 2 x 5 min. Aufnahme David Bender.
5 Komet C/2009 P1 (Garradd) und der offene Sternhaufen
M 71 am 26.08.2011 um 21:15 UT, 254mmb /965 mmAstrograph und FLI 8300-Kamera, LRGB-Belichtung je 8 x 4 min. Aufnahme Michael Jäger.
6 Komet C/2009 P1 (Garradd) und der ,,Kleiderbügel" am
02.09.2011 um 20:53 UT, 88 mm/500 mm-Refraktor und Canon EOS 450D bei ISO 1600, Belichtung 1 x 3 min. Aufnahme Ingo Janiszczak.
7
Komet C/2009 P1 (Garradd) am 14.10.2011 um 18:15 UT, 305 mm/1.311 mm-Newton und FLIML8300-Kamera, Belichtungen in L 2 x 300 s, in RGB je 1 x 200 s. Aufnahme David Bender.
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102 Kometen
einen Winkel von 160 Grad , wobei der Staubschweif aber insgesamt über einen Winkel von 150 Grad schwach erkennbar war. Bei der Passage der Erde durch die Kometenbahnebene am 15. Februar wiesen die beiden hellsten Partien des Staubschweifs - wie erwartet - in genau entgegen gesetzte Richtungen (Öffnungswinkel 180 Grad ), so dass der Komet einen prächtigen Gegenschweif aufwies, der zudem dem Gasschweif entgegengerichtet war. Danach verkleinerte sich der Öffnungswinkel des Staubschweifs wieder und wies Ende März einen Winkel von nur noch 90 Grad auf.
Der Staubschweif konnte ab Anfang Juni 2011 visuell festgestellt werden. Seine maximale scheinbare Länge von 0,5 Grad wies er im Sommer 2011 und während der Passage der Erde durch die Kometenbahnebene Mitte Februar 2012 auf. Absolut betrachtet erreichte der Staubschweif im Sommer 2011 eine maximale Länge von 7 Mio. km. Eine Aussage über die Länge zur Zeit der Passage der Erde durch die Kometenbahnebene ist kaum möglich, da die tatsächliche Länge aufgrund der deutlichen Krümmung des Staubschweifs sicher deutlich größer war, als die 4 Mio. km, die sich unter der Annahme eines von der Sonne exakt weg gerichteten Schweifs ergeben. Plausibler ist die Annahme, dass die Länge des Staubschweifs über viele Wochen hinweg bei etwa 7 Mio. km lag. Der hellste Bereich des Staubschweifs überstrich über die Sichtbarkeit hinweg alle Winkelbereiche! War er im Juni 2011 nach Südwest gerichtet, so rotierte er in den folgenden Monaten stetig über Süd, Ost, Nord, West und war im März 2012 wiederum nach Südwest gerichtet.
Der Gasschweif zeigte sich erstmals Ende September 2011. Er wurde in den folgenden Wochen stetig auffälliger und erreichte im Januar 2012 seine größte Helligkeit und Länge (0,5 Grad = 4 Mio. km), war aber bereits Ende Februar nicht mehr auszumachen. Die ganze Zeit über überlagerte er sich mit dem einen helleren Rand des Staubschweifs, der stetig von der Sonne weggerichtet war. Entsprechend rotierte der Gasschweif während seiner Sichtbarkeit von Ost über Nord nach West.
Der Helligkeitsverlauf Nach seiner Entdeckung blieb die Helligkeit zunächst fast ein Jahr auf einem
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für visuelle Amateure kaum erreichbaren Niveau. Erst im September 2010 erreichte Garradd die 14. Größe und wurde für große Instrumente bei guten Bedingungen sichtbar. Der Komet stand tief am Südhimmel und hielt sich zunächst in den Sternbildern Kranich und Südlicher Fisch auf. Erst im Februar 2011 erreichte er den Wassermann. Objekte auf der Südhalbkugel werden seltener beobachtet, deshalb liegen aus dieser Zeit nur eine Handvoll Helligkeitsbestimmungen vor. Ab Mai 2011 war Garradd leicht für europäische und nordamerikanische Beobachter erreichbar. Seitdem ist die Helligkeitskurve dicht besetzt (Abb. 1). Garradd stieg rasch auf etwa 7. Größe an und verharrte lange Zeit auf diesem Niveau. Für fast ein Jahr blieb er ein Fernglaskomet! Die große Helligkeit erleichterte visuellen Beobachtern das Erkennen von Strukturen in Koma und Schweif. Nach der Perihelpassage im Dezember 2011 nahm die Helligkeit noch einmal leicht zu, der Komet erreichte knapp die Grenze zur Freisichtigkeit. Aus Deutschland sind keine Beobachtungen mit dem bloßen Auge bekannt, aber Juan Gonzales sah von seinem Gebirgsstandort in Nordspanien aus am 1. März 2012 ohne Hilfsmittel einen 6,2 mag hellen Schweifstern. Die Helligkeitsentwicklung wird üblicherweise mit einer Formel der Art
m = mo + 5 x log + 2,5 x n x log r
angenähert. Hierin ist die Erdentfernung und r die Sonnenentfernung des Kometen. Die Werte mo und n stellen Kenngrößen des Kometen dar, absolute Helligkeit und Aktivitätsparameter. Die Absoluthelligkeit gibt an, wie hell der Komet wäre, wenn er sich je 1 AE von Sonne und Erde entfernt befände. Der Aktivitätsparameter ist ein Maß für die Helligkeitsänderung bei Annäherung an die Sonne. Für rein reflektierende Körper gilt eine quadratische Abhängigkeit zwischen Helligkeit und Abstand. Deshalb ergibt sich für ihre (logarithmischen) Magnitudenwerte n = 2. Kometenhelligkeiten ändern sich durch die Ausgasung viel stärker, typisch sind Werte um 4.
Andreas Kammerer näherte die Helligkeitsentwicklung des Kometen Garradd stückweise an [1]. Für die Annäherung an die Sonne bestimmte er mo = 3,8 mag und n = 3,3, nach dem Perihel mo = 4,2 mag und n = 3,1. Seiichi Yoshida näherte den gesamten Verlauf durch einen Satz
Werte an [2] und bestimmte mit mo = 3,2 mag und n = 4,2. Andreas Kammerer erhielt mit diesem Ansatz ein etwas anderes Ergebnis (mo = 4,1 mag / n = 3,0).
Ein Vergleich mit den tabellierten Werten [3] zeigt, dass Garradd einen geradezu typischen Aktivitätsparameter besitzt. Die Absoluthelligkeit ist höher als der Durchschnitt, dies weist auf einen großen Kometenkern und damit auf große Aktivitätsgebiete hin. Der außergewöhnliche Staubreichtum wird durch diese Werte nicht wiedergegeben.
Der Komadurchmesser Nachdem der scheinbare Komadurchmesser in den ersten Monaten recht konstant bei 1,5' lag, stieg er ab Ende Juni 2011 an und erreichte Mitte September einen ersten maximalen Wert von 12'. Danach ging er wieder zurück und lag im November/Dezember bei 10'. Das Maximum von 15' wurde schließlich Mitte Februar 2012 erreicht. Seitdem geht der Komadurchmesser langsam zurück. Der absolute Komadurchmesser stieg in den ersten Monaten langsam von 250.000 km auf 400.000 km an. Zwischen Ende Juni und Mitte Oktober dehnte sich die Koma dann rasch bis auf 875.000 km aus, wobei dieser Wert auch in den folgenden Wochen gehalten wurde. Der maximale absolute Komadurchmesser wurde Ende Januar mit 1 Mio. km erreicht. Danach schrumpfte die Koma wieder und maß Anfang April nur noch 775.000 km. Die Koma selbst war die meiste Zeit über deutlich verdichtet; der Koma-Kondensationsgrad lag vor dem Periheldurchgang ziemlich konstant bei DC 5 bis 5-6. Ab dem Periheldurchgang wurde die Koma dann aber stetig diffuser; der Koma-Kondensationsgrad nahm bis Ende Mai auf DC 2-3 ab.
Die Gas- und Staubentwicklung Aus den visuellen und elektronischen Helligkeitsbestimmungen lassen sich die Gas- und Staubentwicklung ableiten [4]. Für den Kometen Garradd sind die Produktionsraten in der Abbildung 2 dargestellt. Auf den ersten Blick auffallend ist die hohe Staubproduktion vor dem Perihel. Schon bei 6 AE Sonnendistanz wurden 8 Tonnen je Sekunde freigesetzt! Erwarten kann man bei Beginn der Ausgasung einige hundert Kilogramm je Sekunde, das variiert natürlich von Komet zu Komet. Die Staubproduktion steigerte
103
8
Komet C/2009 P1 (Garradd) am 19.11.2011 um 17:30 UT, 203 mm/568 mm-Astrograph und FLI 8300-Kamera, Belichtungen in L 3 x 360 s, in RGB jeweils 1 x 210 s. Aufnahme Michael Jäger.
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Komet C/2009 P1 (Garradd) und der Kugelsternhaufen M 92 am 02.02.2012 um 03:35 UT, 160 mm/530 mm-Newton und Canon EOS 20Da bei ISO 800, Belichtung 10 x 3 min. Aufnahme Heinz Kerner und Thomas Wahl.
9 Komet C/2009 P1 (Garradd)
am 25.12.2011 um 04:56 UT, 203 mm/568 mm-Astrograph und FLI 8300-Kamera, Belichtung 10 x 100 s. Aufnahme Michael Jäger.
11
Komet C/2009 P1 (Garradd) und der Kugelsternhaufen M 92 am
03.02.2012 um 04:20 UT, 508 mm/1.524 mm-Deltagraph und STX-16803-Kamera, Belichtung 6 x 2 min. Aufnahme Norbert Mrozek und
Waldemar Skorupa.
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12 Oben links: Komet C/2009 P1 (Garradd) am 25.02.2012 um
01:37 UT, 305 mm/1.311 mm-Newton und FLIML8300-Kamera, LRGB-Belichtungen jeweils 7 x 5 min. Aufnahme David Bender.
13 Oben rechts: Komet C/2009 P1 (Garradd) am 27.02.2012 um
02:35 UT, 254 mm/965 mm-Astrograph und FLI 8300-Kamera, Belichtungen in L 3 x 300 s, in RGB jeweils 1 x 180 s. Aufnahme Michael Jäger.
14 Links: Komet C/2009 P1 (Garradd) am 25.03.2012 um 21:36
UT, 508 mm/1.524 mm-Deltagraph und STX-16803-Kamera, Belichtung 4 x 2 min. Aufnahme Norbert Mrozek und Waldemar Skorupa.
sich nur recht geringfügig auf knapp 20 t/s im Perihel. Diese starke Staubproduktion ,,weit draußen" ist ungewöhnlich und ist auch die Ursache für die ausgeprägten Schweifstrukturen. Der Schweif hatte genügend Zeit, sich zu entwickeln. Die Gasproduktion hingegen hat einen typischen Verlauf. Die CO-Produktion steigt von anfänglich 50 kg/s bei 6 AE Sonnenabstand auf etwa 200 kg/s bei 4,5 AE an. Unterhalb von 3 AE wird hauptsächlich Wasser freigesetzt. Dessen Freisetzung begann mit etwa 400 kg/s und erreichte 2,5 t/s im Perihel. Zum Vergleich: Spektroskopische Untersuchungen [5] ergaben eine Wasserproduktion von 2,5 t/s für 2 AE Sonnenabstand vor Perihel. Unsere Berechnungen ergeben für diesen Abstand ca. 2,0 t/s, dies ist eine vernünftige Übereinstimmung. Nach dem Perihel fallen Staub- und Gaspro-
VdS-Journal Nr. 44
duktion ab, wobei die Staubproduktion deutlich rascher abfiel als die Gasentwicklung.
Unsere Bildergalerie Über 250 Aufnahmen des Kometen C/2009 P1 (Garradd) befinden sich im Archiv der Fachgruppe Kometen. Die lange Dauer der Sichtbarkeit und die guten Beobachtungsbedingungen mit großen Horizonthöhen bis in Zenitnähe machten es möglich. Außerdem passierte der Komet bei seinem Lauf durch die Sternbilder eine Reihe von Deep-Sky-Objekten in geringem Abstand, wodurch sich weitere reizvolle Motive für die Astrofotografen boten. Für diesen Beitrag haben wir eine kleine Auswahl zusammengestellt.
Literaturhinweise: [1] A. Kammerer, 2012: ,,Kometen-
nachrichten und visuelle Kometenbeobachtungen", Schweifstern 146 [2] S. Yoshida, 2012: "Weekly information about bright comets", http:// aerith.net/comet/weekly/current. html (6. Juni 2012) [3] Fachgruppe Kometen, 2012: ,,Beobachtungshilfen für aktuell beobachtbare Kometen", http://kometen. fg-vds.de/ephdat.htm (19. Juni 2012) [4] U. Pilz und M. Achternbosch, 2012: ,,Die Bestimmung der Staub- und Gasproduktion von Kometen in der Amateurastronomie", VdS-Journal für Astronomie 43, 67 [5] L. Paganini et al., 2012: "The chemical composition of CO-rich comet C/2009 P1 (Garradd) at Rh = 2.4 and 2.0 AU before perihelion", Astrophys. J. Letters (im Druck)
Planeten 105
Wirbelautobahn auf Jupiter
von Werner E. Celnik
Liebe Sternfreunde, liebe Planetenbeobachter!
Basierend auf der Auswertung von Jupiteraufnahmen der Saison 2011/2012 konnten wir den Vorübergang des roten Wirbels ,,Oval BA" auf der Südhalbkugel Jupiters am Großen Roten Fleck für den 12.09.2012, plusminus einige Tage, vorhersagen (vgl. VdSJournal für Astronomie 43, 70). Dieses Bild von Jens Leich, gewonnen am 8.10.2012, zeigt, dass das Oval den GRF überholt hat.
Für eine detaillierte Auswertung dieses Vorübergangs werden jedoch mehr als nur einige Aufnahmen benötigt. Ich bitte alle interessierten Planetenfotografen, die sich daran beteiligen möchten, mir ihre Jupiteraufnahmen zuzusenden. Folgende Angaben werden unbedingt benötigt: - Datum und Uhrzeit der Aufnahme (bei Videos die zeitliche Mitte des Videos)
in Weltzeit (UT) mit einer Genauigkeit von mindestens (!) 30 Sekunden. - Beobachtungsort (Ortsbezeichnung oder geograf. Koordinaten) und Name
des Beobachters - Art und Größe des Instrumentes, effektive Aufnahmebrennweite - Verwendete Kamera, Belichtungsdauer eines Einzelbildes
Dass auch mit kleineren Instrumenten durchaus brauchbare Ergebnisse erzielt werden können, wurde im o.g. Beitrag gezeigt und auch hier wieder von Jens Leich bewiesen. Wir freuen uns auf Ihre Bildeinsendung, bitte an die E-Mail-Adresse des Verfassers.
Vielen Dank!
1
Jupiter am 08.10.2012, aufgenommen zwischen 05:08:11 und 05:10:29 UT mit einem 130-mm-Apo-Refraktor, effektive Brennweite 4.785 mm, Kamera: TIS DMK21.AU618 mit RGB-Filtersatz, Belichtungen in L: 1.000 Frames mit 1/120 s, in R: 800 Frames mit 1/60 s, in G: 600 Frames mit 1/60 s, in B: 250 Frames mit 1/45 s. Videostacking mit AviStack2, Bildbearbeitung mit Fitswork und Photoshop6. Bildautor: Jens Leich, Marienhagen.
Die Jupiterbedeckung durch den Mond am 15. Juli 2012
von Stefan Binnewies, Tobias Binnewies, Gabor Grossmann, Armin Liebig und Rainer Wolf
Stefan und Tobias Binnewies schreiben: ,,Gerade erst 15 Stunden in Kroatien klingelte uns um 3:40 Uhr der Wecker aus dem Schlaf. Mit der bereits auf dem Stativ vormontierten GP-DX-Montierung unter dem Arm ging es raus an den Strand, fast bis an den Spülsaum der Adria um im Osten die Berge des BiokovoGebirges möglichst tief ,,hinter uns" zu lassen. Dann galt es die Montierung mit dem Polsucher auszurichten, den Stundenantrieb zu starten und durch das aufgesetzte 200-mm-Teleobjektiv den Mondaufgang abzuwarten. Was dann kam zeigt die Bildsequenz (Abb. 1):
1
Mond und Jupiter am 15.07.2012, Kamera: Canon EOS 5D mit 200-mm-Teleobjektiv
1:3,5 und ISO 400, Belichtungszeit 3 s bis 1,3 s zwischen 4:22 bis 4:28 MESZ, Bildautoren: Tobias und Stefan Binnewies
106
2 Mond und Jupiter am 15.07.2012, gesehen in Graal-Müritz (Ostseeküste), Zeiss AS
Refraktor 10 mm/1.000 mm, Canon EOS 10D, Fokalaufnahmne um 4:20 MESZ, 1/15 s bei ISO 100. Bildautoren: Armin Liebig und Rainer Wolf.
3 Mond und Jupiter am 15.07.2012 um 4:24 MESZ, gesehen in Graal-Müritz
(Ostseeküste), Canon EOS 10D mit 80-mm-Teleobjektiv, 1/60 s bei ISO 400. Bildautoren: Armin Liebig und Rainer Wolf.
4 Mond und Jupiter am Morgen des 15.07.2012, Digitalkamera Panasonic Lumix FZ150,
Bildautor: Gabor Grossmann. VdS-Journal Nr. 44
Visuell eindrucksvoller als der einige Wochen zuvor erlebte Venus-Transit, strahlend und schön zugleich erhoben sich Jupiter und der Mond hinter dem Gebirge, später in der Dämmerung ergänzt noch durch die Venus - das frühe Aufstehen hatte sich gelohnt!"
Gabor Grossmann schildert seine Eindrücke so: ,,... Die Wetterprognosen für den Nordwesten waren eher schlecht. Überraschend klarte es dann vor Mitternacht doch auf, ab 3:20 Uhr stand ich am Stadtrand auf einer Lichtung. Der Mond tauchte aus den letzten horizontnahen Wolken auf und daneben stand der helle Jupiter. Langsam glitt die Sichel auf den Planeten zu, bei gut 10 Grad Höhe waren die Monde so nah am Erdmond nicht im Fernglas zu erkennen. Es dauerte eine Weile, bis Jupiter endgültig verschwunden war. Doch nun waren Venus und Aldebaran unterhalb des Mondes zu bestaunen. Etwa 20 Minuten dauerte nun die Jupiterbedeckung, der Mond war schön mit Erdlicht zu sehen, der Himmel war klar. Mit 9 Grad C war es für die Jahreszeit recht frisch, aber es blieb windstill. Ab 4:14 Uhr glimmte am oberen Mondrand dann ein Lichtpunkt, der bald heller und größer wurde. Jupiter erschien am dunklen Mondrand. Was für ein Anblick! Und das mit dem aufgehellten Himmel als Hintergrund. Wie gemalt... Das Erscheinen der Jupitermonde war im Fernglas nicht erkennbar, fotografisch ließen sie sich aber dann auch in der hellen Dämmerung um kurz vor 4:30 Uhr MESZ noch nachweisen. Surreal, wie der Jupiter als heller Lichtpunkt auf der Mondsichel thronte. (Mein Video: http://www. youtube.com/watch?v=_Wx0FkHIpTM). Trotz der zunehmenden Morgenhelle war Jupiter nahe dem Mond noch bis 5 Uhr gut zu sehen. Die nächsten gut beobachtbaren Jupiterbedeckungen von Deutschland aus am dunklen Himmel folgen erst am 20.01.2031 und 22.11.2034!
Armin Liebig und Rainer Wolf konnten die guten Wetterbedingungen an diesem Wochenende an der Ostsee nutzen, um einige Aufnahmen der Jupiterbedeckung durch den Mond zu machen (Abb. 2 und 3).
Sonne + Spektroskopie
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ASpekt 12
- Jahrestagung des Fachgruppe Spektroskopie in Bad Boll
von Thomas Hunger
Alljährlich veranstaltet die VdS-Fachgruppe Spektroskopie eine Konferenz, um Anfänger und erfahrene Astrospektroskopiker gleichermaßen zum gegenseitigen Austausch zusammen zu bringen. Vorträge, Diskussionsrunden und der direkte Dialog helfen allen Beteiligten, das durchaus komplexe Thema in all seinen Facetten zu beleuchten und Antworten auf eigene Fragen zu erhalten. Außerdem stärken sie das Miteinander und ganz allgemein den Spaß am eigenen Hobby.
Am Wochenende des 4.-6. Mai 2012 war es wieder soweit: Unsere Jahrestagung fand diesmal an der Evangelischen Akademie im schwäbischen Bad Boll statt. 48 registrierte TeilnehmerInnen zeugen von der hohen Attraktivität des Themas Astrospektroskopie. Da wir dieses Jahr im Süden der Republik Station machten, bestand im Vorfeld Hoffnung, dass sich auch viele Interessenten aus den Anrainerstaaten einfinden. Die Organisatoren um Rainer Borchmann können sicher sehr zufrieden sein, dass die Schweizer Fraktion sehr zahlreich vertreten war, was die Entscheidung, in den Süden zu gehen, nochmals eindeutig rechtfertigte. Die Akademie ist nicht nur ob ihrer inhaltlichen Arbeit bekannt, sondern auch für ihre überaus tagungsfreundliche Atmosphäre und Ausstattung. Für rund 170 erhält man von Freitagabend bis Sonntagmittag ein Einzelzimmer und eine preisgekrönte Küche. Und dies in einer parkähnlichen Umgebung, die den Geist zum Entspannen einlädt.
Wie bewährt trafen die meisten Tagungsteilnehmer schon im Verlaufe des Freitagnachmittags bzw. frühen Abends ein. Gelegenheit zum Abendbrot war auch nach Kantinenschluss freundlicherweise bereitgestellt (das Personal ist eben professionell). Der Abend wurde zum gegenseitigen Kennenlernen und Fachsimpeln im akademieeigenen ,,Cafe Heuss" genutzt.
Gestärkt durch ein Frühstück vom reichhaltigen Buffet, starteten wir am Samstagmorgen in die Konferenz, die vom
Organisator Rainer Borchmann und dem Fachgruppensprecher Thomas Hunger eröffnet wurde. Rolf-Dieter Schad referierte zunächst zum Thema ,,RSpec - spannend für Einsteiger". Dieses von Tom Fields entwickelte und vertriebene Computerprogramm eignet sich hervorragend für Live-Demos mit dem Star Analyzer 100, einem Dispersionsgitter für niedrig aufgelöste Spektren. Man kann damit auch hochauflösende Spektren bearbeiten. Roland Bähr führte im Anschluss seine Arbeiten mit dem Star Analyzer
100 aus. Er studierte HII-Regionen in Galaxien, Seyfert-Galaxien und die Rotverschiebung (!) von Quasaren. Beeindruckend, was mit so einem einfachen Zusatzgerät für rund 100 möglich ist.
Nach einer ersten Kaffeepause berichtete Peter Schlatter zum Thema ,,Transmission in der Atmosphäre". Peter stellte dabei seine noch in der Entwicklung befindliche Software zum ,,Trocknen" von Spektren, also das Entfernen der tellurischen (Wasser-)Linien, live vor. Alle, die sich
Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 1. Halbjahr 2012
Tag
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
Mittel
Januar
51 76 80 93 85 82 76 78 57 58 47 33 61 89 109 115 99 99 81 81 80 70 84 73 60 33 47 34 40 49 60
70,3
Februar
71 45 27 31 25 33 18 14 24 32 33 36 49 42 35 32 32 34 51 41 44 30 37 34 36 35 29 29 17
- -
34,3
März
17 21 44 72 92 93 85 79 88 79 104 82 63 59 59 64 64 51 57 64 52 48 44 66 59 65 61 63 74 65 55
64,2
April
43 58 58 45 42 36 17 15
9 8 20 37 43 43 58 44 66 94 109 127 127 116 108 99 92 84 75 81 79 84 -
63,9
Mai
Juni
77
103
84
121
83
132
73
117
68
127
68
124
71
101
69
84
73
86
71
98
85
112
84
89
83
88
94
96
89
92
97
82
86
62
80
49
93
45
94
23
82
13
62
13
60
13
60
10
71
14
64
32
71
51
76
72
61
89
47
85
68
-
75,6
74,1
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intensiv mit diesem problematischen Thema auseinandergesetzt haben, waren ob der Leitungsfähigkeit von Peters Programm begeistert. Vor dem Mittag berichtet Ulrich Waldschläger über ein für die Gruppe bisher eher exotisches Thema: Die Röntgenfluoreszenzanalyse an Meteroriten. Diese Arbeiten, die er bei der Firma Bruker durchgeführt hat, erlaubten erstmals den detaillierten Blick in Meteoriten und deren Aufbau, und das bei hoher Ortsauflösung. Spannende Ergebnisse, die neue spektroskopische Aspekte aufzeigen.
Nach dem Mittagessen, welches wieder in ausgezeichneter Qualität zubereitet war, berichtete Sander Slijkhuis über ,,Yellow Supergiants for Amateur Spectroscopy". Er zeigte anhand von Beispielsternen wie Cas und HR8752, dass viele Fragen zu dieser Sternklasse noch unbeantwortet sind und die Amateurspektroskopie einen wesentlichen Beitrag zum weiteren Verständnis dieser Sterne leisten kann. Lothar Schanne berichtete im Anschluss über die noch laufende ProAm-Beobachtungskampagne 2009-2012 am bedeckungsveränderlichen Stern Aur. Anhand der spektroskopischen Ergebnisse, die auch durch Amateure erzielt wurden, haben sich viele neue Modellansätze für dieses Doppelsystem ergeben. Spektroskopisch ist die Bedeckung noch immer nicht beendet, obschon der fotometrische vierte Kontakt schon lange verstrichen ist. Neben Daten von seinem eigenen Equipment wertet Lothar mittlerweile auch Messungen des Echellespektrografen von STELLA, dem Roboterteleskop des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP) auf Teneriffa, aus. Anhand der vielen untersuchten Absorptionslinien versucht er die Dynamik der den Primärstern bedeckenden Staubscheibe besser zu verstehen.
Im Anschluss an den Vortragsblock fand im Vorraum unseres sehr schönen Tagungssaales die Postersitzung und
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Kaffeepause statt. Es war reichlich Gelegenheit, die Themen und Beiträge zu diskutieren. Angesichts der hohen Teilnehmerzahl bekam man den Eindruck, man sei auf einer kleinen Messe. Der abschließende Vortragsblock des Samstages begann mit Thomas Eversberg, der eine neue ProAm-Kampagne zu den WolfRayet-Sternen WR 134 und WR 135 in 2013 vorstellte. Ziel ist die Untersuchung der Rotationsgeschwindigkeiten von Wolf-Rayet-Sternen unter ihren undurchsichtigen Sternwinden. Neben der Beteiligung verschiedener Observatorien weltweit ist auch die Durchführung eine Messkampagne am Observatorium Izana, Teneriffa, geplant, an der wieder Amateure vor Ort teilnehmen können. Die konkreten Absprachen mit dem astronomischen Institut der Kanaren laufen gerade. Wir dürfen gespannt sein!
Jürgen Neubert stellte im Anschluss vor, wie das professionelle Datenreduktionspacket ESO-MIDAS, welches für Unix/ Linux verfügbar ist, mittels VMWarePlayer auch unter Windows eingesetzt werden kann. Mit seinem vorbereiteten Softwarepaket ist es nunmehr sehr einfach, Linux und MIDAS auf einem Windows-PC einzusetzen. Tobias Feger berichtete im Anschluss über ,,Das Brennweiten-Öffnungsverhältnis bei der Nutzung von Lichtleitern und deren Anschlüsse". Tobias sprach über seine Erfahrungen und den Schwierigkeiten bei der Verwendung von Glasfasern. Er stellte auch neue Fasertypen vor, die vom runden Querschnitt abweichen und eine offenbar deutlich höhere Effizienz besitzen. Nach einem reichhaltigen Abendessen konnten wir wieder alle in die abendliche Fachsimpelei bei Wein oder Bier einsteigen.
Der Sonntag begann mit einem Beitrag von Manfred Woche zum Thema ,,Spektrographendesign mit ZEMAX". Er stellte einige Grundlagen zum Spektrografenentwurf vor und zeigte viele Beispiele.
1 Die Teilnehmer der ASpekt 12
Unser griechischer Kollege aus Polen Alexandros Filothodoros berichtete über seine Arbeiten zur Auswertung von Flashspektren der Sonne mit der Software Mathematica. Er wertete die Ergebnisse hinsichtlich der Element- und Temperaturverteilung in der Korona aus.
Nach der Kaffeepause starteten die bekannten Pioniere der lichtleitergekoppelten Amateurspektrografen Gerardo Avila und Carlos Guirao mit der Vorstellung ihrer Arbeiten zu Glasfibereinkopplungen und zum Image-Slicer, einem optischen Bauteil zur Erhöhung des spektralen Auflösungsvermögens. Ihre Präsentation beinhaltete eine eindrucksvolle Livedemonstration. Daniel Sablowski beendete die Vortragsreihe zur ASpekt12 mit theoretischen Überlegungen zu fibergekoppelten Echellespektrografen. Eindrucksvoll startete er mit einer praktischen Demonstration über die Wirkungsweise des Lichtleiters anhand der Lichtführung in einem Wasserstrahl.
Nach dem Mittagessen trafen sich die Teilnehmer zu einer abschließenden Runde, um sich über Fachgruppenthemen auszutauschen. Die Ergebnisse sind in der aktuellen Ausgabe des Fachgruppenjournals Spektrum nachlesbar [1].
Nach diesem reichhaltigen Programm war die ASpekt 12 damit schon wieder Geschichte. Wir haben ein intensives Wochenende mit vielen fruchtbaren Diskussion erleben dürfen und dabei neue Freunde kennengelernt. Die Akademie in Bad Boll bot dazu eine hervorragende Tagungsmöglichkeit.
Literaturhinweis: [1] Th. Hunger, 2012: Spektrum -
Mitteilungsblatt der Fachgruppe Spektroskopie 42, 28
Sternbedeckungen
109
Asteroid (351) Yrsa bedeckt den Doppelstern HO 368
von Oliver Klös
Am späten Abend des 17. April 2013 findet eine außergewöhnliche Sternbedeckung durch einen Asteroiden über Deutschland und Österreich statt.
Der etwa 45 Kilometer durchmessende Asteroid (351) Yrsa bedeckt dabei einen Doppelstern. Max Wolf entdeckte (351) Yrsa bereits im Jahr 1892, der Asteroid gehört zum Hauptgürtel. Bisher wurde erst einmal eine Sternbedeckung durch (351) Yrsa beobachtet. Am 13. April 2008 konnten zwei Beobachter in Deutschland eine Bedeckung messen, fünf waren außerhalb des Pfads (Stand Juli 2012) [1]. Der Doppelstern HO 368 (TYC 196201062) wurde von G.W. Hough erstmals im Entdeckungsjahr des Asteroiden vermessen und steht im Sternbild Leo [2]. HO 368 ist zum Bedeckungszeitpunkt etwa 50 Grad über dem südwestlichen Horizont. Die zwei Komponenten des Doppelsterns haben eine visuelle Helligkeit von 9,8 mag bzw. 10,6 mag. Der Abstand der Komponenten beträgt nur 1,4 Bogensekunden bei einem Positionswinkel von 112 Grad laut letzter Messung mittels Interferometrie im Jahr 2001 [3]. Daher wird in vielen Teleskopen der Doppelstern nicht eindeutig getrennt werden können.
Die Schattenpfade der Doppelsternkomponenten haben je eine Breite von 57 Kilometern und verlaufen dabei von Südost nach Nordwest über Österreich und Deutschland. Für die Komponenten des Doppelsterns ergibt sich je eine maximale Bedeckungsdauer von 5,1 Sekunden, die kombinierte Helligkeit von Stern und Asteroid wird dabei um 3,5 mag (Hauptkomponente) bzw. 2,8 mag (Sekundärkomponente) auf die Helligkeit des Asteroiden (13,3 mag) absinken [4].
Visuelle Messungen der Bedeckung sind nicht empfehlenswert. Da die Komponenten so dicht beieinander stehen, ist die visuelle Bestimmung der Bedeckungszeitpunkte sehr schwierig. Videoaufnahmen mit Zeiteinblendung von sogenannten Video Time Insertern sind die zuverlässigste Beobachtungsmethode
1 Die beiden Schattenpfade über Deutschland und Österreich. Der Pfad der Haupt-
komponente ist in grün, der der Sekundärkomponente in blau dargestellt. Die gestrichelten roten Linien stellen das 1-Sigma-Limit der Hauptkomponente dar. Das engere 1-Sigma-Limit der Sekundärkomponente erstreckt sich von der westlichen Pfadgrenze der Hauptkomponente bis 4 Kilometer außerhalb der westlichen rot gestrichelten Linie. Die Bedeckung beginnt im Südosten.
für diese interessante Sternbedeckung. Gerade bei schlechtem Seeing werden die Komponenten zu einem Objekt verschwimmen und dabei wird es nur zu einem Helligkeitsabfall des ,,Gesamtobjekts" (beide Komponenten und Asteroid) kommen, der mittels Software ausgewertet werden muss. Visuelle Beobachter sollten sich aber davon nicht abschrecken lassen und eine Beobachtung versuchen. Im Falle eines wahrnehmbaren Helligkeitsabfalls während einer Bede-
ckung ist es doch ein ungewöhnliches und sehr seltenes Erlebnis.
Die Position der Hauptkomponente ist ungenauer bestimmt als die der sekundären Komponente. Daher sind Unsicherheiten der Berechnungen beider Pfade unterschiedlich. Da Pfadverschiebungen immer möglich sind - viele Beobachter werden sich noch an die Bedeckung durch (472) Roma im Jahr 2010 erinnern - sollten auch die Gebiete weit außerhalb
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Veränderliche
des Pfads mit Beobachtern abgedeckt sein [5]. Das 1-Sigma-Limit der Hauptkomponente (mit einer Wahrscheinlichkeit von 68 Prozent findet irgendwo innerhalb dieser Grenzen die Bedeckung statt) umfasst fast ganz Deutschland bzw. Österreich. Auch außerhalb dieser Grenzen sollte beobachtet werden!
Bei der Vorhersage der Bedeckung handelt es sich um eine sehr frühe Berechnung von Steve Preston. Sie wurde am 1. Juni 2012 erstellt. Diese Vorhersage wird in den Wochen vor der Bedeckung noch aktualisiert werden, besonders neue Bahndaten des Asteroiden können hier noch Pfadverschiebungen hervorrufen. Am 14. Februar 2013 findet eine Bedeckung durch (351) Yrsa über Australien statt [6]. Sollte diese erfolgreich beob-
achtet werden, könnten diese Daten Einfluss auf die Berechnungen haben. Bitte sehen Sie sich ein paar Tage vor der Bedeckung die aktuellsten Vorhersagen auf Steve Prestons Webseite an [7].
Literaturhinweise: [1] E. Frappa: "European Asteroidal
Occultation Results 2008", http:// www.euraster.net/results/2008/index.html#0413-351 [2] G.W. Hough: "Catalogue of 187 New Double Stars and Measures of 152 Double Stars", Astron. Nachrichten 135, 293; http://articles. adsabs.harvard.edu//full/1894AN.... 135..281H/0000153.000.html [3] M. Hartkopf, McAlister, 2001: "Fourth Catalog of Interferometric
Measurements of Binary Stars", http://ad.usno.navy.mil/wds/int4. html [4] S. Preston: "Asteroid Occultation Updates", http:// www.asteroidoccultation. com/2013_04/0417_351_29687. htm; http://www.asteroidoccultation.com/2013_04/0417_351_29686. htm [5] O. Klös, 2011: ,,Erste Ergebnisse der Sternbedeckung durch (472) Roma", VdS-Journal für Astronomie 36, 93 [6] S. Preston, "Asteroid Occultation Updates", http://asteroidoccultation. com/2013_02/0214_351_29493. htm [7] http://asteroidoccultation.com/
Der Bedeckungsveränderliche OW Geminorum
von Andreas Viertel
Der Bedeckungsveränderliche OW Gem (GSC 1332 490) gehört mit einer Periode von 1.258,582 Tagen in seiner Klasse zu den Exemplaren mit der längsten Periode. Er wird nur noch von solchen Exoten wie Epsilon Aur und VV Cep übertroffen. Erstaunlicherweise wurde er erst 1988 als solcher entdeckt. Dan H. Kaiser von der AAVSO bemerkte bei Aufnahmen mit einem 200-mm-Teleobjektiv auf Farbdiafilm, die er zur Entdeckung von Supernovae in Galaxien anfertigte, als Nebenergebnis einen Helligkeitsabfall des Sternes von 8,2 mag auf etwa 10 mag.
Schuld daran, dass sich der leicht beobachtbare helle Stern solange einer Entdeckung entzog, ist die kurze Dauer des Minimums. Es dauert nur etwa 14 Tage, das sind lediglich etwa 1,1 % der Periode! Nachforschungen im Harvard-Plattenarchiv führten auf die o. g. Periode. Damit hat sich der Stern einen Platz in den Annalen der Bedeckungsveränderlichen gesichert.
Beide Komponenten des Sternes sind unterschiedlich gefärbt. Der kleinere und hellere Stern ist weiß (Spektraltyp F 2), der größere und kühlere gelborange (G
8). Während des Hauptminimums wird der hellere Stern von dem wesentlich größeren lichtschwächeren Stern bedeckt, deshalb die etwa zweiwöchige Dauer des Minimums. Das Nebenminimum ist nur 0,1 mag tief und visuell nicht beobachtbar.
Mir selbst ist es gelungen, den Veränderlichen im Minimum in einem 100 mm/ 600 mm-Refraktor bei 37x orangerot inmitten der weißen Vergleichssterne zu sehen. Mit größeren Instrumenten dürfte der Effekt noch wesentlich deutlicher zu sehen sein. Im Maximum überstrahlt die hellere Komponente alles und der Stern erscheint rein weiß.
Aufgrund seiner Periode von knapp 3,5 Jahren konnte in den letzten Jahren nur das in die Wintermonate fallende Hauptminimum alle 7 Jahre beobachtet werden. Das andere fiel in die Sommermonate. Jetzt wechselten die sichtbaren Minima des Sterns in die Frühlings- bzw. Herbstmonate und ein Hauptminimum fiel in die Zeit um den 6. Mai 2012. Das nächste wird Mitte Oktober 2015 am Morgenhimmel zu sehen sein.
Die letzten Minima am 12.02.1995, 02.01.2002, 24.11.2008 und 06.05.2012 wurden von einigen Beobachtern der AAVSO und der BAV beobachtet, was eine schrittweise geringfügige Verbesserung der Genauigkeit der Periode ermöglichte. Shawn Dvorak [1] bestimmte 2008 die Elemente des Sternes zu
JD min 2415779,0 +1258,581 x E
Dem Beobachtungsaufruf auf der Internet-Seite der BAV für 2012 folgten die Beobachter · Franz-Josef (Josch) Hambsch, Belgien,
Astrograph 40 cm, f/6,8, mit CCDKamera FLI ML 16803 · Wolfgang Vollmann, Österreich, 100-mm-Newton visuell, digitale Spiegelreflexkamera · Peter Reinhardt, Österreich, Refraktor 100 mm/640 mm, visuell · Andreas Viertel, Deutschland, Refraktor 120 mm/600 mm, visuell
Einige visuelle Einzelschätzungen kamen noch von Robert Korn, Deutschland, Refraktor 63 mm/840 mm und von Frank Vohla, Deutschland. Erschwerend auf die visuellen Helligkeitsschätzungen wirkte
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Veränderliche
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1 CCD-Lichtkurve in V von Josch Hambsch
2 Visuelle Gemeinschaftslichtkurve
Vollmann-Reinhardt-Viertel
die geringe Höhe des Veränderlichen am abendlichen tiefen Dämmerungshimmel. Erstaunlich trotzdem die erreichte Genauigkeit. Bemerkenswert ist der Buckel im Abstieg zum Minimum der visuellen Lichtkurve. Da er nicht reell sein kann, lohnt sich ein Nachdenken über die Ursache.
Ich neige zu der Ansicht, er ist ein Ausdruck des sog. Purkinje-Effektes. Dieser besagt, dass rote Sterne am Dämmerungshimmel heller geschätzt werden, als sie sind, weil das Auge nicht nur das Stäbchensehen nutzt, sondern bei ausreichender Helligkeit außerdem noch das farbige Zäpfchensehen. Auf die Minimumsbestimmung hat dieser Buckel aber kaum einen Einfluss.
Die einzelnen Beobachter bestimmten die in Tabelle 1 aufgeführten Minimumszeitpunkte. Damit ließe sich ein gemeinsames Minimum innerhalb der Fehlergrenzen bei etwa JD 2456053,5 festlegen.
Allerdings implizieren die wesentlich genaueren Helligkeitsmessungen von F.-J. Hambsch eher einen um wenige Stunden früher liegenden Minimumszeitpunkt. Nach den Ephemeriden sollte das Minimum bei JD 245653,592 eingetreten sein. Es ist erstaunlich, wie nahe auch die visuellen Beobachter an diesem Zeitpunkt liegen! Die Ergebnisse zeigen, dass die Elemente des Sternes nunmehr genau genug bekannt scheinen.
OW Gem April/Mail 2012 - Visuelle Helligkeit
Verbesserungen sind nur noch im Detail zu erwarten. Der verbliebenen Abweichung von etwa 2 Stunden könnte man mit der Beobachtung weiterer Minima nachgehen. Jedes weitere Minimum verbessert die Periode weiter.
Aufgrund der langen Periode und der Physik der beiden Einzelsterne ist von keiner gegenseitigen Wechselwirkung auszugehen, so dass die Periode stabil erscheint. Ist die Beobachtung dieses Sternes nun überflüssig?
Aus astrophysikalischer Sicht sind keine Überraschungen zu erwarten. Es ist aber ein Erlebnis besonderer Art, einen solch hellen Stern mit einer derart langen Periode in seinem Minimum zu beobachten.
Neben ihm sind uns eigentlich nur noch Epsilon Aur und VV Cep erreichbar, wenn auch mit anderer Physik behaftet. OW Gem ist außerdem ein visuell leicht beobachtbarer Stern. Als Vergleichssterne genügen die in der Tabelle 2 gelisteten Sterne.
Die elektronische Beobachtung ermöglicht allerdings eine ungleich genauere Elementenbestimmung, wie in den Bildern der Lichtkurven eindrucksvoll gezeigt.
Literaturhinweis: [1] S. Dvorak, Shawn, 2009: "The
2008 Primary Eclipse of OW Gem", OEJV 100.1
Tabelle 1: Von verschiedenen Beobachtern registrierte Minima
von OW Gem
F.-J. Hambsch F.-J. Hambsch W. Vollmann A. Viertel
JD 2456053,50 JD 2456053,56 JD 2456053,5 JD 2456053,7
+- 0,18 d +- 0,20 d +- 0,1 d +- 0,2 d
(V-Filter) (I-Filter)
Tabelle 2: Für die Helligkeitsschätzung
an OW Gem ausreichende Vergleichssterne
Stern GSC 1333 1277 GSC 1332 564 GSC 1332 578
Helligkeit (mv) 7,92 mag 8,93 mag 9,82 mag
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VdS-Nachrichten
V1016 Ori und BM Ori
- ein Doppelminimum im Trapez des Orionnebels
von Klaus Wenzel
Durch eine Notiz von Wolfgang Vollmann im Newsletter der Zeitschrift Interstellarum wurde ich auf ein relativ seltenes Schauspiel im Zentrum des Orionnebels aufmerksam. In den Abendstunden des 11.02.2012 sollten die beiden Bedeckungsveränderlichen BM Ori (1 Ori B) und V1016 Orion (1 Ori A), beides Mitglieder des Trapezes, gleichzeitig ihr Minimum erreichen. Das Trapez im Herzen von M 42 würde also an diesem Abend vollkommen verändert erscheinen. Dies machte mich zunächst als visueller Deep-Sky-Beobachter neugierig.
Da gerade eine sehr stabile Hochdruckwetterlage vorherrschte, begann ich am 08.02.12 und an den folgenden Tagen mit ersten Beobachtungen, um mich mit der Region vertraut zu machen. Meine Veränderlichenbeobachtung wollte ich auf V1016 Ori (6,7-7,7 mag) konzentrieren, dessen Minimum am 11.02. für 23:31 MEZ erwartet wurde. Aufgrund der relativ langen Periode von 65,43 Tagen ein sicher nicht allzu oft beobachtetes Ereignis. Als Vergleichssterne kamen leider nur die Sterne des Trapezes selbst in Frage, wobei am Abend der Bedeckung BM Ori, der im Normallicht 7,9 mag hell ist, nicht verwendet werden konnte, da er sich ja zeitgleich ebenfalls in seinem Minimum (8,7 mag) befand, was die visuellen Helligkeitsschätzungen natürlich etwas erschwerte. Es blieb als Referenzstern demnach für die fragliche Nacht nur 1 Ori D mit einer Helligkeit von 6,7 mag.
1 Skizze der Zentralregion von M 42 nach älteren visuellen
Beobachtungen vom 22., 23. und 25.02.2003 am 12,5-Zoll-Newton
Am 11.02. beobachtete ich dann im Zeitraum von 17:45 bis 22:30 UT das Feld insgesamt 5x visuell mit meinem 12,5-ZollNewton bei Vergrößerungen zwischen 170- und 375-fach, um die Helligkeit von V1016 Ori einzuordnen. Deutlich konnte ich in diesem Zeitraum von 5 Stunden den Helligkeitsabfall des Bedeckungsveränderlichen im Vergleich mit Stern ,,D" beobachten. Deutlich war auch erkennbar, dass BM Ori im Vergleich zu den Vortagen deutlich schwächer erschien. Das Trapez sah tatsächlich wie erwartet vollkommen verändert aus. Bei einer letzten Beobachtung am Folgetag (12.02.) war alles wieder beim Alten, beide Veränderliche leuchteten wieder in Normalhelligkeit.
2 Gesamtlichtkurve von V1016 Ori für den Zeitraum vom
08. bis 12.02.2012 nach visuellen Beobachtungen am 12,5-Zoll-Newton
Wir begrüßen neue Mitglieder
von Eva Garbe
20172 Kastel
Erik
44149 Dortmund
20174 Lorenzen
Karsten
24629 Kisdorf
20176 Jacobsen
Jens
DK 07000 Fredericia
20177 Kuna
Daniel
48167 Münster
20178 Sänger
Thomas
79540 Lörrach
20179 Krämer
Felix
79102 Freiburg
20180 Sunaga
Sven
56112 Lahnstein
20181 Woede
Georg
46459 Rees (Haldern)
20182 Tessier
Georges
72658 Bempflingen
20184 Karmann
Christian
c/o ,,Sternwarte Wind"
85570 Markt-Schwaben
20185 Dr. med. Büttner Andreas
65366 Geisenheim
20186 Müller
Roland
72074 Tübingen
20187 Fenkl
Hartmut CH 08280 Kreuzlingen
20188 Klümper
Christoph 64297 Darmstadt
20189 Stuchlik
Andreas
76185 Karlsruhe
20190 Hamann
Christian
72280 Dornstetten
20191 20192 20193 20194 20195 20196 20197 20198 20199 20200 20201 20202 20203 20204 20205 20206 20207
Facchinetti Kaufmann Westphal Späder Michetschlaeger Scheler Neumer Tesar Dr. Paelke Friedel Hanke Dr. med. Heintz Willig Ludwig Dr. Hilger Sichelschmidt Krsek
Gianni CH Alwin Stefan Norbert Christoph Klaus Alexander Harald Lutz Michael Klaus Matthias Otto Daniel Almuth Dirk Hans-Michael
08954 79206 90451 88097 81541 55291 67063 64354 32699 34590 14612 58239 56072 64625 52078 47167 16515
Geroldswil Breisach Nürnberg Eriskirch München Saulheim Ludwigshafen Reinheim Exertal Wabern-Hebel Falkensee Schwerte Koblenz Bensheim Aachen Duisburg Oranienburg
VdS-Journal Nr. 44
VdS-Nachrichten
113
VdS-Vorstand aktuell
von Sven Melchert
Zur vierten und letzten Vorstandssitzung im Jahr 2012 trafen sich die Vorstandsmitglieder am 20. Oktober in der VdSGeschäftsstelle in Heppenheim.
Wirtschaftsplan und Mitgliedsbeiträge Der von Schatzmeister Thomas Kessler ausgearbeitete Wirtschaftsplan für das Jahr 2013 sieht einen ausgeglichenen Haushalt der VdS vor. Daher besteht kein Bedarf für eine Erhöhung der Mitgliedsbeiträge; sie werden sich gegenüber 2012 nicht verändern.
Mitgliederversammlung 2013 Als Termin für die kommende VdS-Tagung und Mitgliederversammlung wurde das Wochenende 19./20. Oktober 2013
bestimmt. Nach der derzeitigen Planung peilt der Vorstand als Austragungsort eine Stadt in Norddeutschland an.
Terminplanung für 2013 Wichtige Termine für das kommende Jahr sind: 16. März (Astronomietag), 27. April (Würzburger Frühjahrstagung), 25. Mai (ATT Essen), 15. Juni (Treffen der Fachgruppen), 14. September (Astronomiemesse AME), 15. September (Tag der Luft- und Raumfahrt beim DLR in Köln) und 19./20. Oktober (VdS-Tagung und Mitgliederversammlung). Die Vorstandssitzungen sind für folgende Termine geplant: 26. Januar, 6. April, 13. Juli und 18. Oktober.
Broschüren und Plakate zum Astronomietag Zum Astronomietag am 16. März 2013 wird die VdS die Veranstalter vor Ort wieder mit Broschüren und Plakaten unterstützen. Sie können wie immer über die VdS-Geschäftsstelle bestellt werden. Der Vorstand dankt an dieser Stelle dem Spektrum-Verlag für die kostenlose Beilage dieser Materialien in der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum".
Podium für Sternwarten Die vor zwei Ausgaben im VdS-Journal für Astronomie gestartete Reihe zur Vorstellung der VdS-Mitgliedssternwarten wird fortgesetzt. Der Vorstand strebt an, eine Kartenübersicht der Sternwarten im Internet zu veröffentlichen.
Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten von ,,Sterne und Weltraum"
von Otto Guthier, VdS-Vorstand
Der Vorstand hat in seiner Sitzung am 20. Oktober in Heppenheim über die Beiträge beraten und beschlossen, dass die Mitgliedsbeiträge für 2013 unverändert bleiben. Im Mitgliedsbeitrag sind die kompletten Bezugskosten der Vereinszeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" enthalten. Alle weiteren Leistungen der VdS sind ebenso im Mitgliedsbeitrag inbegriffen.
Die Mitgliedsbeiträge für 2013 betragen demnach:
für Erwachsene
EUR 35,00
für Schüler, Studenten und Auszubildende
EUR 25,00
für Sternfreunde außerhalb der EU
EUR 40,00
einmalige Aufnahmegebühr
EUR 7,00
VdS-Mitglieder können die monatlich erscheinende Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zu deutlich ermäßigten Bezugskosten über die VdS abonnieren. Auch diese Bezugskosten bleiben für 2013 unverändert, wie der Spektrum-Verlag mitteilt.
Die Bezugskosten für ,,Sterne und Weltraum" 2013: Abo Inland: EUR 85,20; für VdS-Mitglieder EUR 66,00 Abo ermäßigt: EUR 64,00; für VdS-Mitglieder EUR 53,00 Abo Ausland: EUR 92,40; für VdS-Mitglieder EUR 73,20
VdS-Mitglieder in Deutschland können auch den ,,Orion", die offizielle Mitteilungsschrift der Schweizer Astronomischen Gesellschaft zum Betrag von 51,00 über die VdS abonnieren.
VdS-Journal Nr. 44
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VdS-Nachrichten
Die 36. Würzburger Frühjahrstagung der VdS
von Otto Guthier
Neben der Bochumer Herbsttagung (BoHeTa), die alljährlich im Spätjahr stattfindet, ist die Würzburger Frühjahrstagung ein wichtiger Termin im astronomischen Veranstaltungskalender für Sternfreunde. Nach der Neuauflage im Jahr 2011, fand am 17. März 2012 die 36. Tagung im Friedrich-Koenig-Gymnasium im Würzburg-Zellerau statt. Der Einladung des VdS-Vorstandes und der astronomischen Arbeitsgemeinschaft des FriedrichKoenig-Gymnasiums folgten rund 100 Sternfreunde aus dem In- und Ausland, denen ein sehr abwechslungsreiches und spannendes Programm geboten wurde. Ziel der neuen Programmgestaltung war die Integration diverser VdS-Fachgruppen. Die Referenten berichteten in interessanten Vorträgen und Präsentationen über die Ergebnisse ihrer Arbeiten (das Vortragsprogramm und ein Bericht ist im Internet unter www.vds-astro.de/Nachrichten einsehbar).
Nach einem Fachvortrag von Prof. Dr. Matthias Kadler, Universität Würzburg, starteten insgesamt 10 Referenten mit ihren Beiträgen. Dabei spannte sich der Bogen von Kometen- und Kleinplanetenbeobachtung über Mond- und Astrofotografie, bis hin zu aktuellen Beobachtungsergebnissen der Jupiter- und Saturnoppositionen. Der Abschlussvortrag begeisterte die Teilnehmer mit ,,Nachthimmel-Aufnahmen im Zeitraffer" von Erich Meyer aus Linz. Der Abend klang für viele Sternfreunde im nahegelegenen Würzburger Hofbräukeller aus. Bis spät in die Nacht wurde ,,gefachsimpelt" und diskutiert.
Allen Referenten sei an dieser Stelle nochmals herzlich gedankt, ebenso wie Herrn Christian Loray und seinen Kollegen, die auch in diesem Jahr mit den Schülern des Friedrich-Koenig-Gymnasiums wesentliche Arbeit am Gelingen dieser Tagung hatten. Schülerinnen und
Schüler des astronomischen Schullabors hatten mitgeholfen und servierten den Sternfreunden Getränke, Kaffee und Kuchen. Vielen Dank!
Nach dem großartigen Erfolg im letzten Jahr startet am 27. April 2013 die 37. Würburger Frühjahrstagung, zu der wir schon heute unsere Mitglieder und Sternfreunde herzlich einladen möchten!
Merken Sie sich unbedingt diesen Termin:
Samstag, 27. April 2013
(10:00 bis 18:00 Uhr)
im Friedrich-Koenig-Gymnasium vor.
Das Vortragsprogramm finden Sie ab Ende Februar 2013 auf der Website der VdS: www.sternfreunde.de. Für die Tagung wird ein Beitrag von 5,00 EUR erhoben, der ausschließlich für die Astro-AG des Gymnasiums gedacht ist.
1 Gruppenfoto der Teilnehmer vom 17. März 2012 vor dem Friedrich-Koenig-Gymnasium
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VdS vor Ort / Tagungsberichte
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Hinweise zur Beitragsrechnung für das Kalenderjahr 2013
von Thomas Kessler, VdS-Vorstand
Dieser Ausgabe des Journals ist wieder eine Beitragsrechnung beigefügt. Da der Versand des Journal für Astronomie Nr. 44 in einer Fensterversandtasche erfolgt, dient das Adressfeld auf der Beitragsrechnung gleichzeitig dem Versand. Wer also dieses Journal in den Händen hält, hat auch eine Beitragsrechnung bekommen. Sollte die Beitragsrechnung nicht mehr vorliegen, wurde sie vermutlich mit dem Umschlag ,,entsorgt". Bitte setzen sie sich in diesem Fall möglichst bald mit mir in Verbindung.
Gegen das Vergessen hilft im Fall der Beitragsrechnung ein möglichst umgehender Zahlungsausgleich, denn eine beiseite gelegte Beitragsrechnung ist schnell vergessen!
Um die Beiträge in Ihrer Steuererklärung geltend zu machen, bedarf es keiner gesonderten Zuwendungsbestätigung. Bis zu einem Betrag (Beitrag/Spende) von nicht mehr als 200,00 EUR genügt der Zahlungsnachweis in Verbindung mit der auf der Beitragsrechnung abgedruckten Bestätigung.
Die Mitgliedsnummer bestand bisher aus vier Ziffern. Da in der Vereinsbuchhaltung fünfstellige Kontonummern geführt werden, wurde die Mitgliedsnummer um eine Ziffer erweitert. Den bisher vierstelligen Mitgliedsnummern wurde eine 1 vorangestellt (so wird aus der Nummer ,,4711" eine ,,14711"). Mitgliedsnummern größer als 9.999 beginnen bereits automatisch mit einer 2 (wer die Nummer ,,20.043" auf seinem Ausweis sieht ist eigentlich Mitglied 10.043).
Sofern sie für ihre Zahlung nicht den vorbereiteten Überweisungsbeleg benutzen, achten sie bitte unbedingt darauf, die Mitgliedsnummer anzugeben. Hinweise auf den Bezug einer Zeitschrift o.ä. sind nicht notwendig, da die Zahlungszuordnung ausschließlich über die Mitgliedsnummer erfolgt.
Allgemeine Hinweise wie eine Änderung der Adresse o.ä. gehören nicht auf die Überweisung! Durch die Vielzahl der zu verbuchenden Zahlungen können solche Hinweise von mir nicht ausgewertet werden. Bitte wenden sie sich mit allgemeinen Hinweisen direkt an die Geschäftsstelle.
Die Beiträge können auch mit Banklastschrift eingezogen werden. Soweit sie am Banklastschriftverfahren teilnehmen wollen und bisher noch keine Bankeinzugsermächtigung erteilt haben, setzen sie sich bitte mit der Geschäftsstelle in Verbindung. Bitte beachten sie, dass Bankspesen, die der VdS durch eine eventuelle Rückgabe der Lastschrift in Rechnung gestellt werden, weiterberechnet werden müssen.
Wegen des hohen Verwaltungsaufwands bei Schecks und wegen der hohen Kosten bei Auslandsschecks werden Schecks, wie in der Beitragsordnung bestimmt, grundsätzlich nicht angenommen.
Bei Überweisungen aus dem Ausland sind folgende Angaben notwendig: Sparkasse Starkenburg BIC/SWIFT-Code = HELADEF1HEP IBAN = DE79509514690000011745
Mitglieder in der Schweiz können, wie in den Vorjahren, direkt auf das Konto der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft (SAG) einzahlen. Ein entsprechender Hinweis ist den betreffenden Beitragsrechnungen beigefügt.
Helfen sie bitte der Geschäftsstelle und ihrem Schatzmeister durch eine rechtzeitige Zahlung des Beitrages bei der Bewältigung der nicht unerheblichen Arbeiten im Zusammenhang mit dem Jahreswechsel. Denken sie bitte auch daran, dass meine Tätigkeit als Schatzmeister - wie auch die Tätigkeit aller Vorstandsmitglieder - ausschließlich ehrenamtlich und damit unentgeltlich erfolgt. Für den Einsatz meiner Freizeit hoffe ich daher als ,,Gegenleistung" auf ihre Zahlungsdisziplin!
Bei Fragen im Zusammenhang mit der Beitragszahlung können sie sich direkt an mich wenden, entweder per E-Mail unter thomas. kessler@vds-astro.de oder schriftlich an Thomas Kessler, Postfach 1930, 21309 Lüneburg. Bitte geben sie dabei möglichst eine Telefonnummer an, da sich viele Fragen telefonisch schneller klären lassen.
Das 21. Internationale Teleskoptreffen ITV am Gederner See
- H-Alpha am Tag, Dobsons in der Nacht
von Walburga und Siegfried Bergthal
Der Campingplatz für Nicht-Camper Vom Donnerstag, dem 17. Mai (Christi Himmelfahrt), bis zum Sonntag, 20. Mai 2012, fand zum 21. Mal das Internationale Teleskoptreffen Vogelsberg ITV statt. Das Teleskoptreffen wird auf dem
1 Mit einem kleinen Stand präsentierte
sich die Vereinigung der Sternfreunde e.V. auf dem ITV 2012.
VdS-Journal Nr. 44
2 Dobsons dominieren das Erscheinungsbild des ITVs
Campingplatz am Gederner See [1] mit reserviertem Bereich für Sternfreunde veranstaltet. Dies hat den Vorteil, dass eine hervorragende Infrastruktur vorhanden ist, die auch mehrere hundert Teilnehmer gut verkraften kann. Toiletten und Duschen mit warmem Wasser können kostenlos benutzt werden. Innerhalb des Campingplatzes gibt es das Restaurant Seeblick mit italienischer und indischer Küche. Zudem einen Kiosk für kleinere Snacks, Eis, Getränke und morgens frische Frühstücksbrötchen. Zudem stehen für Sternfreunde, die weder Zelt noch Wohnmobil haben oder nicht campen wollen, in der näheren Umgebung Ferienwohnungen und Fremdenzimmer zur Verfügung. Gedern selbst ist mit dem Auto in wenigen Minuten zu erreichen; zu Fuß in etwa einer halben Stunde. Alle üblichen Einkäufe können in Gedern getätigt werden. Auf dem Campingplatz wird nachts das Licht abgeschaltet und von 22 Uhr bis 6 Uhr besteht ein Fahrverbot. Direkt außerhalb des Campingplatzes ist ein großer Parkplatz. Sternfreunde, die in der näheren Umgebung übernachten, können dort parken, so dass die Beobachter nachts bei der Abreise nicht gestört werden. Der Campingplatz liegt am Südhang des Naturparks Hoher Vogelsberg ca. 60 Kilometer nordöstlich von Frankfurt (Luftlinie).
verschiedene Ausgaben des Journals für Astronomie und Infomaterial über die VdS e.V. eingeladen, um die Leistungen und Vorteile einer Mitgliedschaft in der Vereinigung der Sternfreunde e. V. auf dem Teleskoptreffen mit einem kleinen Stand präsentieren zu können (siehe Abb. 1). Nachdem wir unser Zimmer bezogen hatten sind wir auf den Campingplatz gefahren und sahen so etwas wie Schnee. Das konnten wir uns aber nicht vorstellen. Auf Nachfragen stellte sich heraus, dass der vermeintliche Schnee, der Rest eines Hagelschauers war, der am Tag zuvor über dem Campingplatz niedergegangen war. Das muss ja heftig gewesen sein, wenn einen Tag später immer noch das kalte Weiß dalag.
Der obligatorische Rundgang Das Schöne an so einem Teleskoptreffen ist sicher die Gemütlichkeit und das Wiedersehen mit alten Bekannten. So haben auch wir uns täglich auf den Weg gemacht, über das ITV-Gelände zu spazieren, hier und da ein ,,Schwätzchen" gehalten, Ideen gesammelt und fotografiert. Viele Selbstbauten dominieren das ITV und da kann man natürlich viele Anregungen für die eigenen anstehenden Projekte bekommen (siehe Abbildung 2). Und für Naturliebhaber bietet sich auch ein Spaziergang rund um den Gederner See an. Schnell stellt man fest, dass das Teleskoptreffen keine so ausgeprägte Männerdomäne ist wie Fachtagungen oder Astro-Messen. Es ist eher ein Familienfest. Insgesamt ist die Atmosphäre sehr entspannt und es kommt keine Hektik auf. Ganz anders verhält es sich bei Fachtagungen und Astro-Messen. Da bleibt oft keine Zeit für den persönlichen Erfahrungsaustausch und das Fachsimpeln untereinander.
Der Flohmarkt am Samstag mit Prämierung von Selbstbauten Der Samstag ist immer der Höhepunkt des ITV. Wolf-Peter Hartmann sah man schon die Tage zuvor immer wieder an den Selbstbauten vorbeischleichen und nach pfiffigen Konstruktionen Ausschau halten. Um 12 Uhr fand dann wie bei je-
Die Wetteraussichten Obwohl die Wetteraussichten nicht zum Besten standen, sind wir am Donnerstagmorgen sehr früh losgefahren. Vermutlich auch deshalb, weil wir unser Zimmer schon reserviert hatten und nicht mehr stornieren konnten. Auf dem Weg nach Gedern haben wir noch einen Abstecher nach Heppenheim zum VdS-Vorsitzenden Otto Guthier gemacht. Wir haben
VdS-Journal Nr. 44
3 Wolf-Peter Hartmann (links) und Martin Birkmaier (Initiator und Veranstalter
des ITV und Inhaber von Intercon-Spacetec) bei der diesjährigen Preisverleihung.
VdS vor Ort / Tagungsberichte
117
4 Die Fa. Optus GmbH war mit Lunt vertreten. 230 Millimeter obstruktionsfreie Öffnung
waren beeindruckend mit der Sonne im H-Alpha Licht.
dem ITV auch dieses Jahr die Prämierung statt (siehe Abb. 3). Der Trend bei den Selbstbauten liegt bei Leichtbau-Dobsons und Äquatorialplattformen für Dobsonteleskope. An die Prämierung schloss sich der Flohmarkt an. Hier bieten nicht nur Sternfreunde ihre gebrauchten Gerätschaften an, sondern auch einige in der Astro-Szene bekannte Händler. Blickfang war auf dem diesjährigen ITV sicher ein H-Alpha-Teleskop der Firma Lunt mit 230 Millimeter freier Öffnung (siehe Abb. 4).
Zusammenfassung und Ausblick Wenn auch das Wetter dieses Mal nicht optimal war, das 21. ITV war eine rundherum gelungene Veranstaltung, die auch eine weite Reise wert war. Ob man nun lieber nachts mit einem großen Dobson Galaxien beobachtet, tagsüber die Sonne im Weiß- oder H-Alpha-Licht beobachten möchte oder ohne Instrument anreist und nur die vielen Selbstbauten bewundern möchte; beim ITV ist für jeden Sternfreund bestimmt etwas dabei. Zusätzlich werden auch Workshops und Vorträge angeboten.
Abschließend möchte ich noch Martin Birkmaier zitieren: ,,Die schönsten Prospekte, der professionelle Touch um-
fangreicher Ausstattung; das alles nutzt nichts, wenn nicht eine brauchbare Bildqualität dahintersteht. Prospekte, Vorführräume und Messen erlauben nur das Ansehen eines Teleskopes. Ich halte das Durchsehen für wichtiger. Deshalb, und auch weil es Spaß macht, bin ich auf verschiedenen Teleskoptreffen mit einigen meiner Teleskope vertreten, und Veranstalter des ITV. Hier können Sie, jeweils unter guten Bedingungen, einmal das Beobachten mit perfekten, großen Newtons bis 20 Zoll erleben. Ebenso können Sie viele verschiedene Teleskope am Nachthimmel miteinander vergleichen. Wenn Sie die Anschaffung eines neuen Teleskopes planen, sollten Sie das unbedingt tun."
In diesem Sinne möchte ich alle VdSMitglieder recht herzlich einladen. Das 22. ITV findet vom 8. bis 12. Mai 2013 statt. Auch wir werden wieder mit dabei sein. Der Eintrittspreis zum ITV beträgt für einen Tag fünf Euro und für Donnerstag bis Sonntag zehn Euro. Hinzu kommen noch die Preise für den Campingplatz. Erwachsene zahlen sechs Euro pro Nacht, Kinder von fünf bis 15 Jahre drei Euro pro Nacht. Die Campingpreise enthalten alle Kosten für Stellplatz, Toilette, Dusche, Warmwasser, Strom und
Müllentsorgung. Eine vorherige Anmeldung ist nicht erforderlich. Weitere Infos findet man auf der Website des Veranstalters [2].
Abschließend sei noch auf den Veranstaltungskalender der VdS e.V. hingewiesen [3]. Es dürfte sich hier um den umfangreichsten Veranstaltungskalender der deutschsprachigen Astro-Szene handeln. Sollte eine Veranstaltung nicht aufgeführt sein, so melden Sie den Termin bitte an: webredaktion@vds-astro.de.
Internethinweise: [1] Campingpark Am Gederner See,
Am Gederner See 19, 63688 Gedern, www.campingpark-gedern.de, Tel.: 06045-952643; Tourismusbüro Gedern www.gedern.de, Tel.: 06045-600825 [2] Website des ITV-Veranstalters: www.teleskoptreffen.de/itv/ [3] Veranstaltungskalender der VdS e.V. in Zusammenarbeit mit Sterne und Weltraum und www.astronomie.de: http://www.vds-astro.de/ fuer-mitglieder/termine.html
VdS-Journal Nr. 44
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VdS vor Ort / Portrait
Mitglieds-Nr. 18332
Die Astronomische Vereinigung Rottweil e.V.
von Marianne Erb
Im Oktober 2001 wurde die Astronomische Vereinigung Rottweil gegründet. Der eingetragene Verein hat zur Zeit 41 Mitglieder. Der Schwerpunkt der Vereinstätigkeiten ist die Astrofotografie und die visuelle Beobachtung. Einige der Vereinsmitglieder verfügen über eigene Sternwarten, die nach Absprache nicht nur von den Vereinsmitgliedern, sondern auch von interessierten Besuchern besichtigt werden können. Viele der Mitglieder verfügen auch über mobiles Equipment, welches bei diversen Anlässen aufgebaut und genutzt wird.
Was unsere Aktivitäten betrifft, so ist der Astronomietag am Rottweiler Römerbad im Frühjahr eine feste Größe geworden, was sich auch an der Besucherzahl zeigt. Auf der jährlich im September stattfindenden Astronomiemesse in VillingenSchwenningen sind wir mit einem Stand vertreten, wo sich Besucher an gebastelten Objekten und anhand der Astrofotografien ein Bild von unseren Tätigkeiten machen können.
Die Astronomische Vereinigung Rottweil verfügt über keinen vereinseigenen Standort mit Geräten, so dass unsere Treffen einmal im Monat im Nebenraum einer sinnigerweise ,,Zur Sonne" benannten Gaststätte stattfinden. Bei fast jedem Treffen stehen Themen mit sehr weitem astronomischen Spektrum auf dem Plan.
Mitglieder der Astronomischen Vereinigung Rottweil bei einer Sonnenbeobachtung.
Da unser Verein ein großes Einzugsgebiet hat (Rottweil, Schwarzwald-Baar und Heuberg) sind die Anfahrtswege teilweise leider sehr lang. Weitere Infos auf der Vereinshomepage: www.astronomie-rw.de
Mitglieds-Nr. 19624
Sternfreunde Münster e.V.
Bei einem Besuch der Fahrradstadt Münster findet man am Westufer des Aasees eine in Deutschland seltene Konstellation: Hier steht ein Naturkundemuseum kombiniert mit einem Großplanetarium. Bereits kurz nach seiner Fertigstellung im November 1981 wurden dort mehrtägige Astronomiekurse angeboten. Im Anschluss an eine dieser Veranstaltungen fanden sich einige Sterngucker zusammen, die darüber hinaus gemeinsam das Hobby Astronomie pflegen wollten. Aus der losen Gruppierung ist im Oktober 1987 ein eingetragener Verein geworden, der seinen Sitz im LWL-Museum für Naturkunde hat. Heute, nach 25 Jahren, zählen die Sternfreunde Münster über 100 Mitglieder, die sich auf vielerlei Weise engagieren.
Monatlich finden Vorträge über alle Themen der Astronomie und Astrophysik, öffentliche Himmelsführungen und Arbeitsgemeinschaften wie zum Beispiel Einsteigerkurse statt. Die Veranstaltungen stehen jedermann - nicht nur den Vereinsmitgliedern - kostenlos offen. Ebenso treffen sich in jedem Monat (außer in den Ferien) die ,,Astrokids". Aktuell nehmen bis zu 14 Kinder an diesen Treffen teil und gestalten außerdem die jährliche Astronomie-Ausstellung der Sternfreunde Münster im November sowie den VdS-Astronomietag mit. Die Sternfreunde Münster bringen dreimal im Jahr die Mitgliederzeitung ANDROMEDA heraus und sind seit dem Jahr 2000 auch mit einer eigenen Webseite im Internet vertreten. Noch im Jahr unseres 25-jäh-
Mitglieder der Sternfreunde Münster vor dem LWL-Museum für Naturkunde
rigen Vereinsjubiläums hoffen wir den Grundstein für unsere Außensternwarte im dunklen Münsterland legen zu können, die dann erst einmal das C14 des LWL-Museums für Naturkunde beherbergen wird.
Weitere Infos: www.sternfreunde-muenster.de
VdS-Journal Nr. 44
VdS vor Ort / Portrait
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Mitglieds-Nr. 19888
Observatorium Aurora - Private Sternwarte der Familie Dölling
von Rolando Dölling
Das Observatorium Aurora liegt am Fuß der Burg Hohenzollern an einem ruhigen Rand der Stadt Hechingen. Es wurde zwischen Sommer und Herbst 2011 im Eigenbau konstruiert.
Die festeingebaute EQ6-Montierung ist auf eine drei Meter hohe schwingungsunabhängige Betonsäule aufgesetzt. Sie ist von einer Holzkonstruktion und einer abfahrbaren Bedachung umgeben. Das technische Equipment besteht zurzeit aus einem schnellen Photonewton 203/800 mm f/4 und einem Refraktor 70/ 400 f/5,6. Eine zweite Montierung EQ5 ermöglicht den mobilen Einsatz unten im Garten und somit die fachliche Erklärung von technischen und praktischen Aspekten der Beobachtung für kleine Kinder und für Menschen mit Behinderungen. Es gibt auch verschiedene Objektive, Kameras für Astrofotografie und Guiding. Eine Beobachtung von lichtschwachen Objekten (bis 11 mag) ist mit dem Equipment visuell möglich. Die Sonne kann mit Hilfe eines Sonnenfilters in Kombination mit H-Alpha, OIII und Farbfilter direkt beobachtet werden. Die meisten Aktivitäten im Observatorium werden allerdings der digitalen und analogen SW- und Farb-Astrofotografie gewidmet (Filmformat 6 x 9 cm und 6 x 6 cm). Beide Teleskopsysteme lassen sich fast zu 100% über einen Rechner per LAN oder WLAN fernsteuern. An einer einfachen Radioteleskop-Antenne und deren Steuerung wird zurzeit gearbeitet, ihr erster Einsatz ist für Sommer 2013 angestrebt.
Blick bei Nacht auf das Observatorium Aurora
Für die jungen Besucher (ab Kindergartenalter) bietet das Observatorium Aurora auch ein einfaches Programm. Begeisterte Jugendliche und Kinder werden an die Sternwarte Zollern-Alb in Rosenfeld-Brittheim und an das Planetarium in Stuttgart verwiesen, wo sie die nächste Steigerung in der Astronomie erleben können. Nach telefonischer Absprache sind kleine Führungen mit Beobachtungen in Deutsch, Spanisch oder Englisch möglich.
E-Mail: sternwarte_aurora@rdoelling.de, Homepage: www.rdoelling.de
Mitglieds-Nr. 12851
Astronomischer Arbeitskreis Mönchengladbach e.V.
Der Astronomische Arbeitkreis Mönchengladbach e.V. (AstroMG) bietet als amateurastronomischer Verein ein breites Angebot für alle astronomisch Interessierten im weiteren Umkreis von Mönchengladbach.
In unserer Sternwarte Mennrather Strasse 80 in Mönchengladbach, am Stadtrand auf dem Wasserwerksgelände der NEW AG in Rheindahlen gelegen, bieten wir in den dunkleren Monaten des Jahres regelmäßig Vortrags- und Beobachtungsabende an. Nach einer Einführung zu einem Thema aus Astronomie, Weltraumfahrt oder Naturwissenschaften im Vortragsraum neben dem denkmalgeschützten Wasserturm geht es zur Sternwarte. Wenn es das Wetter zulässt, zeigen wir den Besuchern einige Objekte zum Vortragsthema oder auch andere astronomische ,,Highlights". In der Regel kommen, sicherlich themenabhängig, bis zu 40 Besucher je Abend.
In der 4-m-Kuppel sind ein 20-Zentimeter-Schmidt-Caissegrain, das 1976 angeschafft wurde, und ein 20-ZentimeterSchiefspiegler (nach Kutter) aus den 1960er-Jahren äquatorial montiert. Auf der Selbstbau-Montierung können dank der elektromotorischen Nachführung auch ,,piggy-back"-Foto-Aufnahmen gemacht werden.
Für Einsteiger bieten wir zur Orientierung am Himmel Sternführungen an - mit Erläuterung der wichtigsten Sternbilder. In Workshops haben wir die Möglichkeit, mit den Besuchern oder den Mitgliedern einzelne Themen intensiver zu erarbeiten.
Die 4-m-Kuppel des Astronomischen Arbeitskreises Mönchengladbach e.V.
Daneben gibt es einen weiteren Schwerpunkt in unserer Arbeit: Wir bieten für Kindergärten, Schulklassen, Vereine oder ähnliche Gruppen individuelle Astronomieabende (Vortrag, Beobachtung, (Kinder-)Geburtstagsfeste u.ä.) an. Zurzeit betreuen wir von September bis April pro Woche zwei bis drei Besuchergruppen außerhalb unserer öffentlichen Veranstaltungen.
Adresse: Astronomischer Arbeitskreis Mönchengladbach e.V. Engelsholt 143 | 41069 Mönchengladbach Telefon: 0 21 61 / 57 31 13 (AB) | Fax: 0 21 61 / 57 31 15 E-mail: info@astro-mg.de
VdS-Journal Nr. 44
JAGDHUNDE
GROSSER BÄR
GIRAFFE Capella
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
LUCHS Castor
Pollux
KREBS
FUHRMANN
ZWILLINGE
Aldebaran
Procyon
KLEINER HUND
Beteigeuze
ORION
SEXTANT
BECHER
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. Januar 0 Uhr MEZ
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS
EINHORN Sirius
HINTERDECK
GROSSER HUND
Rigel HASE
SÜD
Mondphasen im Januar 2013
PERSEUS Algol
ANDROMEDA DREIECK
Jupiter STIER
WIDDER FISCHE
WALFISCH
ERIDANUS
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune. Alle Zeitangaben in MEZ, für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite.
Letztes Viertel 5.1.
Planeten im Januar
Merkur steht im Januar zusammen mit der Sonne am Taghimmel. Seine obere Konjunktion erreicht er am 18. Januar.
Venus ist weiterhin Morgenstern, wird im Laufe des Monats aber schlechter sichtbar. Am 10.1. steht die schmale Mondsichel neben ihr.
Mars will einfach nicht weichen, noch findet man ihn am Abendhimmel im Steinbock. Ende Januar verabschiedet sich der rote Planet.
Jupiter stand am 3.12.2012 in Opposition; noch immer ist er strahlend hell zwischen den Hyaden und Plejaden zu finden.
Saturn macht sich zunehmend am Morgenhimmel bemerkbar. Man findet ihn in der Waage. Am 7.1. steht der Mond bei Saturn.
Uranus zieht seine Bahn in den Fischen und kann abends noch beobachtet werden.
Neptun im Wassermann zieht sich in die Abenddämmerung zurück und ist kein brauchbares Beobachtungsobjekt mehr.
Neumond 11.1.
Erstes Viertel 19.1.
Vollmond 27.1.
Ereignisse im Januar
01.
Kleinplanet (9) Metis (8,5 mag)
in Opposition zur Sonne,
Sternbild Gemini
02.
max. Libration im Mond-NW,
9,0 Grad
02.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Morgenhimmel
02. 05:37 Erde im Perihel (Sonnen-
distanz 0,983 AE)
04.
Maximum Sternschnuppen-
schauer Quadrantiden, ca.
120/h, Radiant im Sternbild
Bootes
04. 20:41 R Canis Majoris Minimum
6,3 mag, Abstieg von 5,7 mag
in rd.1,5 Std.
05. 04:58 Letztes Viertel
05.
Mond bei Spica ( Virginis,
1,1 mag), Morgenhimmel
05. 22:07 Algol (Beta Persei) Minimum
3,4 mag, Abstieg von 2,1 mag
in rd. 3 Std
07.
Mond bei Saturn (0,6 mag),
Morgenhimmel
07. 17h Kleinplanet (9) Metis (8,7
mag) 4' S 28 Geminorum
(5,4 mag)
07. 19:43 RZ Cassiopeiae Minimum
7,7 mag, rd. 2 Std. schneller
Abstieg von 6,2 mag
Weiteres Minimum 13.
19:14 Uhr
09.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), Morgenhimmel
10. 11h Mond erdnah, Winkeldurchm.
33,33'
11. 20:44 Neumond
13.
Mond bei Mars (1,2 mag),
Abenddämmerung
13. 19:14 RZ Cassiopeiae Minimum
7,7 mag, rd. 2 Std. schneller
Abstieg von 6,2 mag
13. 22:50 R Canis Majoris Minimum
6,3 mag, Abstieg von 5,7 mag
in rd.1,5 Std. Weitere Minima
13. 22:50 und 21. 21:38 Uhr.
15.
max. Libration im Mond-SO,
9,3 Grad
19. 00:46 Erstes Viertel
21. 21:38 R Canis Majoris Minimum
6,3 mag, Abstieg von 5,7 mag
in rd.1,5 Std.
22. 12h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,40'
27. 05:39 Vollmond
28.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Abendhimmel
29.
max. Libration im Mond-NW,
8,2 Grad
29. 21:10 Algol (Beta Persei) Minimum
3,4 mag, Abstieg von 2,1 mag
in rd. 3 Std
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
JAGDHUNDE
GROSSER BÄR
LUCHS
Capella FUHRMANN
Algol PERSEUS
Plejaden
Arctur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
Castor Pollux
KREBS
KLEINER HUND Procyon
Spica
SÜDOST
RABE
Sternkarte exakt gültig für 15. Februar 0 Uhr MEZ
BECHER
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS HINTERDECK
SÜD
Mondphasen im Februar 2013
ZWILLINGE
Aldebaran
Jupiter STIER
Beteigeuze
ORION
EINHORN
Rigel
ANUS ERID
Sirius
HASE
GROSSER D HUN
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune. Alle Zeitangaben in MEZ, für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite.
Letztes Viertel 3.2.
Planeten im Februar
Merkur bietet im Februar eine Abendsichtbarkeit. Vom 11. bis 18. wird man ihn gut über dem Westhorizont sehen. Am 8. steht Merkur nur 0,5 Grad neben Mars!
Venus hält sich am hellen Taghimmel auf und ist nachts unbeobachtbar.
Mars kommt am 8. und am 11. noch einmal in den abendlichen Fokus: am 8. nur 0,5 Grad neben Merkur und am 11. zusammen mit Merkur und der Mondsichel.
Jupiter ist Glanzpunkt des Abendhimmels im Sternbild Stier. Am 18. begegnet ihm der zunehmende Mond.
Saturn wird zum Objekt der zweiten Nachthälfte. Am 19. beginnt er seine Oppositionsschleife und bewegt sich in diesen Tagen kaum.
Uranus verabschiedet sich vom Abendhimmel. Erst ab Mitte Juni wird man ihn wieder am Morgenhimmel sehen können.
Neptun hat die Tagschicht übernommen; am 21. steht er in Konjunktion mit der Sonne.
Neumond 10.2.
Erstes Viertel 17.2.
Vollmond 25.2.
Ereignisse im Februar
02.
Mond bei Spica ( Virginis,
1,1 mag), Morgenhimmel
03.
Mond bei Saturn (0,6 mag),
Morgenhimmel
03. 14:57 Letztes Viertel
03. 21:38 RW Tauri Minimum 11,6 mag,
rd. 2 Std. schneller Abstieg
von 8,0 mag auf ein 1,3 Std.-
Minimum gleich bleibender
Helligkeit
04. ca. 03:37 Mond bedeckt 1 Scorpii (3,9 mag), genaue Zeit abh. v.
Beobachtungsort, bis ca. 04:35
05.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), Morgenhimmel
07. 13h Mond erdnah, Winkeldurch-
messer 32,80'
08.
Merkur 0,5 Grad Mars (1,2 mag),
Abenddämmerung
10. 08:21 Neumond
11.
Mond bei Merkur (-0,9 mag)
und Mars (1,2 mag), Abend-
dämmerung
11. 21:38 X Trianguli Minimum 11,3
mag, rd. 1,5 Std. Abstieg von
8,6 mag, weitere Minima tägl.
rd. 45 min früher
12.
max. Libration im Mond-SO, 8,2 Grad
15. 21h Kleinplanet 2012 DA14 zieht
in ca. 40.000 km Abstand an
der Erde vorüber, Geschwin-
digkeit ca. 1,5 Grad /min, Sternbild
der Virgo, Coma, Helligkeit bis
zu 7,5 mag
15. 21:24 R Canis Majoris Minimum 6,3
mag, Abstieg von 5,7 mag in
rd.1,5 Std.
16.
Merkur (-0,5 mag) in größter
Elongation Ost, Abend-
dämmerung
17. 21:31 Erstes Viertel
18.
Mond bei Jupiter (-2,4 mag),
Abendhimmel
18.
Mond in den Hyaden, Abend-
himmel
18. 22:50 CD Tauri Minimum 7,3 mag,
Abstieg von 6,8 mag in rd. 2 Std.
19. 7h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,39'
22. ca. 18:49 streifende Sternbedeckung d.d.
Mond an 1 Cancri (5,8 mag),
entlang einer Linie Schaff-
hausen, Konstanz, Bad
Aibling, Chiemsee, Freilassing
23. 20:12 R Canis Majoris Minimum 6,3
mag, Abstieg von 5,7 mag in
rd.1,5 Std.
24.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Abendhimmel
25.
max. Libration im Mond-NW, 8,1 Grad
25. 05:39 Vollmond
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
BOOTES
JAGDHUNDE
Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
GROSSER BÄR
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
Capella FUHRMANN
LUCHS
Castor Pollux
ZWILLINGE
STIER
KREBS
ORION Beteigeuze
Procyon
KLEINER HUND
Saturn WAAGE
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. März 0 Uhr MEZ
Spica RABE
BECHER
SEXTANT RSCHLANGE
WASSE
SÜD
Mondphasen im März 2013
Alphard
EINHORN
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune. Alle Zeitangaben in MEZ, für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite.
Letztes Viertel 4.3.
Planeten im März
Merkur war bis Ende Februar abends zu sehen und steht im März unsichtbar am Taghimmel. Ende März kann man ihn von südlichen Breiten aus am Morgenhimmel finden.
Venus steht am 28. in oberer Konjunktion mit der Sonne. Sie ist dann nur 10'' groß und vollständig beleuchtet.
Mars und Sonne kommen sich immer näher; nachts ist der rote Planet nicht zu finden.
Jupiter kann noch in der ersten Nachthälfte im Sternbild Stier gesehen werden. Sein Durchmesser schrumpft auf 33''.
Saturn ist rückläufig in der Waage und ein Objekt der zweiten Nachthälfte. Am 29. begegnet ihm der noch fast volle Mond.
Uranus steht am 29. in Konjunktion mit der Sonne und bleibt unbeobachtbar.
Neptun im Wassermann wird weiterhin von der Sonne überstrahlt; er ist nicht sichtbar.
Neumond 11.3.
Erstes Viertel 19.3.
Vollmond 27.3.
Ereignisse im März
01.
Mond bei Spica ( Virginis,
1,1 mag), Morgenhimmel
02.
Mond bei Saturn (0,4 mag),
Morgenhimmel
04. ca. 03:37 Mond bedeckt 9 Scorpii (3,9
mag), genaue Zeit abh. v.
Beobachtungsort, bis ca. 04:35
04.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), Morgenhimmel
04. 22:22 R Canis Majoris Minimum 6,3
mag, Abstieg von 5,7 mag in
rd.1,5 Std.
04. 22:53 Letztes Viertel
05. ca. 03:28 streifende Sternbedeckung
d. d. Mond an HIP83684 (6,3
mag), entlang einer Linie Helgo-
land, Steinau, Ahlerstedt,
Bodenteich, Wittenberg, Laußnitz
06. 0h Mond erdnah, Winkeldurchm.
32,01'
10.
Komet C/2011 L4 (PANSTARRS)
im Perihel, Wechsel auf den
Nordhimmel, Helligkeitsprog-
nose 0 bis 5 mag, W-Horizont,
Abenddämmerung
11.
max. Libration im Mond-SO, 7,6 Grad
11. 20:52 Neumond
12.
Kleinplanet (29) Amphitrite
(9,2 mag) in Opposition zur
Sonne, Sternbild Leo
17.
Kleinplanet (15) Eunomia (9,6
mag) in Opposition zur Sonne,
Sternbild Crater
17.
Mond bei Jupiter (-2,4 mag),
Sternbild Taurus, in den Hyaden
19.
Kleinplanet (14) Irene (8,8
mag) in Opposition zur Sonne,
Sternbild Coma, im Coma-
Galaxienhaufen
19. 4h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,44'
19. 18:27 Erstes Viertel
20. 12:03 Frühlingsanfang, Tagund-
nachtgleiche
24.
max. Libration im Mond-NW,
8,6 Grad
24.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Abendhimmel
27. 10:28 Vollmond
27. 20h Komet C/2011 L4 (PANSTARRS)
4 mag (?) 5,6 Grad O Andromedae
(2,1 mag) und 1,3 Grad W Andro-
medae (3,3 mag), WNW-Himmel,
Abenddämmerung
28.
Mond bei Spica ( Virginis, 1,1
mag), Abendhimmel
29.
Mond bei Saturn (0,4 mag),
Abendhimmel
29.
Kleinplanet (40) Harmonia (9,9
mag) in Opposition zur Sonne,
Sternbild Virgo
31. ca. 23:47 Ende Mondbedeckung von 43
Librae (4,8 mag), genaue Zeit
abh. v. Beobachtungsort
31. 02:00 Umstellung auf MESZ =
MEZ+1h
31. 4h Mond erdnah, Winkeldurchm.
32,69'
Beobachterforum
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Licht aus in Australien
- die Sonnenfinsternis vom 14. November 2012
14.000 Kilometer für zwei Minuten - der Einsatz war hoch, aber für ein Naturschauspiel der besonderen Art scheut der aktive Amateurastronom bekanntlich keine Kosten und Mühen. Zahlreiche Sternfreunde aus aller Welt sind nach Australien gereist, um dort am Morgen des 14. November lokaler Zeit einer totalen Sonnenfinsternis beizuwohnen. Einige erste Eindrücke zeigen wir Ihnen ganz auf die Schnelle in dieser Ausgabe, ein ausführlicher Bericht folgt dann in einem der nächsten Hefte. Herzlichen Dank an die Einsender, die uns direkt aus ,,Down Under" die Bilder per E-Mail geschickt haben!
1 Jürgen Schulz und die Reisegruppe der Sternfreunde aus
Kirchheim erlebten einen wahren Wetterkrimi, bis es zum Höhepunkt am Halloway-Beach bei Cairns endlich die erleichternden Wolkenlücken gab. Die erste Aufnahme zeigt das Diamantring-Phänomen einen Augenblick vor der Totalität.
2 Sonne weg - Korona da! Foto: Jürgen Schulz.
3 Die glücklichen Finsternisreisenden, nachdem der Mond
die Sonne wieder ,,ausgespuckt" hatte. Man beachte den Regenschirm über dem Laptop!
4 Beste Bedingungen an der Ostküste bei Cairns - die Sonne
stand majestätisch über dem küstennahen Regenwald. Der glückliche Fotograf schreibt: ,,Es war Gänsehaut pur!" Foto: Michael Kunze.
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Das zweite Gänsehautbild von Michael Kunze, aufgenommen mit 1000 mm Brennweite, zeigt schöne rote Protuberanzen am Sonnenrand, umrahmt von der zarten Korona.
6
Wird die Tierwelt still und leise bei einer Sonnenfinsternis? Hans Schremmer konnte das vom Palmer River Roadhouse im australischen Outback aus nicht bestätigen. Er schreibt: ,,Die laute tropische Vogelwelt wurde zur Totalität eher noch lauter. Dies mag allerdings auch an den Freudenschreien der SoFi-Beobachter gelegen haben, die die Vogelwelt beunruhigten". Sein erstes Bild zeigt die partiell verfinsterte Sonne kurz nach Sonnenaufgang.
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Die Aufnahme um 6:39:28 Uhr Ortszeit zeigt die verfinsterte Sonne, die Venus und den keilförmigen Erdschatten. Foto: Hans Schremmer.
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Die Korona während der Totalität. Hans Schremmer hat eine Kombination aus 13 Einzelaufnahmen unterschiedlicher Belichtungszeiten erstellt, um die Korona mit Details abzubilden.
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Die ringförmige Sonnenfinsternis am 21.05.2012
von Stefan Meyer
Ich war auf einen wunderschönen Sonnenfinsternistrip nach New Mexico in Albuquerque. Dort gelangen mir einige schöne Aufnahmen der Ringförmigkeit zur Sonnenuntergangszeit. Ich und meine Frau befanden uns auf einer Anhöhe der Sandia Mountains in ca. 1.800 m Höhe und blickten auf die Stadt Albuquerque und das Hinterland. Hier die Kontaktdaten zu den Aufnahmen: Beginn der Ringförmigkeit (2. Kontakt) um 01:33:22 UT, Ende der Ringförmigkeit (3. Kontakt) um 01:37:38 UT.
1 Untergehende Sonnensichel nach
der ringförmigen Finsternis am 21.05.2012, Kamera Canon EOS 450D, Belichtung 1/2.000 - 1/3.500 s, Blende 10-12, 500-1.000 mm Brennweite. (Bildautor Stefan Meyer)
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2 Sonnenringe auf der ,,ROUTE 66"
(Bildautorin Ursula Meyer)
3 Der exzentrische Sonnenring
21.05.2012 in New Mexico, 1 min nach 2. Kontakt, Belichtung 1/650 s, Blende 6, 1.000 mm Brennweite, Canon EOS 60. (Bildautor Stefan Meyer)
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Polarlicht 2012 über Riesa - ,,Aurora Borealis" live erlebt
von Stefan Schwager
Die Sonnenstürme des ersten Halbjahres 2012 haben die Medien bestimmt und auch von der Möglichkeit sichtbarer Polarlichtaktivität über Mitteleuropa wurde dort gesprochen. So hielten Natur- und Sternenfreunde Ausschau nach dem Nordlicht, bisher aber ohne Erfolg, weil Sonnenstürme eben permanenten Schwankungen auf der langen Reise zur Erde unterliegen. Die Reisezeit für die 150 Millionen Kilometer von der Sonne bis zur Erde war länger als vorerst berechnet, so dass keine Möglichkeit in mittleren Breiten bestand, Polarlichter zu sehen. Doch die Intensität der Sonnenstürme nahm stetig zu, so dass nur
noch das Wetter mitspielen musste, um einen geeigneten Beobachtungsposten zu beziehen. Ab Mitternacht lockerten sich die Wolken zunehmend und der Nordhimmel war wolkenfrei.
Also machten sich Christian Bartzsch und Stefan Schwager, die beiden Riesaer Polarlichtjäger mit Kameras und Decken auf den Weg zum Flugplatz Canitz. Kurz vor ein Uhr wurde dann ein heller Lichtschimmer und ein seichter Lichtstrahl im Sternbild Großer Bär sichtbar. Auch kleinere Wolken und Dunst tief am Nordhorizont zeigten sich tief schwarz vor einem sanft beleuchteten Hintergrund. Die
Lichtsäulen bewegten sich langsam von West nach Ost und ab hier bestand kein Zweifel mehr: Polarlicht über Riesa und Deutschland! Energiegeladene Teilchen des Sonnenausbruchs gelangten nach der langen Reise in die obere Atmosphäre und waren stark genug, das kräftige Magnetfeld der Erde zu verformen. Die Energie die sie mitbrachten, schaffte es dann, die Moleküle der Luft zum Leuchten anzuregen, so dass das Nordlicht sichtbar wurde. Als weißer ,,Beamer" mit einer Höhe von bis zu 25 Grad über dem Horizont zog das sichtbare Polarlicht unter dem Polarstern vorbei in Richtung Sternbild Fuhrmann am Nordosthimmel. Das
1-7 Alle Bilder sind mit einer Digitalkamera und Langzeitbelichtungen auf dem
Segelflugplatz Riesa/Canitz entstanden.
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Sternwartenmitglied Sabrina Hofmann bestätigte diese Sichtung aus dem Stadtzentrum, denn sogar dort konnte man bei entsprechender Horizontsicht etwas erkennen.
Die Bewegung wird durch die Polarität und die Ausrichtung des Magnetfeldes bestimmt. Wie eine Wolke scheint es sich leise am Himmel zu bewegen, nur dass das Polarlicht viel höher im Himmel steht, als gewöhnliche Wolken. Dieses geheimnisvolle Leuchten entsteht in einer Höhe von 100 - 400 Kilometern über der Erdoberfläche, so dass eventuelle Wolken immer als dunklere Strukturen stets vor dem Polarlicht sichtbar sind, wenn sie nicht anderweitig, z.B. durch
Lichtverschmutzung der Städte von unten beleuchtet werden. Dies ist ein weiteres klares Erkennungsmerkmal, ein Polarlicht eindeutig zu identifizieren.
Die entstandenen Bilder auf Digitalkamera und Dia-Film zeigen nun sogar noch die Farben der Aurora, welche für das menschliche Auge eher schwer zu erkennen waren. Das farbige Licht ist nur in sehr intensiven, starken Nordlichtern zu sehen. Anfänglich begann sich das Polarlicht als heller Schimmer zu zeigen und konnte bei starken Aktivitäten farbig gesehen werden.
Polarlichter sind normalerweise in den Regionen der Polarkreise zu sehen, da
hier das Erdmagnetfeld seine Pole hat. Skandinavien, Sibirien, Kanada, Island, Grönland, Alaska oder Antarktis und Südlichstes Amerika zeigen fast täglich eine Aurora am Nachthimmel. Da dieses Licht im direkten Zusammenhang mit der Sonnenaktivität steht, gibt es schwankende und nicht vorhersagbare Sichtbarkeitszeiten und Sichtbarkeitszonen.
Letzte Nacht hatte auch Mitteldeutschland einmal Glück, für wenige Minuten etwas Nordlicht zu sehen. Ein tolles Erlebnis, welches in den kommenden Monaten immer mal wieder möglich sein wird, da die Sonne gerade ihr Aktivitätsmaximum anstrebt, welches in den Jahren 2013/14 erwartet wird.
Visuelle Farbbeobachtungen von Deep-Sky-Objekten
von Rainer Töpler
Die Idee, Nebel und Galaxien in Farbe zu beobachten und das ohne Zuhilfenahme der Fotografie mag im ersten Moment ziemlich verwegen erscheinen, zeigen doch die meisten nebligen Objekte uns visuellen Beobachtern keinerlei Farben, sondern erscheinen in diffusen Grautönen. Ausnahmen sind nur helle Planetarische Nebel, die in größeren Instrumenten blaugrün bis blau erscheinen. Um in den allerhellsten Emissionsnebeln, dem Orionnebel und dem Eta-Carinae-Nebel, direkt Farben wahrzunehmen ist ein ziemlich großes Teleskop und ein exzellenter Himmel vonnöten - Zutaten, die nicht jeder in seinem Vorgarten findet. Jedoch gibt es tatsächlich eine Möglichkeit, visuell die Farben von nebligen Himmelsobjekten wiederzugeben, die sogar in vielen Fällen mit kleinen Teleskopen funktioniert. Besonders Emissionsobjekte wie Planetarische Nebel eignen sich für die nachstehende Verfahrensweise, jedoch hat der bekannte französische Amateurastronom Serge Vieillard sie auch mit Erfolg an Galaxien verwendet. Im Grunde macht man gar nichts anderes als die meisten Astrofotografen auch tun, man bedient sich der Farbenkompositmethode.
Ich persönlich verfahre folgendermaßen: Ein vorzugsweise helles Objekt wird im Lichte verschiedener Filter gezeichnet. Für einen Planetarischen Nebel kann dabei eine filterlose und eine H-Beta-Beobachtung ausreichen. Ich habe aber auch schon ein Komposit aus filterloser, [OIII]-, H-Beta-, HeII- und Gelbfilterbeobachtung erstellt. Auch die Kombination verschiedener Farbfilterbeobachtungen ist erfolgversprechend. Dabei muss mit der größtmöglichen Genauigkeit und Sorgfalt vorgegangen werden, um die Details der verschiedenen Filterbeobachtungen später zur Übereinstimmung bringen zu können. Daraus ergibt sich die Forderung, dass der Beobachter schon eine große Übung in der Detailbeobachtung haben sollte, welche unabdingbare Grundlage für dieses Verfahren ist. Die Schwierigkeit besteht anschließend darin, die angefertigten Zeichnungen mit hoher Präzision in einem Computerprogramm deckungsgleich miteinander zu verbinden, da die Details mehrerer visueller Zeichnungen eines Objektes niemals genau miteinander deckungsgleich sind und in ihren Orten immer etwas variieren. Ich selbst habe einige Fehlversuche erlitten, bis mir Serge Vieillard seine ge-
niale und gut funktionierende Methode zeigte.
Hierbei bildet die filterlose Originalbeobachtung die Basiszeichnung, welche oft auch die meisten und hellsten Details wiedergibt. Man führt sie am Besten als Negativ auf weißem Papier aus. Darauf legt man ein Blatt Pergamentpapier bzw. Transparentpapier und fixiert es, so dass es nicht verrutschen kann. Nun kopiert man von der untenliegenden Zeichnung der filterlosen Beobachtung zuerst alle Sterne auf das Pergamentpapier, um später Fixpunkte zur Passung im Computer zu besitzen. Existieren keine oder zu wenige Sterne im Blickfeld um das Objekt, setzt man einfach in die Ecken der Grundzeichnung je einen fiktiven Stern, der dann auf das Pergamentpapier durchgezeichnet wird. Nun kopiert man von Hand die Details des Objektes von der ersten, originalen Farbfilterzeichnung auf das Pergamentpapier. Die von unten durchschimmernde Zeichnung der filterlosen Beobachtung gibt die Orientierung, um alle Strukturen genau zu positionieren. Dabei werden schon beim Zeichnen die Unterschiede der einzelnen Filterzeichnungen deutlich, was sich
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1 Linke Seite: M 42, 11-cm-Newton,
Farbkomposit aus filterloser, H-Betaund [OIII]-Beobachtung. Gesamte Beobachtungszeit 5 h
nachher in der Farbe des endgültigen Bildes niederschlägt. Nun löst man das Pergamentpapier, legt es neben die Originalzeichnung und korrigiert die Zeich-
nung darauf noch einmal nach, da die filterlose Zeichnung, welche vorher darunter lag, natürlich durch ihre Grauwerte die präzise Wiedergabe der Schattierungen behindert hat. Ebenso verfährt man mit weiteren Filterzeichnungen.
Ich bevorzuge es, diese Methode bei Tageslicht nachträglich mit den Beobachtungen der Nacht anzuwenden, während
Serge sie sogar direkt am Teleskop durchführt, was selbstredend mit besonderen Schwierigkeiten verbunden ist.
Nun werden die einzelnen, nun passgenauen Zeichnungen eingescannt, invertiert und mit einem Farbton versehen. Dabei benutze ich für ein einfaches Zweifarbenkomposit eines Planetarischen Nebels blaugrün für filterlos und rot für
a
b
c
d
e
2 Abb. 2 a-e: Zeichnung von M 27 am 11-cm-Newton. Die verschiedenen Farbauszüge auf Transparentpapier deckungsgleich kopiert
Abb. 2a: M 27, filterlose Beobachtung Abb. 2b: M 27, [OIII]-Filterbeobachtung Abb. 2c: M 27, H-Beta-Filterbeobachtung Abb. 2d: M 27, Gelbfilterbeobachtung; Abb. 2e: M 27, 11-cm-Newton, Farbkomposit aus nebenstehenden Beobachtungen
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3
NGC 7009, 11-cm-Newton, Zweifarbenkomposit aus filterloser und H-Beta-Beobachtung.
H-Beta. Man mag jetzt einwenden, dass H-Beta keineswegs rot, sondern viel eher blau darstellt und hat damit durchaus recht. Doch wie Serge Vieillard treffend bemerkt: wo H-Beta ist, da leuchtet genauso H-Alpha, auch wenn das Auge es wegen des roten Farbtons nicht wahrnimmt. Das lässt sich auf den fertigen Kompositbildern auch gut erkennen, dort wo die rote H-Beta Tönung sich am Ort der H-Alpha-Farbe von Vergleichsfotos wiederfindet.
a
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b
c
4 NGC 40 (links), 36-cm-Newton,
3-Farbenkomposit aus obenstehenden Beobachtungen:
Abb. 4a: NGC 40, [OIII]-Filterbeobachtung Abb. 4b: NGC 40, H-Beta-Filterbeobachtung Abb. 4c: NGC 40, Gelbfilterbeobachtung
Beim Vierfarbenkomposit weise ich der filterlosen Zeichnung keinen Farbwert zu, sie bleibt weiß, Blaugrün oder Grün entspricht [OIII], Gelb bleibt Gelb und HBeta wird wieder zu Rot, eine HeII-Zeichnung wird mit blau oder Violett codiert.
Die Farbbalance wird man nach eigenem Gusto einstellen, um ein möglichst ansprechendes Endergebnis zu erhalten. Man wird feststellen, dass sich auf den einzelnen Farbauszügen manche Details wesentlich deutlicher zeigen als auf der farbigen Endzeichnung. Dazu verschwinden die Farben der einzelnen Farbauszü-
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a
b
c
5 NGC 6572 (ganz rechts), 36-cm-
Newton, 4-Farbkomposit aus nebenstehenden Beobachtungen
Abb. 5a: NGC 6572, filterlose Beobachtung Abb. 5b: NGC 6572, [OIII]-Filterbeobachtung Abb. 5c: NGC 6572, H-Beta-Filterbeobachtung Abb. 5d: NGC 6572, HeII-Filterbeobachtung
d
ge im Komposit zum Teil fast ganz. Dies ist nur natürlich, da die einzelnen Farbbereiche einander überdecken und zum Beispiel gelbe und blaue Flächen zu einer grünen vereinen.
Das Endergebnis, die so entstandenen Farbzeichnung, ist nicht nur ästhetisch sehr ansprechend, es gibt auch Auskunft über physikalische Eigenschaften des beobachteten Objektes. Das Verfahren ist natürlich recht aufwändig und nur für relativ helle Objekte durchführbar. Der Aufwand lohnt sich jedoch ohne Frage, wie man an den Beispielen sehen kann.
6
NGC 6572, direkte Farbzeichnung am 46-cm-Newton
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Astrofotografie
Erratum
Liebe Leserinnen, liebe Leser,
im VdS-Journal für Astronomie Ausgabe 43 hat uns die Software leider einen kuriosen Streich gespielt: Im Artikel ,,Zutritt nur für Infrarot-Photonen" sind vier Bilder an falscher Stelle abgedruckt. Diesen Artikel drucken wir daher in dieser Ausgabe noch einmal vollständig ab - mit den richtigen Bildern, so uns die Technik und das Schicksal diesmal gewogen sind.
Zutritt nur für Infrarot-Photonen
- Die Exotik der Amateur-Infrarot-Astronomie
von Hans-Günter Diederich
Auf vielen Gebieten macht sich die Amateur-Astronomie die Fortschritte der Fachastronomie bei Hard- und Software zunutze. Im immer stärkeren Umfang lassen wir uns zudem durch Presseveröffentlichungen und Vorabdrucke bei der Objektwahl inspirieren. Interessanterweise haben sich aber auch ,,weiße Flecken" herausgebildet, z. B. Objekte, welche von fast allen Sternfreunden gemieden werden, obwohl auch hier eigene Beobachtungen möglich wären. Ebenso scheint die Lust abzunehmen, Beobachtungen zu wagen, für die noch keine Beispiele von anderen Amateuren vorliegen.
1 Ein nur im Infraroten sichtbarer Kugelsternhaufen: UKS 1 (rechts),
Credit: ESO/D. Minniti/VVV Team
Ein solcher ,,weißer Fleck" ist die Infrarot-Astronomie. Neugieriges Experimentieren mit vorhandenen Komponenten hätte bei vielen von uns z. B. zur Amateur-Infrarot-Astronomie führen können, beginnend mit einfachen Objekten und Optiken und mit CCD-Kameras. Bis auf ein einzelnes Infrarot-Filter hätte nichts dazu gekauft werden müssen. Der ,,Hauch von Exotik" wäre dann schnell verflogen und einem spannenden neuen Kapitel unserer Amateur-Astronomie gewichen. Stattdessen scheint eine ,,innere Blockade" dafür zu sorgen, sich keinesfalls mit Infrarot zu befassen und alles zu tun, Infrarot-Photonen vom Betreten unserer CCD-Kameras abzuhalten.
In Text und Bild soll zunächst versucht werden, mögliche Gründe für diese ,,Anti-Infrarot"-Haltung der Astrofotografen
VdS-Journal Nr. 44
2 Die Quanteneffizienz einer CCD-Kamera für Amateure
3 NGC 2024 (Zweifarben-Überlagerung aus V- und I-Bild),
Instrumentierung: C14, AP-6E, 1.200 s (Bessel-V-Filter), 3.900 s (Bessel-I-Filter)
4 IRS2b im Flammennebel (Montage mit Hilfslinien zur Identi-
fizierung), Instrumentierung: C14, STL-1001E, Bessel-I-Filter, 20.400 s
zu identifizieren. Danach werden eigene Infrarot-Aufnahmen gezeigt um zu belegen, dass Infrarot-Astronomie für uns Amateure durchaus möglich ist.
Infrarot-Objekte sind interessant Es könnte die Meinung bestehen, Infrarot-Objekte seien strukturarm, sähen nicht so schön aus, wie wir es von vielen ,,klassischen" Deep-Sky-Objekten gewohnt sind. Auch ihre sonstigen Eigenschaften wären nicht interessant genug, um ein Belegbild zu versuchen. Aber all dies trifft keineswegs zu. Und jeder weiß das.
Fast täglich erscheinen neue Arbeiten als Vorabdruck auf ,,astro-ph" [1], von denen viele auf Beobachtungen im Infraroten beruhen. Wöchentlich erreichen uns Pressemitteilungen (Abb. 1) der großen Forschungseinrichtungen mit wunderbaren Infrarot-Aufnahmen (viele sogar in Farbe), die es häufig in populärwissenschaftliche Zeitschriften und gelegentlich sogar in Tagesschau und Tageszeitung schaffen. Eigentlich würde man so etwas mit der eigenen CCD-Kamera schon gerne aufnehmen, wäre sie nur im Infraroten nicht so unempfindlich.
Die CCD-Kamera ist hochempfindlich, auch für Infrarot-Photonen Stimmt das aber? Die Empfindlichkeit einer CCD-Kamera lässt sich am besten im Diagramm ihrer Quanteneffizienz (über
der Wellenlänge aufgetragen) beurteilen. Die Abbildung 2 gibt die Verhältnisse der STL-1001E wieder (aus dem Handbuch, nachgezeichnet und ergänzt). Die Empfindlichkeit reicht von 300 nm bis 1.100 nm. Die Achse der Wellenlänge und die Kurve der Quanteneffizienz spannen eine Fläche auf, deren Größe der Empfindlichkeit von 100 % entspricht. Eine schwarze Senkrechte bei 780 nm (der Grenzwellenlänge eines speziellen Infrarotfilters) teilt diese 100 % in zwei Bereiche auf: einen Bereich des sichtbaren Lichts mit einem Anteil an der Gesamtempfindlichkeit von 75 % und einen Bereich des unsichtbaren Infrarot-Lichts mit einem Empfindlichkeitsanteil von 25 %. Ein Viertel der gesamten Empfindlichkeit einer marktgängigen CCD-Kamera liegt also im Infraroten. Das ist deutlich mehr, als man mit dem Begriff ,,Restempfindlichkeit" assoziieren würde.
Es ist so, als befänden sich im Gehäuse unserer CCD-Kamera zwei Kameras: eine erste für sichtbares Licht und eine zweite für Infrarot-Licht. Und zwischen beiden schalten wir um, indem wir unserer Kamera eine passende ,,Brille" aufsetzen: ein Infrarot-Sperrfilter macht sie zu einer Kamera für sichtbares Licht, mit einem Sperrfilter für sichtbares Licht erhalten wir eine Infrarot-Kamera. Und wenn wir auf jegliches Filter verzichten (bzw. ein Klarglasfilter einschrauben, um parfokal beobachten zu können), machen wir mit
beiden Kameras Aufnahmen in beiden Wellenlängenbereichen - zur selben Zeit - und speichern diese auch noch gemeinsam in einer einzigen Datei.
Damit sind nun bereits zwei Gründe widerlegt, warum unsere Astrofotografen so selten Infrarot-Aufnahmen machen: Infrarot-Objekte sind interessant, und unsere CCD-Kameras können Infrarot. Warum Infrarot-Aufnahmen so exotisch erscheinen, muss andere Ursachen haben.
Warum ,,schützen" wir unsere Kameras vor Infrarot-Photonen? Farbaufnahmen werden häufig nach der LRGB-Methode erstellt. Dabei steht ,,RGB" für Rot-, Grün- und Blaufilter. ,,L" bedeutet Helligkeitsfilter (,,Luminanz"). Wenn ich LRGB-Farbaufnahmen erstelle, nutze ich als Helligkeitsfilter immer ein Klarglasfilter (,,clear filter"). Es trägt diese Bezeichnung, weil es voll transparent für alles Licht ist, sowohl für das sichtbare Licht als auch für das unsichtbare Infrarot-Licht. Die meisten Astrofotografen nutzen als Helligkeitsfilter allerdings ein Infrarot-Sperrfilter. Warum?
Wird als Optik ein Refraktor genutzt, z. B. ein Kleinbildobjektiv, muss ein Infrarot-Sperrfilter verwendet werden. Aber dennoch sind Infrarot-Aufnahmen möglich. Die Objektive sind nicht nur IRdurchlässig, sondern werden sogar für IR-Aufnahmen konstruiert. Warum soll-
VdS-Journal Nr. 44
5 Der zentrale Sterncluster im Zentrum
der Milchstraße, Instrumentierung: C14, ST-1001E, Bessel-I-Filter, 4.500 s
6 Liller 1, ein nur im Infraroten sicht-
barer Kugelsternhaufen, Instrumentierung: IAS-Sternwarte Hakos, 50-cm-Cassegrain, STL-1001E
ten sie sonst am Entfernungsring neben einer weißen Skala für sichtbares Licht auch noch eine rote für Infrarot-Licht besitzen? Die Fragestellung verschiebt sich damit: Warum werden keine IRAufnahmen gemacht, obwohl dies möglich wäre?
Schauen wir uns die Verhältnisse bei Schwarzweißaufnahmen an. Hier ist es das Ziel, alles Licht, ungeachtet seiner Wellenlänge, in die Kamera hinein zu lassen, damit möglichst alle vom Objekt ausgesandten Photonen zum Entstehen des Bildes beitragen können. Aber auch hier scheint es häufig so zu sein, dass Astrofotografen ohne Not ein InfrarotSperrfilter verwenden, nämlich das sog. L-Filter.
Viele Sternfreunde scheinen ein Vorurteil bezüglich Infrarot-Photonen zu hegen. Sie empfinden sie offenbar als ,,Störenfriede", die vom Betreten der Kamera abgehalten werden müssen, als würden sie die Aufnahmen kontaminieren. Mit einer solchen Grundhaltung macht man eben keine Infrarot-Aufnahmen. Und so lange sich an dieser Einstellung nichts ändert, bleibt die Infrarot-Astronomie für uns Amateure ,,exotisch", so lange verharren wir in einer ungerechtfertigten ,,AntiInfrarot-Haltung".
Erstmals ,,klassisches" Deep-Sky im Infraroten Aufnahmen von Veränderlichen mit IRFilter, Kleinbildobjektiven und Teleskop standen am Beginn meiner InfrarotAstronomie. Ließen sich damit auch
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,,klassische" Deep-Sky-Objekte aufnehmen? Waren in solchen Aufnahmen vielleicht auch Objekte zu sehen, die uns im ,,normalen" Licht auf immer verborgen bleiben? Mangels Vorbildern in der Amateur-Szene ließen sich diese Fragen nur durch einen Selbstversuch klären. Ich wählte hierfür den Flammennebel (NGC 2024) aus, durch den sich mittig ein dunkler Streifen zieht. Ließen sich
hier mit IR-Filter ansonsten unsichtbare Sterne nachweisen?
Im März 2003 glückte dieser Versuch mit 12-Zoll-SCT, ST-9 und 600 s Integrationszeit. Mehrere stellare Objekte mit dem Prefix ,,IRS" (infrared source) waren im IR-Bild sichtbar, fehlten aber in der Vergleichsaufnahme mit V-Filter. NGC 2024 ist allerdings ein schwieriges Objekt. Der
7 M 16 - über den Nutzen eines Klarglasfilters, Instrumentierung: IAS-Sternwarte
Hakos, 50-cm-Cassegrain, STL-1001E; alle drei Aufnahmen mit 2x2-Binning, Rotaufnahme: 30 x 5 s, IR-Aufnahme: 29 x 5 s, Klarglasaufnahme: 19 x 5 s
Astrofotografie
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sehr helle und nahe Zeta Orionis führt zu massiver Überstrahlung. Dagegen hilft bereits ein IR-Filter, ein Klarglasfilter reicht keinesfalls.
Wie sich die Nähe zur zentralen Dunkelwolke auswirkt, kann der Abbildung 3 entnommen werden. Das Teilbild links oben entstand als Zweifarben-Überlagerung von zwei Aufnahmen mit BesselV- und Bessel-I-Filter. Je näher ein Stern zur Dunkelwolke liegt, umso größer ist seine farbabhängige Extinktion. Und so überrascht es nicht, dass im I-Bild deutlich mehr und deutlich hellere Sterne zu sehen sind.
Richtig extrem wurde es beim dritten Versuch. In der Literatur fand sich der Hinweis auf einen ~O8V-Stern im Zentrum des Flammennebels, der von dessen UV-Strahlung ionisiert wird. Nur steht er leider hinter der zentralen Dunkelwolke und erfährt eine visuelle Extinktion von ca. 32 mag (eine 6,3-billionenfache Abschwächung)! Eine Beobachtung im Visuellen ist unmöglich. Mit einer Integrationszeit von 5,7 Stunden gelang der Nachweis dagegen mit I-Filter (sogar getrennt von seinem Nachbarn IRS2). Die Bezeichnung des heißen Sterns: IRS2b.
Bei nur im Infraroten sichtbaren Objekten versagen die üblichen Sternkartenprogramme. Die Tiefe optischer Hintergrundbilder in Aladin [3] reicht für solche ,,Tieftauchversuche" ebenfalls nicht aus. Die Navigation zur Position des Objekts und seine abschließende Identifizierung sind ohne Literatur undenkbar. Diese gibt oftmals erst den Anstoß für ein solches Projekt. Ohne die Abbildung Nr. 1 aus [4] wäre die Identifizierung von IRS2b unmöglich gewesen. Die eigene tiefe Aufnahme muss an einer solchen ,,fremden" Aufnahme, Fotokarte bzw. Skizze ausgerichtet werden, beide sind zu überlagern und zu blinken. Und manchmal geht es nicht ohne geometrische Hilfskonstruktionen, die am Display mit einem Papierlineal aus der ,,fremden" Aufnahme gewonnen und fixiert werden. Unter diese schiebt man dann den eigenen Bildausschnitt und zeichnet den Verlauf der Linealkante auch in den eigenen Bildausschnitt ein, so geschehen bei IRS2b (Abb. 4).
Zum Zentrum der Milchstraße Das Zentrum der Milchstraße lässt keinen Anfänger unberührt. Bereits mit seinem ersten Fernrohr schaut er dorthin, verschlingt Texte und Bilder vom Sgr A*, dem übermassereichen Schwarzen Loch. Aber weder lässt sich die Radioquelle Sgr A* sehen, noch der zentrale Sterncluster der Milchstraße beobachten. Der Staub in der Ebene unserer Galaxis verhindert dies. Vielleicht gelingt es aber im Infraroten. Und wieder war ein Projekt geboren: der Nachweis des zentralen Sternclusters mit IR-Filter.
Die Navigation erfolgte hier mit Aladin und einem hinterlegten J-Bild aus dem 2MASS [2] (links in Abb. 5). Ein ,,nebeliger" Fleck (im gelben Rahmen) zeigt den zentralen Sterncluster in der eigenen Infrarot-Aufnahme. Dieses Objekt ließe sich mit deutlich längerer Integrationszeit noch besser abbilden.
Braune Zwerge Braune Zwerge gehören ebenfalls zum Repertoire der Infrarot-Astronomie für Sternfreunde [5]. Sogar Objekte vom Spektraltyp T8 mit einer Temperatur von nur 410 Grad C lassen sich noch beobachten [6].
Liller 1 - einer der metallreichsten KH der Milchstraße Den Aufsatz möchte ich mit zwei nichtextremen Objekten beenden. Zunächst mit einem nur im Infraroten sichtbaren Kugelsternhaufen: Liller 1. An ihm lässt sich zeigen, dass einige im Infraroten gut sichtbare Objekte vollkommen unentdeckt bleiben, wenn wir weder mit IR- noch (ersatzweise) mit Klarglasfilter beobachten (Abb. 6).
M 16 - mit welchem Filter am besten aufzunehmen? Zur Beantwortung wurde ein Versuch mit Rot-, Infrarot- und Klarglasfilter durchgeführt (Abb. 7). Der Vergleich von Rotbild mit Infrarotbild zeigt im Infraroten viele stellare Objekte, die im Roten nicht oder nur äußerst schwach zu erkennen sind. Dafür sind im Rotbild die in H emittierenden Strukturen erheblich besser zu sehen. Die nur im Infraroten gut sichtbaren stellaren Objekte wurden im Klarglasbild gelb ,,eingekastelt". Aber in diesem Bild sind auch die H emit-
tierenden Strukturen gut erkennbar. Das Klarglasfilter weist also die Vorteile von Rotbild und Infrarotbild auf. Wer also wenig Zeit hat und auf Nummer sicher gehen möchte, sollte zunächst mit einem Klarglasfilter aufnehmen. Auch als erster Schritt in die Infrarot-Astronomie eignet sich dieses Filter. Wenn unsere Optik es erlaubt, können wir sogar jegliches Filter weglassen. Das Potenzial der ,,gemischten" Astrofotografie im Bereich des sichtbaren plus des unsichtbaren infraroten Lichts bei Verwendung einer CCD-Kamera wird mit dieser Montage ausreichend dokumentiert. Weitere Anregungen für stellare und nicht-stellare Deep-Sky-Objekte können [7] entnommen werden. Der Amateur-Infrarot-Astronomie steht also nichts mehr im Wege.
Schlussfolgerung Im vorangegangenen Kapitel wurde bereits alles Technische gesagt. Etwas emotionaler wiederholt: Habt keine Angst vor Infrarot-Photonen, lasst einfach mal ein paar von ihnen in Eure Kamera hinein. Und macht auch einmal eine exklusive Infrarot-Aufnahme: ,,Zutritt nur für Infrarot-Photonen". Wer diesem Appell folgt, für den wird die InfrarotAstrofotografie von einer ,,exotischen" Beschäftigung zu einem neuen, spannenden Erlebnis.
Literaturhinweise: [1] astro-ph: http://xxx.uni-augsburg.
de/archive/astro-ph (24.11.2011) [2] 2MASS (Two Mikron All Sky
Survey): http://www.ipac.caltech. edu/2mass/gallery/index.html (21.11.2011) [3] Aladin: http://aladin.u-strasbg.fr/ aladin.gml (25.11.2011) [4] A. Bik, 2003: "Identification of the ionizing source of NGC 2024", Astron. Astrophys. 404, 249 [5] H.-G. Diederich, 2004: ,,Braune Zwerge von M7 bis T6", VdS-Journal für Astronomie 13, 98 [6] H.-G. Diederich, 2004: ,,410 Grad C - 19 Lichtjahre entfernt", VdSJournal für Astronomie 14, 42 [7] H.-G. Diederich, 2004: ,,Sterne, Protosterne, galaktische Nebel und Galaxien im Infraroten", VdS-Journal für Astronomie 15, 33
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