Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 45
BEITRAG
4 Asteroiden-Einschlag am Ural (Knöfel Andre)
4 Hin und weg - Kleinplanet 2012 DA14 (Melchert Sven)
6 Einleitung ins Schwerpunktthema "Meteore" (Molau Sirko)
7 Mit Sternschnuppen das Sonnensystem erkunden (Arlt Rainer)
10 Moderne Möglichkeiten der Meteorfotografie (Rendtel Jürgen)
14 Feuerkugel synchron fotografiert (Filimon Erwin)
16 Die Feuerkugel und der Meteoritenfall vom 21.2.2012 (Heinlein Dieter)
24 Perseidenjagd 2012 (Panczyk Dirk)
27 Eine automatische Meteorkamera auf der Archenhold Sternwarte (Rothenberg Eckehard)
30 Schiaparelli hatte Recht (Molau Sirko)
34 CILBO - eine automatische Meteorstation (Koschny Detlef)
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0 Rendtel Jürgen und van der Luijt Cornelis (Beitrag)
BEITRAG
37 Der Draconidenausbruch 2011 (Enzlein Frank)
39 Meteoroidenimpakte auf dem Mond (Gährken Bernd)
42 "Buchbesprechung "Meteore - Eine Einführung für Hobby-Astronomen""" (Knöfel Andre)
44 Menschen und Geräte (Möller Frank)
47 Neues aus der FG Astrofotografie Journal 45 (Riepe Peter)
48 Ein Fotomosaik der farbenprächtigsten Region des Südhimmels (Rhemann Gerald)
54 Perlen des Südhimmels (Willasch Dieter)
59 Die Entdeckung der extrem lichtschwachen Zwerggalaxie do226+3325 (Riepe Peter, Blauensteiner Markus, Kerschhuber Günter)
63 Jagd nach Polarlichtern (Kiau Manfred)
64 Simulation von Koronen und Irisierenden Wolken Teil 2 (Haußmann Alexander)
68 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 45 (Bohle Jens, Spitzer Daniel)
68 Der Pacman-Nebel NGC 281 (Spitzer Daniel)
69 Die Galaxiengruppe um NGC 6577 (Scheerle Gerhard)
70 NGC 4388 und 3C 273 visuell beobachtet (Spitzer Daniel, Scheerle Gerhard)
71 "Spielende Mäuse" zwischen "Hund und Haar" (Richardsen Frank)
72 Eine visuelle Beobachtungsnacht in Melle Eine Woche Astronomie pur (Riepe Peter, Spitzer Daniel)
75 9. Tagung der FG "Geschichte der Astronomie” (Steinicke Wolfgang)
75 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 45 (Steinicke Wolfgang)
78 Erlebte Geschichte - historisch und modern (Hoffmann Susanne)
80 Jeremiah Horrocks (Fritz Olaf)
82 Das Astronomische Sommerlager 2012 (Burgemeister Sonja)
83 Beobachtung von Sonne und Mond im Radiobereich mit Amateurmitteln am Beispiel P Cyg (Schwarzbach Philipp, Nüßlein Felix, Brauch Sven)
84 Modellraketen - Theorie vs. Praxis (Trost Florian)
86 Neues aus der FG Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
87 Kosmische Begegnungen Journal 45 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
88 Jagd auf einen Kleinplaneten (Hopf Hans)
89 Die Erscheinung des Kometen 78/P Gehrels zum Perihel 2012 (Pilz Uwe, Kammerer Andreas)
91 Auf der BAV-Tagung 2012 in Jena (Bannuscher Dietmar)
92 VdS-Vorstand aktuell Journal 45 (Melchert Sven)
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0 VdS Mitglieder neu Begrüßung Journal 45 (Beitrag)
0 VdS Mitglieder verstorben 2012 (Beitrag)
0 Jubiläen 2013 (Beitrag)
0 ITV 2013 VdS e.V. vor Ort (Beitrag)
0 Preis der deutschen Astronomie 2013 (Beitrag)
BEITRAG
97 Die 31. VdS-Tagung am 19. u. 20.10.2013 in Osnabrück (Guthier Otto)
98 Das war´n noch Zeiten Journal 45 (Völker Peter)
100 Das war der 9. PaS (Lohuis Christoph)
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0 Arbeitskreis VSTW im VBW Hofheim am Taunus (Beitrag)
0 Schwäbische Sternwarte e.V. Stuttgart (Beitrag)
0 Deutschlandkarte der VdS-Mitgliedssternwarten (Beitrag)
BEITRAG
104 Der Sternhimmel April-Mai-Juni 2013 (Melchert Sven, Celnik Werner E., Braune Werner)
45
0 Leserbriefe an die GS (Beitrag)
BEITRAG
108 Buchbesprechung "Perlen des Südhimmels" (Gallus Astrid)
109 Buchbesprechung "Polarlichter - Zwischen Wunden und Wirklichkeit" (Rieth Ulrich)
110 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 45 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 45 (Melchert Sven)
Textinhalt des Journals 45
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Nach Redaktionsschluss
Asteroiden-Einschlag am Ural
von Andre Knöfel
Am Freitagmorgen, den 15. Februar 2013 um 9:20:26 Ortszeit (3:20:26 UTC), kurz vor Sonnenaufgang, wurden die Einwohner der Millionenstadt Tscheljabinsk am südlichen Ural durch eine gleißend helle Feuerkugel überrascht, die zum Ende der Bahn explodierte. Nach der Feuerkugel beobachteten sie eine hoch am Himmel stehende helle Wolke entlang der Flugbahn des Boliden. Zu diesem Augenblick konnten sie nicht ahnen, dass nur wenige Minuten später die Stadt durch die Druckwelle der Explosion wie durch einen Hammerschlag erbeben, Fenster zu Bruch gehen und rund 1200 Einwohner durch herumfliegende Splitter verletzt werden sollten.
Ein etwa 17 m großer und 10.000 Tonnen schwerer Asteroid trat an diesem Morgen von Ost nach West fliegend über den Tscheljabinsker Oblast ein und flog in einem sehr flachem Winkel bis zur OblastHauptstadt, um dort in unmittelbarer Nähe in 15 - 20 km Höhe zu detonieren. Die dabei auftretende Sprengkraft betrug einem Äquivalent von 500.000 Tonnen TNT.
Auch aus der Ferne konnte diese Explosion nachgewiesen werden: Seismische Stationen zeichneten Erdbebenwellen auf und Infraschall-Messstellen mit Mikro-Barographen, die die Einhaltung des Vertrages über den Stopp von Kernwaffentests überwachen, konnten das Ereignis registrieren. Wettersatelliten zeigten auf ihren Aufnahmen zwar nicht die
1 Die rekonstruierte Bahn des Asteroiden (blau) nach Zuluaga, J. I. und Ferrin, I.
in ,,A preliminary reconstruction of the orbit of the Chelyabinsk Meteoroid." (ArXiv e-prints, arxiv:1302.5377 February 2013).
Explosion selbst, aber dann noch mehr als eine Stunde nach dem Ereignis die Rauchwolke, bevor sie im Höhenwind verdriftete.
Inzwischen wurde Material gefunden, dass diesem Ereignis zugeordnet werden kann. Nach vorläufigen Analysen handelt es sich dabei um chondritisches Material, d.h. dieser Asteroid bestand aus steinigem Material. Zum Redaktionsschluss lagen allerdings noch keine detaillierten Ergebnisse vor.
Eine erste Analyse der Bahn des Objektes vor der Explosion zeigt eine Zugehörigkeit zu den Apollo-Asteroiden, meist Hauptgürtel-Asteroiden, die durch den Einfluss von Jupiter in das innere Sonnensystem gelenkt werden. Dass am Abend des gleichen Tages ein weiterer, deutlich größerer Asteroid sehr nah an der Erde vorbei flog, war ein Zufall. Der Asteroid 2012 DA14 hatte nichts mit der Explosion im Ural zu tun, die Bahnen beider Objekte sind völlig unterschiedlich.
Hin und weg - der (fast) unsichtbare Vorbeiflug des Kleinplaneten 2012 DA14
von Sven Melchert
Ein Top-Thema für die Medien, aber weitgehend ein Flop für die Amateurastronomen: Am Abend des 15. Februar verhinderten über ganz Deutschland
1 Der Monitor war wolkenfrei: Jost
Jahn nutzte ein ferngesteuertes Teleskop in Spanien für diese Strichspur-Aufnahme von 2012 DA14.
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Nach Redaktionsschluss
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Wolken die Beobachtung des erdnahen Asteroiden 2012 DA14. Diese haben den Kleinplaneten aber nicht daran gehindert, wie vorhergesagt seine Spur unter den Sternen zu hinterlassen.
Jost Jahn nutzte ein ferngesteuertes Teleskop des Anbieters itelescope.com in Nerpio (Spanien) zur Aufnahme des Kleinplaneten. Die 300 Sekunden lang belichtete Aufnahme entstand mit einem 15-cm-Teleskop mit 1100 mm Brennweite und CCD-Kamera. Mitte der Belichtungszeit ist 23:35:15 Uhr UT am 15. Februar 2013. Die Länge der Strichspur beträgt 25,5 Bogenminuten.
Gerhard Dangl beobachtete von Nonndorf in Österreich aus. Er schreibt dazu: ,,Es war Videoastrometrie mit einem WO Megrez 72 und nebenbei visuelle Beobachtung mit einem Fujinon 16 x 70 FMT-SX geplant. Wie seit Wochen gab es auch an diesem Abend wieder totale Bewölkung, aber als Überraschung ab 19 UT für etwa 20 Minuten auch immer wieder einige Wolkenlücken. Dadurch konnte ich zumindest meine mobile Station rasch aufbauen und an einigen hellen Referenzsternen am Himmel ausrichten. Später, um 19:40 UT, als 2012 DA14 bei uns am Osthorizont aufging, waren die Wolken allerdings wieder so dicht, dass am Osthimmel visuell im Fujinon-Fernglas kein Stern gefunden werden konnte. Da aber die Videokamera WAT-902H2Ultimate auch im IR noch gut empfindlich ist, habe ich natürlich mit dem WO Megrez 72 die erwartete Position angefahren.
Und kurz vor 20 UT schlug die Enttäuschung bei mir und den interessierten Mitbeobachtern plötzlich in Begeisterung um: Ein kleines Pünktchen wanderte da tatsächlich rasch von unten nach oben durch das Video-Livebild am Notebook. So konnte ich in den nächsten zehn Minuten doch einige Videosequenzen von 2012 DA14 aufnehmen, bis der Himmel dann aber selbst für die Watec wieder zu dicht wurde. Zwei dieser Videosequenzen mit 3,9 und 5,6 MB kann man von hier laden:"
http://www.dangl.at/2013/2012da14/ 2012da14_vid0.avi http://www.dangl.at/2013/2012da14/ 2012da14_vid1.avi
2 Auch Jörg Schirmer und Lienhard Pagel haben das Okular gegen die Tastatur
getauscht. Ihr Bild wurde mit einem Remote-Teleskop in der Schweiz gewonnen. Die Strichspur des Kleinplaneten findet sich am oberen Bildrand.
Jörg Schirmer und Lienhard Pagel umgingen das schlechte Wetter auch mit einem Remote-Teleskop, in diesem Fall das der BAV an der Feriensternwarte Calina in der Schweiz. Die Aufnahme des Kleinplaneten 2012 DA14 begann am 15.02.2013 um 22:48:37 Uhr MEZ. Mit einer Canon EOS 1100D und einem 300-mm-Teleobjektiv wurde bei 400 ISO insgesamt 45 s lang belichtet. Norden ist rechts und Osten ist oben. Ab April 2013 wird das BAV-Remote-Teleskop mit einem Boren-Simon-Astrographen (8", f/d = 2,8) und einer Astrokamera QHY8L aufgerüstet werden.
Die Aufnahme von Dieter Husar entstand an der Remote-Sternwarte der ,,Stiftung Interaktive Astronomie und Astrophysik" (www.stiftung-astronomie.de) am Observatoire de Haute Provence in Südfrankreich. Die Brennweite des SATINO2-Teleskops beträgt 1,75 Meter, die Öffnung 30 cm. Das Gesichtsfeld misst mit der verwendeten CCD-Kamera SBIG ST-8 lediglich 27 x 18 Bogenminuten und nur Dank der präzisen ,,Horizons-Ephemeriden" der NASA/JPL konnte das Auffinden des Asteroiden somit gelingen. Die Spuren des Asteroiden 2012 DA14 sind beide jeweils zehn Sekunden lang belichtet und wurden zusammenkopiert.
3 Dieter Husar steuerte das SATINO2-Teleskop der ,,Stiftung Interaktive Astronomie
und Astrophysik" aus der Ferne. Die Galaxie im Feld ist NGC 4605.
VdS-Journal Nr. 45
Einleitung ins Schwerpunktthema
,,Meteore"
von Sirko Molau
Die VdS-Fachgruppe Meteore, vertreten durch den Arbeitskreis Meteore e.V., freut sich, Ihnen in diesem Heft umfangreiche und aktuelle Informationen zu Sternschnuppen geben zu können. Wer das VdS-Journal von Beginn an gelesen hat, mag der Meinung sein, dass unsere Fachgruppe zum ersten Mal ein Schwerpunktthema bestreitet - das ist jedoch nicht ganz richtig. Genau genommen haben wir mit den ,,Leoniden 1999" in Heft 3 unseres Journals sogar das erste Schwerpunktthema überhaupt bestritten. Otto Guthier nannte es im damaligen Vorwort noch ,,Leitthema", und erst ab Heft 4 wurde das Schwerpunktthema inhaltlich abgesetzt.
,,übersichtlich" ist. Umso mehr freut es mich, dass wir für dieses Heft fast ein Dutzend Autoren gewinnen konnten, die zudem das ganze Spektrum an Beobachtungsmethoden abdecken.
Fangen wir bei Rainer Arlt an. Er erläutert uns anschaulich, wieso wir überhaupt Meteorströme beobachten können. Anhand der Perseiden zeigt er, wie sich die Vorhersagetechnik in den letzten zwanzig Jahren verbessert hat und was wir aus den ,,klassischen" visuellen Beobachtungen gelernt haben bzw. bis heute lernen. Er gibt auch einen Ausblick, wie es mit den Perseiden im Jahr 2013 aussieht.
bei der Fotografie von Sternschnuppen zu beachten ist und welche Ziele man sich setzen kann. Ebenfalls der Meteorfotografie widmet sich der Beitrag von Erwin Filimon. Er berichtet, wie Mitglieder der Sternwarte Gahberg seit Jahren erfolgreichen auf Feuerkugeljagd gehen. Dieter Heinlein nimmt die helle Feuerkugel vom 21./22. Februar 2012 genauer unter die Lupe. Er demonstriert, welche Informationen sich aus der präzisen Vermessung der Aufnahmen gewinnen lassen. Schließlich beschreibt Dirk Panczyk sein erfolgreiches Experiment zum ,,Einfangen" der Perseiden 2012 in Zeitrafferfilmen. Er freut sich bereits auf die Geminiden!
In den letzten VdS-Journalen waren Beiträge zu Meteoren eher selten, was nicht etwa daran liegt, dass das Interesse an diesen flüchtigen Erscheinungen schwindet. Es ist nur leider so, dass die schreibende Zunft auf unserem Gebiet etwas
VdS-Journal Nr. 45
Jürgen Rendtel gewährt uns einen tiefen Einblick in die Meteorfotografie, einer Beobachtungsmethode mit langer Tradition, die mit dem Aufkommen von Digitalkameras neuen Schwung bekommen hat. Er gibt detaillierte Hinweise, was
Die jüngste Beobachtungsmethode ist die Videobeobachtung von Meteoren, der drei Beiträge gewidmet sind. Eckehard Rothenberg berichtet von der langen Historie der Meteorbeobachtungen an der Archenhold-Sternwarte Berlin,
Meteore
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1 Linke Seite: Dieses Bildkomposit
zeigt 21 Meteore des Perseidenstroms um den Radianten im namensgebenden Sternbild Perseus. Die zugrunde liegenden Aufnahmen wurden in der Nacht vom 12. auf den 13. August 2012 gemacht. Bildautor: Hermann Koberger, Fornach/Österreich
einer Tradition, an die seit vier Jahren mit einer automatischen Videometeorkamera angeknüpft wird. Sirko Molau beschreibt, welche Fortschritte die Videobeobachtungen im IMO-Kameranetz machen und zu welchen verblüffenden Ergebnissen wir in der jüngsten Zeit ge-
kommen sind. Schließlich stellt Detlef Koschny eine professionelle Meteorbeobachtungsstation der ESA auf den Kanaren vor. Sie belegt, wir gut die Zusammenarbeit zwischen Profis und Amateuren gerade auf dem Gebiet der Meteorbeobachtung funktioniert.
Frank Enzlein beschreibt in seinem Bericht eine besonders spannende Seite der Meteorbeobachtung - die Suche nach der passenden Wolkenlücke, um im Falle eines (vorhergesagten) Ausbruchs wie den Draconiden 2011 hohe Zenitraten zu erhaschen. Noch exotischer ist die Beobachtungsmethode, der sich Bernd Gährken in seinem Artikel zuwendet - der Jagd nach Meteoroidenimpakten auf dem Mond.
Schließlich rundet Andre Knöfel das Schwerpunktthema mit einer Buchrezension ab. Gerade rechtzeitig zu diesem Schwerpunktthema hat der OculumVerlag ein Praxis-Buch zur Meteorbeobachtung herausgebracht, in dem Autoren des AKM unser Beobachtungsgebiet schmackhaft machen. Ob das Buch ein guter Anknüpfungspunkt ist - wenn Sie mit diesem Heft vielleicht auf den ,,Meteorgeschmack" gekommen sind - lesen Sie selbst!
Ihr Sirko Molau Leiter der VdS-FG Meteore
Mit Sternschnuppen das Sonnensystem
erkunden: Der Perseidenstrom der letzten Jahrzehnte
von Rainer Arlt
Seit Jahrzehnten ist die Begegnung mit dem Meteorstrom der Perseiden ein astronomisches Ereignis, das auch etlichen Laien ein Begriff ist. In vielen Fällen sind es nur ein paar Perseiden-Meteore Mitte August, die bei unseren sjüngsten Amateuren das Interesse an unserer faszinierenden Wissenschaft geweckt haben. Den Stand der Forschung zum Perseidenstrom sowie die Beobachtungsbedingungen für das Jahr 2013 wollen wir im folgenden Artikel beleuchten.
seiden verursachen, nahezu parallel im Raum bewegen. Sie verursachen einen ähnlichen Effekt wie Schneeflocken, die ebenfalls nahezu parallel vom Himmel fallen. Schaut man nach oben, scheinen
die Schneeflocken genau wie die Meteore aus einem Punkt zu kommen.
Die genauen Umstände der Begegnung des Stroms mit der Erde sind noch etwas
Sternschnuppen werden von kleinen Staubteilchen mit kaum einem Gramm Masse erzeugt, die auf ihrem Kurs durch das Sonnensystem mit der Erde kollidieren und in der Erdatmosphäre vollständig verglühen. In jeder klaren Nacht lassen sich solche Meteore beobachten - sie erscheinen dann nahezu wahllos am Himmel und sind typischerweise nicht heller als Sterne. Zu bestimmten Zeiten im Jahr kommt es zu Häufungen, und die Meteore scheinen mit ihren Rückverlängerungen von einem Punkt am Himmel auszugehen. Dieser Punkt wird Radiant genannt. Er liegt für die Sternschnuppenhäufung im August im nördlichen Teil des Sternbilds Perseus, das dem Strom den Namen Perseiden gab. Der Radiant ist der perspektivische Ausdruck der Tatsache, dass sich die Teilchen, die die Per-
1 Wanderung des Radianten der Perseiden im Laufe der Aktivitätsperiode vom 15.7.
bis 25.8. Als Durchmesser des Radianten kann ein visueller Beobachter rund 15 Grad annehmen, um die Ungenauigkeiten bei der Rückverlängerung der Meteore zu berücksichtigen.
VdS-Journal Nr. 45
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Meteore
komplizierter, so dass sich im Laufe der Tage eine langsame Verlagerung des Radianten am Himmel ergibt. Die Positionen für den Radianten sind in Abbildung 1 angegeben. Die Richtung zum Radianten ist auch nicht die wahre Richtung im interplanetaren Raum, aus dem die Teilchen kommen, sondern ergibt sich aus der vektoriellen Addition der Teilchenbewegung mit der Bewegung der Erde. Aus einem fahrenden Auto erscheinen in gleicher Weise die senkrecht fallenden Schneeflocken von vorn zu kommen.
Mit großer Regelmäßigkeit erreicht der Perseidenstrom um den 12. August seine maximale Aktivität. Diese wird als stündliche Zenitrate gemessen und bezieht sich auf einen visuellen Beobachter, der bei einer Grenzgröße von 6,5 mag eine Stunde lang zählt, wobei außerdem eine Radiantenhöhe von 90 Grad vorausgesetzt wird. Im Englischen wird der Begriff der ,,Zenithal Hourly Rate" verwendet, von der sich die weit verbreitete Abkürzung ZHR herleitet. In der Realität wird man oft bei etwas schlechterem Himmel beobachten; auch erreicht der Radiant in Mitteleuropa niemals den Zenit. Daher werden in der Praxis weniger Meteore für den Beobachter sichtbar als mit der ZHR angegeben. Für die Perseiden wird oft eine maximale ZHR von rund 100 angegeben, aber wir werden sehen, dass es Schwankungen und Nebenmaxima gibt, die jedes Jahr neue Informationen über den Strom zu Tage fördern.
Ursprungskörper des Perseidenstroms ist der Komet 109P/Swift-Tuttle. Bei jeder Annäherung an das Perihel seiner Bahn verteilt der Komet neues Staubmaterial und liefert damit Teilchen für potenzielle Perseidenmeteore. Der Staub mit typischen Massen zwischen Milligramm und Gramm verteilt sich längs der Kometenbahn und ist nicht für den Staubschweif verantwortlich. Jener wird von noch viel kleineren Teilchen gebildet, auf die der Strahlungsdruck der Sonne mehr wirkt als die Gravitation. Die Swift-TuttleTeilchen würden sich im Prinzip genauso wie der Komet weiterbewegen, wäre da nicht die zusätzliche Geschwindigkeit, mit der der Staub aus der Kometenoberfläche herausgeschleudert wird. Wieder ist es die vektorielle Addition zweier Geschwindigkeiten, nämlich der Kometenbahngeschwindigkeit und der Aus-
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2 Durchstoßpunkte der Bahnen von simulierten Teilchen, die 1862 vom Kometen ausge-
stoßen wurden. Die Papierebene ist die Erdbahnebene (Ekliptik), die durchgezogene Linie ist die Erdbahn (J. Vaubaillon - IMCCE).
wurfgeschwindigkeit, die einen neuen Bewegungsvektor bildet und damit zu einer leicht veränderten Bahn für das Staubteilchen führt.
Genau an dieser Stelle setzen Teilchensimulationen an, die gedachte Staubpartikel mit solchen leicht veränderten Bewegungsvektoren am Kometen starten lassen und ihre Bahnbewegung mit allen folgenden Störungen durch die Planeten verfolgen. Kommen einige dieser Testteilchen in Erdnähe, kann man eine erhöhte Aktivität vom Strom erwarten. Die Auswurfgeschwindigkeiten sind relativ klein, einige zehn Meter pro Sekunde vielleicht. Die Abweichung von der Kometenbahn, auf der sich die Körper mit rund 40 Kilometern pro Sekunde in Perihelnähe bewegen, ist also sehr gering. Daher kann man außergewöhnliche Aktivität immer in Jahren um die Perihelnähe des Kometen erwarten, obwohl die Teilchen nicht bei diesem Periheldurchgang ausgestoßen wurden, sondern in etwa mit dem Kometen zusammen ihr eigenes Perihel wieder erreichen. Die Kometenbahn schneidet ja die Erdbahn
nicht wirklich - die Welt wäre vermutlich in Aufruhr, wenn das so wäre. Es sind gerade die kleinen Abweichungen von der Kometenbahn sowie die Störungen durch die Planeten, die das Erdbahnkreuzen für eine geringe Zahl aller Teilchen überhaupt erst möglich machen und damit zu einem Meteorstrom führen.
Der Komet 109P/Swift-Tuttle erreichte sein Perihel nach 130 Jahren Umlaufzeit im Jahre 1992. Damals waren Teilchensimulationen noch eine aufwändige Angelegenheit, da die Computer noch weit weniger leistungsfähig waren, so dass es für die Jahre um den Periheldurchgang des Kometen keine Vorsage gab. Schon 1988 wurde jedoch ein kleines Vormaximum beobachtet, das im Jahre 1991 von einem großen Aktivitätsausbruch gekrönt wurde, der von ostasiatischen geografischen Längen aus beobachtbar war. Erst nach dem Perseidenmaximum im Jahre 1992 wurde der Mutterkomet wiederentdeckt. Damit wurde klar, dass frisch ausgeworfene Teilchen Staubfilamente in Kometennähe bilden, die nach mindestens einem Umlauf zu Aktivitäts-
Meteore
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ausbrüchen führen können. Die jährlich wiederkehrende, traditionelle Aktivität des Stroms ist dagegen auf viel länger ,,auf freiem Fuß" befindliche Teilchen zurückzuführen, die sich über 10-20 Umläufe längs der gesamten Kometenbahn verteilt haben.
Das frische Material konzentrierte sich auch an einem etwas anderen Begegnungspunkt mit der Erdbahn. Bis zu zwölf Stunden vor dem traditionellen Maximum kam der neue Peak zu liegen. Der zusätzliche Peak war in etlichen Folgejahren nachweisbar. Inzwischen waren die Computer leistungsfähig genug geworden und erlaubten direkte Simulationen des Stroms. Die Bewegung der Filamente kann sehr subtil sein: Bis ins Jahr 2004 gab es Vorhersagen für erhöhte Aktivität, die tatsächlich auch beobachtet wurde, d.h. bis zu zwölf Jahre nach dem Durchgang des Kometen durch sein Perihel. Abbildung 2 zeigt die Durchstoßpunkte einer ganzen Reihe von Teilchenbahnen durch die Erdbahnebene. In den Abendstunden des 11.8.2004 häufen sich diese Durchstoßpunkte in der Nähe der Erdbahn. Die Teilchen stammten vom vorangegangenen Periheldurchgang des Kometen im Jahre 1862. Bis 2007 konnte die Aktivität dieses neuen Filaments verfolgt werden. Der Vergleich der Simulationen mit den tatsächlich eintretenden Maxima erlaubt es uns, die Staubproduktion von Kometen in der Vergangenheit zu rekonstruieren. Bisher ist das erfolgreich auch bei den Kometen 7P/PonsWinnecke, 21P/Giacobini-Zinner und 55P/Tempel-Tuttle gelungen.
Das Perseidenmaximum ist seither variabel geblieben. Abbildung 3 zeigt die von rund 280 Beobachtern weltweit ermittelte 2012er Aktivitätskurve der International Meteor Organization (IMO). Etwa zwischen 12:00 und 14:30 Uhr UTC wurde das Maximum am 12.08.2012 erwartet. Die höchsten Raten wurden dann gegen 16:00 Uhr UTC beobachtet. Der Zeitpunkt ist recht ungenau, da diese Zeiten vom pazifischen Raum aus am besten beobachtbar waren, der naturgemäß wenig Beobachter bereithält. 2013 wird das anders, so dass wir die Gelegenheit nutzen wollen, zu visuellen Beobachtungen aufzurufen. Obwohl inzwischen Videotechnik den visuellen Beobachter relativ gut ersetzen kann - ihm in puncto
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Aktivitätskurve der Perseiden im Jahre 2012. Die ZHR ist ein standardisiertes Aktivitätsmaß, das die visuelle Rate auf eine Grenzgröße von 6,5 mag und eine Radiantenhöhe von 90 Grad korrigiert. Die obere Grafik zeigt den Verlauf über die gesamte Aktivitätsperiode, die untere den in den Nächten stärkster Aktivität. (Live-Grafik von www.imo.net, Stand 29.9.2012)
Genauigkeit natürlich auch überlegen ist - so sind es immer noch die sehr große Zahl von visuellen Beobachtern und deren sehr breite geografische Verteilung, die die Aktivitätskurven einfacher Zählungen mit bloßem Auge zu einem verlässlichen Beobachtungsbefund machen, der mit den Teilchensimulationen verglichen werden kann. Je genauer wir das Aktivitätsprofil eines Stroms bei jedem Maximum kennen, desto kleinere Signaturen von individuellen Staubfilamenten können wir noch ausmachen und damit weit zurückliegende Periheldurchgänge der Mutterkometen diagnostizieren. Für 2012 steht diese Diagnose noch aus.
Zu sehr guten Beobachtungsbedingungen kommt es in diesem Jahr in der Nacht vom 12. zum 13. August 2013. Der zunehmende Mond ist dünn und steht bei tiefen Deklinationen, so dass er bald nach der Abenddämmerung untergeht. Das mittlere Maximum wird für etwa 20:00 bis 21:00 Uhr MEZ erwartet, etwas zu früh, um es bei sehr hohem Radiantenstand in den Morgenstunden beobachten zu können. So scharf ist der
Peak jedoch nicht, dass man nicht auch sehr gute Raten in den Morgenstunden des 13.8. sehen könnte. Die Abweichungen vom ,,Standardmaximum" sind ja oben bereits gezeigt worden; es kann also durchaus auch mit einigen Stunden Verspätung zu höchsten Raten kommen. Findet man einen sehr dunklen Standort, kann der visuelle Beobachter Raten von 60-80 Perseiden pro Stunde erwarten. Von Stadtlicht aufgehellter Himmel verschluckt eine Menge Meteore. Bei einer Grenzhelligkeit von nur fünf Größenklassen werden nur noch rund 20-30 Perseiden pro Stunde sichtbar.
Bei einer visuellen Beobachtung sollten die Perseiden und Nicht-Perseiden in Intervallen von nicht mehr als zehn Minuten gezählt werden, damit auch noch Strukturen innerhalb des Stroms nachweisbar bleiben. Die Ergebnisse können auf der Webseite der IMO unter www. imo.net in ein Online-Formular eingetragen werden, von dem sie automatisch jede Viertelstunde in eine stetig wachsende Aktivitätsgrafik aufgenommen werden.
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Meteore
Moderne Möglichkeiten der Meteorfotografie
von Jürgen Rendtel
Ein Blick zurück Frühe Fotoplatten waren durch lange Belichtungen zur Abbildung schwacher stationärer astronomischer Objekte nutzbar. Kurzzeitige bewegliche Erscheinungen wie Meteore blieben hiermit aber unerreichbar. Dennoch gelang Ladislaus Weinek in Prag während des Andromediden-Sturms im November 1885 das erste Meteorfoto, begünstigt dadurch, dass die Andromediden mit sehr geringer Geschwindigkeit auf die Erde trafen. Um die Winkelgeschwindigkeit messen zu können, führte William Lewis Elkin 1898 am Harvard Observatory den rotierenden Shutter (Sektorblende) vor dem Objektiv ein. Die Entwicklung der Kameratechnik gipfelte in den extrem lichtstarken (f/d = 0,5)-Super-Schmidt-Kameras der 1950erJahre mit einem Bildfelddurchmesser von rund 60 Grad auf einer gewölbten Fotoplatte. Damit erreichte man Meteore bis etwa 3,5te Größenklasse. Genaue Positionsmessungen in einem so großen Feld bildeten die Grundlage für die Berechnungen von vielen Meteoroidenorbits. 1966 wurde der große Leonidensturm mit diesen Kameras beobachtet. Auf jedem Bild waren so viele Meteorspuren abgebildet, dass das Erkennen identischer Spuren auf den Aufnahmepaaren bis heute aussichtslos erscheint. Derzeit werden die Fotos digitalisiert, um sie auszuwerten. Die Aufnahme des ersten Meteorspektrums entstand 1897 per Zufall bei Arbeiten für den Henry-Draper-Katalog. Doch selbst 90 Jahre später konnte man die Anzahl verwertbarer Meteorspektren noch an den Händen abzählen [1].
Generell steht der Meteorfotograf vor einer schwierigen Aufgabe, denn weder Zeitpunkt noch Ort eines Meteors lassen sich vorhersagen. Auch mit moderner Fototechnik sind nur hellere Meteore erreichbar. Aufgrund der Winkelgeschwindigkeit steht pro Filmkorn oder Pixel sehr wenig Lichtenergie zur Verfügung. Mit bloßem Auge kann man unter optimalen Bedingungen Meteore bis zur 6. oder 7. Größe in der Nähe des Bildfeldzentrums wahrnehmen. Moderne Videokameras erreichen 8. Größe und MeteorradarSysteme sogar mehr als 11. Größenklas-
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1 Kamera mit einem Fischaugenobjektiv und einem elektronischen Timer. Mit dieser
Kombination lassen sich kontinuierliche Serien von Langzeitbelichtungen mit einstellbarer Dauer einrichten.
se. Weder der traditionelle Film noch die modernen digitalen Empfänger können da mithalten. Da jedoch der technische Aufwand für die Fotografie eher gering ist und viele Amateurastronomen im Umgang mit Kameras erfahren sind, steht hier eine lohnende Methode zur Verfügung. In diesem Artikel sollen einige Zielstellungen und die dafür empfohlene Aufnahmetechnik beschrieben werden.
Die Kamera Das Kameragehäuse ist lediglich Filmbzw. Sensor-Halter. Bequem sind solche mit ,,T"-Verschluss-Option (Öffnen beim ersten Betätigen des Auslösers, schließen
beim weiteren Drücken). Einige Fernauslöser setzen dieses Prinzip bei Einstellung ,,B" um [2]. Limitierender Faktor ist heute meist die Batterie. In der Praxis reicht eine Ladung für Belichtungen von fünf bis zehn Minuten über eine Gesamtdauer von rund zwölf Stunden (Filmbelichtungen) oder rund drei Stunden (Digitalaufnahmen) - hier sollte man einen entsprechenden Vorrat bereithalten oder auf externe Stromversorgungen setzen.
Angesichts der vielen Funktionen moderner digitaler Kameras ist es wichtig, auf eine einfache Handhabung im Dunkeln sowie die Abschaltmöglichkeit von Automatikfunktionen zu achten. Winter-
Meteore
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liche Bedingungen oder hohe Feuchtigkeit können zu Ausfällen elektronischer Systeme führen. Belichtungszeiten von weniger als 60 Sekunden sind ungeeignet - wir erhalten eine Unmenge von Aufnahmen, die es anschließend zu sichten gilt. Kameramodelle mit programmierbaren Steuerteilen können sehr nützlich sein, vor allem, wenn sie eine kontinuierliche Folge von Belichtungen mit festlegbarer Dauer erlauben. Als Beispiel sei ein kabelgebundenes Steuerteil empfohlen, das Belichtungen von jeweils einer Minute in ununterbrochener Folge auslöst - solange der Akku reicht [1]. Vor dem Einsatz sollte man seine Kamera jedoch unter realen Bedingungen testen.
CCD, CMOS und Pixelanzahl In einem CCD erzeugt ein Photon eine Ladung in einem Pixel. Die akkumulierten Ladungen werden pixelweise als Spannungswerte übertragen. Beim CMOS verfügt jedes Pixel über eine eigene Elektronikeinheit. Meist benötigen CMOSChips weniger Energie als CCD-Chips, was sich in der Akku-Betriebszeit auswirken sollte. Je mehr Pixel pro Fläche vorhanden sind, umso kleiner müssen die Bildelemente sein. Daraus ergibt sich eine reduzierte Lichtempfindlichkeit und zugleich eine höhere Rauschneigung. Man sollte daher gerade bei astronomischen Anwendungen nicht primär die Pixelanzahl sondern auch die Pixelgröße im Auge behalten.
Meteorreichweite und Blickrichtung Die Reichweite hängt stark von der Empfindlichkeit des Empfängers ab. Während sich ein Stern-Bild mit maximal 0,004 Grad pro Sekunde bewegt, sind die Meteore typischerweise mit zenh Grad pro Sekunde unterwegs - es sei denn, man lässt die Kamera praktisch auf den Radianten blicken. Dann aber erscheinen die Spuren sehr kurz und für eventuelle Messungen oder Berechnungen treten ungünstige Verhältnisse auf. Die Forderung nach hohen ISO-Werten besteht sowohl bei Film- wie auch bei Digitalkameras. Die maximal sinnvolle Empfindlichkeit sollte unbedingt am Beginn einer Beobachtung bzw. für einen Standard-Beobachtungsort getestet werden. Zu hohe Werte verursachen ein deutlich sichtbares Rauschen und eine merkliche Aufhellung des gesamten Bildes.
2 Rotierende Sektorblende vor einem Weitwinkelobjektiv. Auf getrennten Stativen
montiert werden Vibrationen der Kamera vermieden.
Die Rauschunterdrückung muss bei Langzeitbelichtungen ausgeschaltet werden. Andernfalls erzeugt die Kamera zu jeder Belichtung eine ebenso lange Dunkelaufnahme - man hat also 50 Prozent technische ,,Ausfallzeit".
Ein anderer wesentlicher Faktor ist das Objektiv. Bei einer längeren Brennweite f bewegt sich das Abbild jedes Objekts schneller über den Empfänger als bei kurzer Brennweite. Die Reichweite sinkt mit 1/f. Bei größerer Öffnung d wird dagegen mehr Licht gesammelt - der Zuwachs erfolgt mit d2. Objektive lassen sich bezüglich ihrer ,,Effektivität" e durch e ~ g d2 / f vergleichen. Dabei ist g die ISO-Empfindlichkeitsangabe.
Diesen gerätetechnischen Faktoren sind astronomische und atmosphärische Effekte überlagert [3]:
1. In Richtung Zenit überblickt eine gegebene Kamera ein viel kleineres atmosphärisches Volumen als in der Nähe des Horizontes. (Diese Überlegung ist bei einem FischaugenObjektiv praktisch hinfällig, aber bei kleinerem Feld wesentlich.)
2. Dem Gewinn an überblicktem Volumen - proportional mit cos z (z - Zenitdistanz) - stehen Verluste infolge der atmosphärischen Extinktion in geringen Höhen sowie des
größeren Abstandes eines Meteors vom Beobachtungsort gegenüber. Die Extinktion wächst im sinnvoll nutzbaren Bereich (grob) mit 1/cos z, die scheinbare Helligkeit sinkt mit dem Quadrat zum Abstand des Meteors (r), also effektiv auch mit dem Abstand vom Zenit proportional mit 1/cos2 z. Unter dem Strich kompensieren sich die Faktoren weitgehend. 3. Darüber hinaus geht die Winkelgeschwindigkeit der Meteore merklich ein. Durch den großen Abstand horizontnah beobachteter Meteore ist dort die Winkelgeschwindigkeit gering - ein günstiger Effekt für die Chance der Meteorabbildung. Eine geringe Winkelgeschwindigkeit ist ebenso in der Nähe zum Radianten zu beobachten, wo die Spur perspektivisch verkürzt erscheint. 4. Wenn die Chance des Auftretens heller Meteore hoch ist - etwa in der Nähe des Zentrums eines (großen) Meteorstromes - dann sind große Bildfelder zu bevorzugen. Diese Helligkeitsinformation steckt im Populationsindex r. Dieser gibt an, um welchen Faktor die Anzahl der (tatsächlich auftretenden) Meteore von einer Helligkeitsklasse zur nächst schwächeren ansteigt. Ein hoher Wert signalisiert einen hohen Anteil schwacher Meteore - ein geringer r-Wert entsprechend mehr helle Meteore. Der
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Meteore
3 Die permanenten Kamerastationen des European Network des DLR (Stand 2012).
Man erkennt, dass durchaus noch Lücken zu schließen sind. Die rot markierten Kamerastandorte gehören zum DLR-Feuerkugelnetz, die blauen Punkte zum tschechischen Netz und die Kameras an den beiden grün bezeichnteten Orten arbeiten autonom. Bildautor: Dieter Heinlein
4
Ausrichtung der Dispersionsrichtung des Gitters oder Prismas vor der Kamera.
Mittelwert für sporadische Meteore (keinem Strom zugeordnet) liegt knapp unter 3; bei den Perseiden oder Geminiden findet man eher 2,1 - 2,4. 5. Lokale Besonderheiten, wie etwa störende Aufhellungen, schließen bestimmte Richtungen aus. Das gilt auch für Aufhellungen durch den Mond oder die Dämmerung.
Auf Grundlage dieser Informationen gilt es nun, das optimale Feld auszuwählen. Es dürfte bei der Aktivität von Strömen in mittlerer Höhe liegen (je nach Bildfeld 30 - 40 Grad), und zwar so, dass der Radiant vielleicht gerade noch im Bildfeld erscheint. Für die meisten Nächte des Jahres kommen als permanente Quellen der Antihelion-Bereich (etwa zehn Grad östlich des Gegensonnenpunktes; kulminiert rund 40 Minuten nach Mitternacht Ortszeit) und die Apex-Quelle (Meteore auf Orbits mit hohen Bahnneigungen, also gegenläufig zum Erdumlauf; erscheint gegen Morgen) zum Tragen.
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Zu jeder Belichtung sollten einige Daten notiert werden. Moderne digitale Kameras erfassen Datum und Uhrzeit automatisch mit - man muss jedoch vorab sicher stellen, dass die Einstellungen auch korrekt sind.
Die Datenliste: Belichtung (Beginn und Ende, sekundengenau UT) genaue Zeit heller Meteore (sofern beobachtet) Notizen über andere Objekte, die sich durch das Bildfeld bewegen (Satelliten insbesondere mit Helligkeitsspitzen zur vereinfachten Fehlersuche bzw. Identifikation) Sichtbedingungen
Die schon genannte Belichtungsdauer von einer Minute ergibt bei nicht nachgeführten Aufnahmen Spurlängen von 1/4 Grad in Rektaszension. Nimmt man bei späteren Positionsmessungen die Mitte der Spur als Referenzpunkt, muss man bei unbekannter Aufleuchtzeit des
Meteors mit einem maximalen Positionsfehler von 1/8 Grad in Rektaszension rechnen - für zahlreiche Anwendungen eine akzeptable Genauigkeit, so dass der Aufwand für die Kameraaufstellung sehr gering ist: Ein stabiles Stativ reicht aus, auf eine Nachführung kann verzichtet werden. Bei den Kameras mit Film wird man wegen des großen Filmbedarfs kaum 1-min-Belichtungen wählen. Bei längeren Belichtungen entstehen dann die bekannten Strichspuraufnahmen (siehe den Beitrag von Dieter Heinlein in diesem Heft), bei denen die genaue Kenntnis der Start- und Endzeit der Belichtung sowie die Aufleuchtzeit des Meteors für die Vermessung der Meteorspur notwendig sind.
Empfehlung: Zusatz-Einrichtungen Die Fotografie liefert uns lediglich ein Summenbild eines Ereignisses. In einigen Fällen kann man nicht einmal die Bewegungsrichtung zuverlässig erkennen.
Es gibt jedoch eine relativ einfache Möglichkeit, eine regelmäßige Zeitmarke über die gesamte Spur anzubringen. Dafür nutzt man eine rotierende Sektorblende, auch rotierender Shutter genannt [2]. Voraussetzung für die Messung der Winkelgeschwindigkeit ist die Kenntnis der Drehzahl des antreibenden Motors. Dies kann z.B. ein Synchronmotor sein, dessen Drehzahl von der Netzfrequenz gesteuert wird. In den meisten Fällen wird dies ausreichend sein. Den Shutter muss man sorgfältig auswuchten, um Schwingungen der Kamera zu vermeiden, oder auf einem getrennten Stativ vor der Optik aufstellen (Abb. 2).
Die nächtliche Abkühlung sorgt fast regelmäßig für ein Beschlagen oder gar Vereisen der Objektive. Dies beginnt in der Mitte der Frontlinse, die zuerst auskühlt. Auf den Fotos macht sich dies in Form eines Schleiers und abnehmender Grenzgröße bemerkbar. Eine kleine Heizung ist daher in den meisten Nächten unverzichtbar. Sie muss nur so viel Wärme liefern, dass die Temperatur minimal über dem Taupunkt bleibt. Notfalls kann man auch versuchen, mit einem am Objektiv befestigten Handwärmer das Beschlagen aufzuhalten. Die Wärmewirkung lässt aber nach etwa 20 Minuten nach, so dass dies keine Lösung für eine lange Aufnahmeserie ist.
Meteore
13
5 Spektrum eines Geminiden;
Bildautor: Sihao Cheng, siehe auch [4]
Eine Montierung mit Nachführung erlaubt natürlich längere Belichtungen mit punktförmig abgebildeten Sternen. Voraussetzung ist, dass die Montierung genau aufgestellt ist und ohne Korrektur exakt mitläuft.
Beobachtungsnetze: FeuerkugelÜberwachung, Höhenberechnung Sollen Aufnahmen für Messungen von Bahnen (atmosphärische Bahn, Orbit um die Sonne) verwendet werden, ist das Zusammenspiel mit wenigstens einer weiteren Aufnahmestation notwendig [1]. So existiert in Mitteleuropa ein Kameranetz mit Stationen in etwa 50 bis 100 Kilometern Abstand. Das European Network (EN) ist das älteste derartige Netz, das noch betrieben wird. Es verfügt über Stationen in der Tschechischen Republik, in Deutschland, Österreich und den Niederlanden. Ziel dieser systematischen Himmelsüberwachung sind die hellen Feuerkugeln, die möglicherweise mit dem Niedergang meteoritischen Materials auf die Erdoberfläche verbunden sind. Dafür kommen vorzugsweise die relativ langsam (unter etwa 25 km/s) in die Atmosphäre eindringenden Meteoroide in Frage. Deren leuchtende Bahnen reichen bis in den Bereich um 20 Kilometer Höhe. Untersuchungen haben gezeigt, dass sie im Abendsektor um 18 Uhr Ortszeit etwa viermal häufiger auftreten als gegen Morgen.
Für die Feuerkugel-Überwachung ist die Abbildung möglichst des gesamten Himmels erwünscht. Der Abbildungsmaßstab ist dann eher ungünstig, sollte für Positionsmessungen mit akzeptabler Genauigkeit aber ausreichen. Bei der Überwachung werden generell lange Belichtungen vorgenommen - je nach Kamera und Objektiv u.U. nur eine Aufnahme pro Nacht. In diesem Fall kommen zum Teil noch gering empfindliche Filme zum Einsatz. Schließlich geht es nur um die Erfassung sehr heller Ereignisse.
Spektren Das Aufnehmen von Spektren erfordert ein Prisma oder ein Gitter vor der Kameraoptik. Da wir die ohnehin geringe Lichtmenge eines schnell bewegten Meteors in diesem Fall auch noch farblich zerlegen, sinkt die Reichweite. Darüber
hinaus ist eine Optimierung des Bildfeldes wesentlich, denn es geht nicht nur um die Winkelgeschwindigkeit, sondern es sollte die spektrale Aufspaltungsrichtung weitgehend senkrecht zur Bewegungsrichtung verlaufen (Abb. 4). Während der Aktivität eines Meteorstromes kennen wir die Richtung der Strommeteore in einem Bildfeld relativ genau. Das Kamerafeld sollte dann seitlich in gleicher Höhe wie der Radiant liegen. Bewegt sich ein Meteor jedoch parallel zur Aufspaltungsrichtung, werden die einzelnen Farben übereinander abgebildet.
Meteorfotometrie Bei Strichspuraufnahmen von Sternfeldern - also Langzeitbelichtungen ohne Nachführung - ergibt sich eine recht zuverlässige Fotometriemöglichkeit [5]. Die Sternspuren werden auf dem Empfänger mit einer Geschwindigkeit (,,Stern-Geschwindigkeit") von
vS = 2 f cos / Tsid
abgebildet (f ist die Objektivbrennweite, ist die Deklination des Sternes, Tsid = 86164 s ist die siderische Erdrotation).
Die (scheinbare) Meteorgeschwindigkeit vM ist aus einer unterbrochenen Spur direkt zu messen, oder sonst aus einer - sicher groben - Schätzung zu erhalten. Nun werden die Lichtwirkungen von Sternspur und Meteorspur verglichen. Die Spur eines Meteors wird der Helligkeit eines schwächeren Sternes entsprechen. Der Helligkeitsunterschied aufgrund der verschiedenen Geschwindigkeiten beträgt m (v) = mM - mS = -2,5 p lg (vM / vS), wobei der Schwarzschild-Exponent p bei
fotografischen Filmen bei 0,7 liegt, bei elektronischen Empfängern praktisch 1 zu setzen ist. Betrachten wir für einen Überschlag typische Werte vM 10 Grad /s und vS 0,004 Grad /s, so ergibt sich eine Differenz von m (v) 8 mag - ein nicht allzu schnelles -4 mag helles Meteor erzeugt auf einem elektronischen Sensor eine Spur wie ein +4 mag schwacher Stern. Farbe und insbesondere ein Nachleuchten können den Unterschied verringern.
Bei Verwendung einer Sektorblende muss zusätzlich die Unterbrechung der Sternbelichtung beachtet werden. Je breiter die Sektoren, umso weniger Sternenlicht gelangt zur Abbildung, die Sterne werden um den Betrag
m (B) = mS - mSB = -2,5 lg (360 Grad / B)
geschwächt, wobei B der Öffnungswinkel der Sektorblende ist.
Literaturhinweise: [1] J. Rendtel, R. Arlt: Meteore. Ocu-
lum, 2012 [2] J. Rendtel, Handbook for photo-
graphic meteor observations. IMO, 1993 [3] J. Rendtel: Möglichkeiten der Meteorfotografie. Orion 42, 1984, 196-198 [4] Sihao Cheng, Simiao Cheng: Meteor spectral observation with DSLR, normal lens and prism. WGN 39, 2011, 39-46 [5] J. Rendtel: Einige Ergebnisse der Fotometrie von Meteorspuren. Die Sterne 55, 1979, 97-104
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Meteore
Feuerkugel synchron fotografiert
von Erwin Filimon
Ich beschäftige mich schon seit vielen Jahren mit der Fotografie von Meteoren bzw. Feuerkugeln. Auf der Sternwarte Gahberg betreiben wir seit dem Jahr 1988 eine klassische Meteoritenortungskamera mit Film. Daher hatte ich die Idee, auch eine digitale Himmelsüberwachung einzurichten.
Unser Verein ermöglicht aktiven Mitgliedern die Verwirklichung eigener Projekte auf der Sternwarte. So ist es Mitgliedern möglich, ihre privaten Geräte auf dem Sternwartengelände bzw. in der Sternwarte fix aufzustellen und dabei die Infrastruktur der Sternwarte kostenlos zu nutzen (Strom, Breitbandinternet, Versicherung der Geräte, Aufenthaltsraum, Aufstellungs- und Lagerplatz, Sternwar-
1+2
Dieses sind die Originalaufnahmen der beschriebenen Feuerkugel. Die obere stammt von Erwin Filimon, die untere von Hermann Koberger
VdS-Journal Nr. 45
tenserver, etc.). Auch ich habe im Juni 2011 nach mehrmonatigem Testlauf mein Projekt - eine remote steuerbare digitale All-Sky-Kamera - auf der Sternwarte Gahberg in Betrieb genommen. Im Atterseegebiet gibt es in der kalten Jahreszeit häufig Bodennebel - der Gahberg mit einer Höhe von 860 Metern liegt zumeist über der Nebelobergrenze, ist also ein guter Platz für die digitale Himmelsüberwachung.
Meine Einheit besteht aus einer digitalen Spiegelreflexkamera (derzeit einer gebrauchten Canon 350D), die in einem wetterfesten Gehäuse unter einer Acrylkuppel eingebaut ist. Die Auswirkungen auf die optische Qualität der Aufnahmen sind minimal. Als Objektiv verwende ich ein Peleng Fisheye 8 mm/1:3,5. Die All-Sky-Kamera befindet sich auf dem Dach der Sternwarte Gahberg und ist mit dem Computer der Sternwarte verbunden. Über eine Remote-Verbindung kann ich übers Internet von meinem Haus in Seewalchen am Attersee die Stromversorgung der Kamera über eine
3
Bildkomposit, erzeugt aus den beiden Originalaufnahmen
15
4 Stereobild, erzeugt aus den beiden Originalaufnahmen
remote schaltbare Steckdose ein- und ausschalten, ebenso eine Heizung für die Acrylkuppel. Es ist mir via Teamviewer möglich, die digitale Spiegelreflexkamera fernzusteuern. Damit wird jede klare Nacht hindurch - mit jeweils 30 Sekunden Belichtungszeit aufgenommen. Ich verwende dazu das normale Canon-Programm. Die Eingaben (Belichtungszeit, Beginn der Belichtung, Anzahl der Aufnahmen und ASA-Einstellung) nehme ich manuell vor. Die Bilder werden lokal auf einer externen Festplatte gespeichert. Seit Beginn des Projektes sind so rund 140.000 Bilder in 230 Nächten entstan-
den, das entspricht 420 GB an Daten. Die Bilder werden (noch) manuell durchsucht - eine ,,spannende", aber zeitintensive Tätigkeit.
Das Ziel des Projektes ist die Erfassung von Feuerkugeln, was seit dem Beginn der Himmelsüberwachung im Juni 2011 schon mehrfach gelungen ist [1].
Auch die Erfassung von Polarlichtern ist damit möglich. Aus den Einzelbildern lässt sich so ein Zeitrafferfilm zusammenstellen. Das Polarlicht vom 24./25. Oktober 2011 wurde auf diese Art detektiert.
In ca. 20 Kilometern Entfernung vom Gahberg arbeitet unser Vereinsmitglied Hermann Koberger jun. in Fornach ebenfalls mit dem Objektiv Peleng 8 mm auf einer digitalen Canon 1000D. Auch er überwacht damit jede klare Nacht den Himmel und hat bereits zahlreiche schöne Feuerkugeln aufgenommen [2].
Am 17. März 2012 um 4:07 Uhr MEZ ist es uns erstmals gelungen, synchron eine Feuerkugel aufzunehmen. Die Abbildungen 1 und 2 zeigen unsere Originalaufnahmen. Leider haben wir keine Augenzeugenberichte, daher fehlen uns
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Meteore
Informationen zur Helligkeit der Feuerkugel. Die Rauchspur der Feuerkugel war acht Minuten lang fotografisch nachweisbar.
Unser Mitglied Stefan Pfeiffer hat die Aufnahmen bearbeitet und beide Aufnahmen im Ausschnitt übereinander kopiert (Abb. 3). Sehr deutlich ist dabei der Versatz der beiden Feuerkugelspuren aufgrund der 20 Kilometer Distanz zu erkennen.
Hermann Koberger hat eine Berechnung der Flugbahn vorgenommen. Demnach lag der Beginn der Leuchtspur in ca. 115 Kilometern Höhe 11 Kilometer östlich von Bischofshofen, das Ende der Leuchtspur in einer Höhe von ca. 86 Kilometern. Die Flugbahn war 48 Kilometer lang und
endete ca. einen Kilometer westlich von Thalgau.
Schließlich wurde mit den Aufnahmen von unserem Mitglied Robert Orso eine 3-D Version der Feuerkugelaufnahme erstellt (Abb. 4).
Aus der Synchronfotografie der Feuerkugeln ergeben sich sehr interessante Ergebnisse - ein spannendes Betätigungsfeld für die Fotografen mit einer digitalen Spiegelreflexkamera!
Unzählige Iridium-Flares, Satellitenspuren und Flugzeuge sind auf den Aufnahmen enthalten, aber auch die durchziehenden Wolken oder die Blitze von nächtlichen Gewittern sorgen für
so manch schöne Aufnahme. Selbst in hellen Vollmondnächten ist es durch die Einstellung einer niedrigen ASA-Empfindlichkeit noch möglich, auf ,,Feuerkugelfang" zu gehen.
Mittlerweile haben wir weitere Feuerkugeln synchron fotografiert und das nächste Polarlicht wird auch schon ungeduldig erwartet.
Internethinweise: [1] Feuerkugelfotografie Sternwarte
Gahberg: www.astronomie.at/ Scripts/shownews.asp?NewsId=255 [2] Meteorfotografie Hermann Koberger: www.astromethyst.at/meteore.html
Die Feuerkugel und der Meteoritenfall vom 21. Februar 2012
von Dieter Heinlein
Die sechzehn Meteorkameras des Feuerkugelnetzes, das unter der wissenschaftlichen Leitung des DLR-Instituts für Planetenforschung steht und dessen Ortungsstationen von Mitgliedern der VdSFachgruppe Meteore betreut werden, erfassen pro Jahr etwa 30 bis 60 Feuerkugeln: siehe www.dlr.de/feuerkugelnetz. Bei einem dieser leuchtstarken Meteore kam es offensichtlich - knapp zehn Jahre nach dem Fall von Neuschwanstein - wieder einmal zum Niedergang eines Meteoriten (ca. 500 Gramm Masse). Die Registrierung und detaillierte Auswertung dieses Falles soll hier exemplarisch dargelegt und diskutiert werden.
Eine Feuerkugel von -11. Größenklasse maximaler absoluter Helligkeit wurde in der Nacht vom 21. auf den 22. Februar 2012 um 20:59:44 Uhr UT von vier Kameras des Europäischen Meteoritenortungsnetzes (EN) fotografert. Dieser helle Meteor wurde von den drei deutschen All-Sky-Spiegel-Kameras #42 Neukirch, #88 Oberreith und #87 Gernsbach sowie der österreichischen Fish-Eye-Ortungsstation #26 Martinsberg erfasst. Die anderen umliegenden Meteorkameras des EN verpassten diese Feuerkugel bedauerlicherweise infolge von Schaltfehlern
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1 Die nächstgelegene All-Sky-Aufnahme des Meteors vom 21. Februar 2012 gelang der
EN-Kamera #42 Neukirch-Oberlangensee (bei Tettnang am Bodensee): Sie erfasste die Feuerkugel im Ostsüdosten. Foto: DLR-Institut für Planetenforschung
2 a+b
Abbildungen 2a+b: Die Feuerkugel EN210212 wurde ebenfalls von den EN-Stationen #88 Oberreith (im Südwesten, linkes Bild) und #87 Gernsbach (Südosten, rechtes Bild) fotografiert. Fotos: DLR-Institut für Planetenforschung
(#45 Streitheim) oder weil in der betreffenden Nacht keine Aufnahme gemacht wurde. Weiterhin konnte Hermann Koberger von Fornach/A aus den Meteor mit seinen Digitalkameras (Canon 1000D, 18 mm und 8 mm Fish-Eye, Abb.3) fotografieren. Zusätzliche Videokamera-Registrierungen gelangen Erik Große (DMK
41AU02, 6-mm-Objektiv, Abb. 7a) aus Ulm und Mark Vornhusen, der den Boliden mit Watecs (von Gais/CH, München und Tegernsee/D aus, Abb. 7b) erfasste, sowie Enrico Stomeo, der diese Feuerkugel mit einer Mintron-Kamera von Scorz/I (nordwestlich von Venedig) aus großer Entfernung gefilmt hat.
3 Auf Hermann Kobergers Digitalkamera-Aufnahme (18-mm-Optik) ist der Meteor vom
21. Februar 2012 links neben dem Planeten Jupiter am westsüdwestlichen Horizont von Fornach/Österreich zu sehen. Foto: Hermann Koberger
VdS-Journal Nr. 45
Ausgesprochenes Glück hatte Dr. Nicholas Römmelt aus Mieming bei Telfs/A, der während einer Aufnahmeserie mit seiner Digitalkamera aus allernächster Nähe einen Teil der Leuchtspur der Feuerkugel EN210212 ablichten konnte (siehe Abbildung 8 sowie den Artikel ,,Was die Nacht zum Tag machte" [1]).
Der Durchgangszeitpunkt dieser Feuerkugel am Faschingsdienstag konnte durch die Aufzeichnungen von sechs tschechischen Radiometern präzise auf den 21. Februar 2012 um 21:59:44,1 +- 0,1s Uhr MEZ (Anfang der photoelektrischen Registrierung des nächstgelegenen Radiometers #4 Churanov: siehe Abbildung 5) festgelegt werden. Zudem gingen zu diesem Ereignis bei der Leitung des DLR-Feuerkugelnetzes etliche Meldungen von zufälligen, visuellen Beobachtern ein.
Für die folgende Auswertung dieses Feuerkugelereignisses wurden nur die Aufnahmen der EN-Stationen #42 Neukirch, #88 Oberreith, #87 Gernsbach und #26 Martinsberg, sowie Hermann Kobergers Bild und die Videoregistrierung von Erik Große verwendet. Dr. Römmelts Foto des Bahnendes aus unmittelbarer Nähe brachte leider keine Verbesserung der konsistenten Reduktion der anderen Aufnahmen. In welcher Richtung der Meteor EN210212 von den einzelnen Kameras aus erschien, wird in der Abb. 4 gezeigt.
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4 Die Feuerkugel vom 21. Februar 2012 über West-Österreich wurde von vier
Ortungsstationen des Feuerkugelnetzes (42, 88, 87 und 26), mit den Digitalkameras von Dr. Nicholas Römmelt (NR) und Hermann Koberger (HK), sowie von den Videokameras von Erik Große (EG), von Mark Vornhusen (MV, drei verschiedene Standorte) und Enrico Stomeo (weit südlich des unteren Bildrandes) erfasst.
In der oben abgebildeten Darstellung deuten die Linien die Richtungen zum tatsächlichen Anfang und Ende der Meteor-Trajektorie an, wenngleich die verschieden weit entfernten und unterschiedlich bestückten Kamerastationen jeweils ggf. nur Teile der Meteorbahn erfassten. Die Leuchtspur des hellen Meteors EN210212 begann in 92 Kilometern Höhe südlich von Stams/Tirol, erreichte das Maximum ihrer Helligkeit ca. 49 Kilometer hoch über der Kalfesinerwald-Bergkette (nördlich von Imst) und endete in knapp 23 Kilometer Höhe zwischen Stanzach und Vorderhornbach (Tabelle 1).
Die wichtigsten Größen der Meteoroidbahn in der Erdatmosphäre sind in Tab. 1 zusammengestellt. Der mit einem Eintrittswinkel von rund 60 Grad gegen die Horizontale sehr steil einfallende Meteoroid EN210212 erzeugte eine Feuerkugel mit 80,6 Kilometer langer Bahnspur und 4,4 Sekunden Leuchtdauer. Dank der ziemlich geringen Eintrittsgeschwindigkeit von 20 Kilometern pro Sekunde wurde das Material des anfangs etwa 30 Kilogramm schweren Meteoroiden in der irdischen Lufthülle nicht ganz aufgerieben. In etwa 40 Kilometern Höhe fragmentierte der Körper offensichtlich in ein größeres und evtl. einige kleinere Bruchstücke. Die Restmasse von schätzungsweise 500 Gramm rechtfertigt durchaus eine gezielte Suche nach dem niedergestürzten Meteoriten, wenngleich das mutmaßliche Fallgebiet dieses ,,meteorite dropper" eine echte Herausforderung darstellt: Die Hauptmasse des Meteoritenfalls liegt im Tiroler Bergwald auf 1800 Metern Höhe, nördlich von HinterhornbachDurrach, unweit der Alpengipfel Jochumkopf und Roßkarspitze (siehe Abbildung 9).
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Tab. 1: Atmosphärische Leuchtspur des Meteors EN210212
Geschwindigkeit v Höhe h über NN Geogr. Breite (N) Geogr. Länge (E) Abs. Helligkeit M Meteoroidmasse m Zenitdistanz zR
Beginn 20,03 km/s 92,40 km 47,2425 Grad 11,0376 Grad -- 30 kg 29,92 Grad
Max. Hell. 19,6 km/s 49,2 km 47,324 Grad 10,734 Grad -11,4 mag -- --
Ende 5 km/s 22,75 km 47,3744 Grad 10,5460 Grad -- ~ 500 g 30,3 Grad
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Meteore
5
Radiometrische Leuchtkurve (unkalibriert) der Feuerkugel EN210212 (Messgerät: #4 Churanov). Bild: Pavel Spurny
Tab. 2: Radiantposition (J2000) und Geschwindigkeit von EN210212
Rektaszension Deklination Eklipt. Länge Eklipt. Breite Geschwindigkeit v
scheinbar 149,58 Grad +- 0,02 Grad 30,823 Grad +- 0,014 Grad -- -- 20,03 +- 0,02 km/s
geozentrisch 151,04 Grad +- 0,02 Grad 29,154 Grad +- 0,017 Grad -- -- 16,46 +- 0,03 km/s
heliozentrisch -- -- 87,33 +- 0,04 Grad 7,231 Grad +- 0,013 Grad 36,44 +- 0,02 km/s
Tab. 3: Bahnelemente (J2000) des heliozentrischen Orbits von EN210212
Halbachse a Exzentrizität e Perihelabstand q
1,904 +- 0,006 AE 0,6039 +- 0,0013 0,7542 +- 0,0003 AE
Perihelargument Knotenlänge Bahnneigung i
248,33 Grad +- 0,04 Grad 332,4616 Grad +- 0,0001 Grad
7,960 Grad +- 0,016 Grad
Die Leuchtkurve der Feuerkugel EN210212 (in Abhängigkeit von der Zeit) ist in der Abb. 5 dargestellt. Sie zeigt einen recht gleichmäßigen Verlauf der (auf die Einheitsentfernung von 100 Kilometer normierten) absoluten Helligkeit mit geringen Schwankungen, der typisch für den Einfall von Meteoritenmaterie in die irdische Atmosphäre ist.
Aus dem Verlauf der Leuchtkurve und dem Abbremsverhalten des Meteoroiden konnte geschlossen werden, dass es sich bei dem Meteoroiden EN210212 eindeutig um einen Vertreter des Feuerkugeltyps I handelte. Er bestand demnach aus Material ziemlich hoher stofflicher Dichte (ca. 3,6 g/cm3), welches von einem kompakten Asteroiden stammen dürfte.
Die Lage des scheinbaren und des wahren Radianten sowie die dazugehörigen Geschwindigkeiten des Meteoroiden relativ zur Erde bzw. zur Sonne sind in Tabelle 2 aufgeführt. Welche Umlaufbahn des kosmischen Körpers um die Sonne sich aus diesen Daten ergibt, ist in Tabelle 3 doku-
6
Umlaufbahnen der Erde und des Meteoroiden EN210212 um die Sonne: Projektion auf die Ebene der Ekliptik (P = Perihel)
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mentiert und auf der Abbildung 6 veranschaulicht. Der Meteoroid EN210212 hat die Erde am 21. Februar 2012 übrigens im absteigenden Knoten seiner Bahn getroffen.
Ein Vergleich der heliozentrischen Bahnelemente mit den Daten aus Cooks Meteor-
stromliste [2] und dem Handbook for Visual Meteor Observers [3] zeigt, dass die vorliegende Feuerkugel EN210212 offensichtlich keinem bekannten Meteorstrom angehört. Dies ist für einen Meteoroiden mit offensichtlichem Ursprung aus dem Asteroidengürtel auch nicht weiter erstaunlich.
Mein herzlicher Dank gilt allen, die am Zustandekommen dieser Aufnahmen sowie an der Auswertung der Feuerkugel beteiligt waren: Dr. Nicholas Römmelt, Erik Große, Hermann Koberger, Mark Vornhusen, unseren Stationsbetreuern sowie den Mitarbeitern des Astronomischen Instituts Ondrejov welche im
7 a+b
Summenbilder der Videoaufnahmen der Feuerkugel vom 21. Februar 2012 von Erik Große in Ulm (links) und von Mark Vornhusens Watec-Kamera in Gais/CH (rechts).
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Meteore
März/April 2012 die Vermessung und Berechnung dieses sehr interessanten Meteors durchgeführt haben [4].
Literaturhinweise: [1] Thomas Grau (2012): ,,Was die
Nacht zum Tag machte", Sterne und Weltraum 7/2012, 72-74 [2] A. F. Cook (1973): ,,A Working List of Meteor Streams", Evolutionary
and Physical Properties of Meteoroids, eds: C. L. Hemenway, P. M. Millman, A. F. Cook; Washington, 183-191 [3] J. Rendtel, R. Arlt, A. McBeath (1995): Handbook for Visual Meteor Observers. IMO Monograph No.2. International Meteor Organization [4] D. Heinlein, P. Spurn (2012): ,,Die Feuerkugel vom 21. Februar 2012", Meteoros 9/2012, 209-215
8
Bei einer Aufnahmeserie mit seiner Digitalkamera Canon EOS 5D lichtete Dr. Nicholas Römmelt aus Mieming/A einen Teil der Leuchtspur des Meteors EN210212 aus nächster Nähe ab. Die Belichtung des Fotos endete kurz vor dem Verlöschen der Feuerkugel: Das Bahnende ist leider nicht zu sehen.
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Restmassen des meteorite droppers EN210212 von maximal 500 Gramm dürften im Gebiet von HinterhornbachDurrach und den Alpengipfeln Jochumkopf und Roßkarspitze niedergegangen sein. Der Abdruck eines Ausschnitts aus der topografischen Karte 8628 Hochvogel erfolgte mit freundlicher Genehmigung des Landesamtes für Vermessung und Geoinformation Bayern. Geobasisdaten (C) Bayerische Vermessungsverwaltung, Nr. 257/12.
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Steiner Observer 25x80
Aufgrund der großen Öffnung eignet sich das Fernglas nicht nur für die Naturbeobachtung bei Tag, sondern auch als Dämmerungsglas bei schwierigen Lichtverhältnissen und für die Astronomie. Die 25-fachen Vergrößerung lässt bereits einzelne Details in großflächigen Nebeln oder Galaxien erkennen.
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Starke Preissenkung bei Meade
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Meteore
Perseidenjagd 2012
von Dirk Panczyk
Das diesjährige Maximum des PerseidenMeteorstroms stand kurz bevor, die Wetteraussichten und die Mondphase waren günstig und so wollte ich zwei Fliegen mit einer Klappe schlagen: zum Einen in den Nächten rund um das Maximum
Zeitrafferfilme erstellen, die den Lauf der Sterne, bzw. der Sternbilder zeigen, zum Anderen gleichzeitig den einen oder anderen helleren Perseiden ablichten. Aufnahmeort war mein Balkon, von dem aus ich den Horizont zwischen Süd-
1 Perseid vom 12.08.2012 gegen
04:31 Uhr MESZ über dem Nordwesthorizont (Aufnahmedaten siehe Text)
westen und Nordwesten einsehen kann. Fotografiert wurde von hier aus in den drei Nächten zwischen dem 10. und 13. August 2012. Der Aufnahmezeitraum lag jeweils zwischen der abendlichen und morgendlichen bürgerlichen Dämmerung. Ich wechselte jede Nacht die Aufnahmerichtung (Südwest, Nordwest, West). Wichtig war mir, dass ich auch ein Stück vom Horizont mit auf den Aufnahmen hatte. Ein schöner Vordergrund wertet jeden Zeitrafferfilm, natürlich auch jedes Sternschnuppenfoto, deutlich auf. Eine reine Sternfeldaufnahme ist mir in diesem Zusammenhang einfach viel zu nüchtern.
Da abends, zu Aufnahmebeginn, noch keine Sterne zu sehen waren, habe ich mithilfe des Liveview meiner Kamera auf einen weit entfernt am Horizont befindlichen Baum auf unendlich fokussiert. Hier die Aufnahmedaten, die für alle Fotos gelten: Canon EOS 1100D mit Objek-
VdS-Journal Nr. 45
2 Strichspuraufnahme aus
20 Einzelbildern
Meteore
25
3-6 Rauchspur des Perseiden aus Bild 1 (Ausschnitt)
VdS-Journal Nr. 45
tiv EF-S 18-55 mm bei 18 Millimetern Brennweite und f/3,5. Belichtet wurde mithilfe des Universal Timers [5] jeweils 25 Sekunden pro Bild und anschließend fünf Sekunden Pause bei ISO 800. Die Kamera war dabei auf einem Fotostativ montiert, es wurde also nicht nachgeführt. Um das Objektiv vor Taubeschlag zu schützen, war es mit einem Heizband versehen. Die Kamera wurde mit einer externen Stromversorgung betrieben, da der interne Akku ,,nur" etwa fünf Stunden hält. So wurden jede Nacht in etwa sieben Stunden jeweils um die 900 Fotos aufgenommen.
Die Aufnahmebrennweite von 18 Millimetern ist zwar schon recht kurz, reicht aber bei weitem nicht an das riesige Gesichtsfeld eines Fischaugenobjektivs heran. Es war also reine Glücksache, überhaupt einen Perseiden zu erwischen. Umso erfreuter war ich nach der Auswertung der Aufnahmen, als ich feststellte, doch ein paar von ihnen aufgenommen zu haben. Auch einige Nicht-Perseiden und Iridium-Flares gingen mir ins fotografische Netz.
VdS-Journal Nr. 45
Der helle Meteor, der am 12.08.2012 gegen 04:31 Uhr MESZ über dem Nordwesthorizont direkt unterhalb der Leier aufleuchtete (Abb. 1), fiel dabei allerdings aus dem Rahmen: Auf den dem Meteor nachfolgenden Aufnahmen war schwach, aber deutlich seine Rauchspur wahrzunehmen, die von Höhenwinden langsam nach links (Westen) weggeblasen wurde (Abb. 3-6). Eine kurze Animation der Rauchspur ist unter [1] zu sehen (die 35 MB große Datei am besten zunächst downloaden und dann lokal ansehen).
Die Strichspuraufnahmen wurden übrigens mit der Software ,,Startrails" von Achim Schaller aus mehreren Einzelbildern zusammengefügt (Download dieser Freeware unter [2]). Neben den Perseidenfotos sind auch drei Zeitrafferfilme entstanden, die man sich als Zusammenfassung unter [3] bei YouTube ansehen kann. Die jeweiligen Aufleuchtzeiten der Meteore sind im Begleittext des Films aufgeführt. Man sollte sich das Video möglicht in HD-Auflösung und bei langsamer Geschwindigkeit ansehen, um alle Sternschnuppen zu erkennen. Grund: Der Film läuft mit immerhin 25 Bildern je Sekunde ab und die Meteore sind nur auf jeweils einem einzigen Bild zu se-
7 Perseid vom 13.08.2012 gegen
02:49 MESZ über dem Westhorizont (Aufnahmedaten siehe Text)
hen. Mein Interesse an der Fotografie von Meteoren wurde jedenfalls geweckt und so freue ich mich schon auf weitere Sternschnuppenströme im Jahr 2013. Abschließend rufe ich alle Kamerabesitzer auf, es mir nachzutun. Mit den o.g. Einstellungen und etwas Glück sollte es jedem Meteorfreund gelingen, hellere Sternschnuppen auf den Chip zu bannen.
Ergänzende Informationen über Astrofotografie mit einfachen Mitteln und weitere nächtliche Zeitrafferfilme sind auf meiner Homepage [4] zu finden.
Internethinweise: [1] www.deepskybeobachtung.de/
diverses/perseidenspur.avi [2] www.startrails.de [3] www.youtube.com/
watch?v=rlZPTsqgxSo (oder bei YouTube nach deepskydirk suchen) [4] www.deepskybeobachtung.de [5] www.sternhimmel-ueber-ulm.de/ timer00.htm
Meteore
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Eine automatische Meteorkamera
auf der Archenhold-Sternwarte
von Eckehard Rothenberg
Die Beobachtung der Meteore hat an der Archenhold-Sternwarte eine lange Tradition. Vereinzelte Beobachtungsmitteilungen finden sich in jedem Jahrgang der von Friedrich Simon Archenhold an der Treptower Sternwarte herausgegebenen Zeitschrift ,,Das Weltall" (1900 bis 1944). Mit der Gründung der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft im November 1931 an der Sternwarte durch Günther Archen-
2 Oben links: 44 Meteore beobachtet
von H. Urbanski 10.-15.08.1974; Bildquelle: D. B. Herrmann, E. Rothenberg, Himmelskunde ohne Fernrohr, Vorträge und Schriften der Archenhold-Sternwarte Nr. 55, Berlin 1978, S. 34 Oben rechts: 31 Meteore beobachtet in 03h50m von K. Guhl 13.-14.08.1984; die rückwärtigen Bahnverlängerungen wurden nachträglich in die Grafik eingefügt. Bildquelle: Blick in das Weltall 32 (1984), Berlin 1984, S. 106
3 Rechts: Radiantenerkennung in
einem Himmelsplot der Perseiden mit der automatischen Meteorkamera. 62 Meteore wurden in der Nacht vom 11.-12.08.2012 erkannt.
VdS-Journal Nr. 45
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Meteore
4 Die Meteorkamera ARMEFA auf dem Dach der
Sternwarte. Ein Shutter verhindert den direkten Lichteinfall auf die Kamera am Tage.
5
Der ,,Beobachtungsplatz" mit laufender Meteorerkennungssoftware METREC und dem DCF-Modul für die exakte Zeitbasis
6 Sporadischer Meteor am
11.12.2011, 05:28:05 Uhr UT. Helligkeit -3,2 mag (in den Wolken)
7 Meteor des -Hydriden-Stroms am 12.12.2011
8 Meteor des Perseidenstroms am
02:36:33 Uhr UT. Helligkeit -4,5 mag, 0,82 s Dauer,
01.08.2012, 22:00:30 Uhr UT.
ca. 16 Grad östl. des Mondes. Am unteren Bildrand
Helligkeit -1,9 mag, 0,82 s Dauer.
CMi, Bildmitte u. Gem, oben rechts Tau.
Der helle Stern ist Lyr.
Mehrere Reflektionen in der Kamera entstehen
durch die Mondnähe, der infolge der Überbelich-
tung etwa 30-fach zu groß abgebildet wird.
9 Meteor des Perseidenstroms am
13.08.2012, 01:13:35 Uhr UT. Helligkeit -3,1 mag, 0,5 s Dauer. In der linken Bildhälfte unten das Pegasusviereck.
10 Sporadischer Meteor am
18.08.2012, 02:43:45 Uhr UT; Helligkeit 0,0 mag, Dauer 1,06 s im Sternbild Pegasus.
11 Sporadischer Meteor am
23.08.2012, 22:56:29 Uhr UT. Helligkeit -1,9 mag, Dauer 0,86 s. Der helle Stern am oberen Bildrand ist Cyg.
Meteore
29
12
Alle von der Kamera detektierten ,,Meteore" werden in einer Postprozedur am Bildschirm visuell beurteilt. Alle Nichtmeteore wie z.B. Vögel, Flugzeuge, Wolken, Mücken werden aussortiert.
hold ist ein wachsendes Interesse an der Beobachtung dieser Himmelserscheinungen festzustellen, das sich auch in den Beiträgen in ,,Das Weltall" niederschlägt. Eine neue Qualität der Beobachtungen begann in den 1970er-Jahren zugleich mit anderen amateurastronomischen Tätigkeiten an der Archenhold-Sternwarte. Es wurden einige Schülerarbeitsgemeinschaften gegründet, um dem wachsenden Bedarf an Betätigungsfeldern astronomisch interessierter Kinder und Jugendlicher einigermaßen gerecht zu werden. Und da ist es durchaus naheliegend, die Schüler für die Meteorbeobachtung zu begeistern. Mehrere Umstände fügen sich dabei glücklich zusammen: - Ein jedes Jahr ergiebiger Meteorstrom
sind die Perseiden im August. Das Ereignis lag immer in den Sommerferien. Mehrtägige Beobachtungsfahrten in die nähere und weitere Umgebung Berlins sind auch bei nicht optimalem Beobachtungswetter immer mit interessanten Erlebnissen verbunden. - Die Beobachtung kann mit einfachen Hilfsmitteln erfolgen, das bloße Auge, Papier und Bleistift sind schon ausreichend. - Die spätere gemeinsame Auswertung kann vielfältigen Erkenntnisgewinn bringen. - Mit der fortschreitenden technischen Entwicklung lassen sich die Beobachtungs- und Auswerteverfahren weiterentwickeln.
Was sich aus diesen Anfängen heraus schließlich entwickelte, werden noch andere Beiträge in diesem VdS-Journal dokumentieren. Wesentliche Impulse für die Videometeorbeobachtung gingen von den Sommerfahrten der Arbeitsgemeinschaften an der Archenhold-Sternwarte aus. Zuerst wurde die mitgeführte Rechentechnik zur einfachen und schnellen Erfassung der visuellen Beobachtungen genutzt. In der weiteren Entwicklung konnten schließlich die Meteore selbst
mit ,,schnellen", das heißt auch mit empfindlichen elektronischen Kameras direkt bildlich aufgezeichnet werden. Heute geschieht die eigentliche Beobachtungsaufzeichnung vollständig automatisiert.
So ist es also folgerichtig, dass auch in der Archenhold-Sternwarte eine automatische Meteorbeobachtungskamera arbeitet, die dort seit Ende 2007 installiert ist. Die Anregung dazu ging von Mitgliedern unseres Fördervereins aus, welcher auch zum größten Teil die Kosten des Projekts übernahm. Die Kamera selbst ist eine WAT-902H2 Ultimate der Firma WATEC mit einem Objektiv 0,8/6 mm, sie ist in einem spritzwasserdichten Gehäuse auf dem Dach der Sternwarte fest montiert. Sie bildet ein Himmelsfeld von 42 x 56 Bogengrad ab, die Mitte des Gesichtsfeldes zeigt etwa auf die Koordinaten h = 62 Grad ; Az = 221 Grad . Für die Besucher der Sternwarte ist die Kamera verständlicherweise nicht zugänglich, der Schauwert ist auch relativ gering, wie auf Abbildung 4 zu erkennen ist. Im Ausstellungsbereich der Sternwarte, unmittelbar vor dem Ausgang zur Dachterrasse, kann man jedoch das Display mit der laufenden Meteorerkennungssoftware METREC sehen. An gleicher Stelle ist auch die Elektronik für das Radioteleskop untergebracht und auf einer Schautafel erläutert.
Als Ergänzung dieses Ausstellungsbereiches wird gegenwärtig ein interaktives Display installiert, auf dem sich die Besucher Filme und Informationen zum Radioteleskop und der Meteorbeobachtung abrufen können. Bei einer Sonnenhöhe von weniger als -9 Grad (Sonne also unter dem Horizont) startet die Meteorkamera. Das Livebild der Kamera erscheint unter anderem dann auf diesem Display.
Das Kamerasystem ist unter dem Namen ARMEFA im IMO Video Meteor Network eingebunden. In der Regel werden die Beobachtungsdaten einmal monatlich nach Sichtung an das Netzwerk übergeben. Diese Sichtung ist notwendig, weil nicht alle erkannten Ereignisse auch wirklich Meteore sind (Abbildung 12). Einige Beispiele für die Leistung des Systems sind auf den Abbildungen 6 bis 13 zu sehen. Bei guten Sichtbedingungen werden Meteore bis zu scheinbaren Helligkeiten der 5. Größe aufgezeichnet.
Über alle aktuell laufenden Projekte an der Sternwarte wird über die Homepage des Fördervereins der Archenhold-Sternwarte und des Zeiss-Großplanetariums Berlin e.V. berichtet (http://www.astw.de). Dort ist auch ein Link zur offiziellen Seite der Sternwarte über die Stiftung Deutsches Technikmuseum Berlin zu finden.
13
In der Beobachtungszeit von vier Jahren wurden mehr als 10.000 Meteore aufgezeichnet. Zusammenstellung von Sirko Molau.
VdS-Journal Nr. 45
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Meteore
Schiaparelli hatte Recht!
von Sirko Molau
1
Mitteleuropäische Standorte von Kameras des IMO Video Meteor Network im Jahr 2011
Über das Videokameranetz der IMO ist anlässlich seines 10-jährigen Bestehens bereits im VdS-Journal 33 [1] berichtet worden. Im heutigen Beitrag soll daher auf die Weiterentwicklung des Kameranetzes und wichtige Ergebnisse in den
letzten drei Jahren eingegangen werden. Das IMO-Kameranetz erfreut sich weiterhin wachsender Beliebtheit. So hat sich die Zahl der Teilnehmer zwischen 2009 und 2011 etwa verdoppelt. Im vergangenen Jahr beteiligten sich 46 Beobachter
aus 16 Ländern mit insgesamt 80 Videokameras am IMO-Netzwerk. Der Schwerpunkt lag dabei weiterhin in Mitteleuropa (Abbildung 1). Insgesamt konnten wir 2011 fast 312.000 Meteore aufzeichnen, und im November 2011 war es dann soweit: Das 1.000.000ste Videometeor seit dem Start des Kameranetzwerks im März 1999 war ,,im Kasten". Damit sind wir im optischen Bereich erstmalig in eine Region vorgedrungen, die bisher nur mit Radarbeobachtungen erreicht wurde. Allerdings beobachten Radarsysteme viel schwächere und fast nur sporadische Meteore, weshalb die Daten viel schwerer zu interpretieren und unvollständiger sind, als Aufnahmen im optischen Bereich.
Im Frühjahr 2012 wurde auf dem erweiterten Datensatz eine erneute Meteorstromanalyse vorgenommen, die ein Großteil der bisherigen Ergebnisse verfeinert und
2
Das linke untere Fenster der Meteorerkennungssoftware MetRec zeigt die Sterne, die im Videodatenstrom (links oben) segmentiert wurden. Das rechte untere Fenster zeigt die errechnete Sternkarte. Alle Sterne, die im segmentierten Bild gefunden wurden, sind hervorgehoben. Das Informationsfenster auf der linken Seite gibt an, dass 175 der 188 segmentierten Sterne identifiziert werden konnten, was einer Grenzgröße von 5,7 mag entspricht.
Meteore
31
bestätigt hat, aber auch wieder neue Meteorströme ergab. Doch der Schwerpunkt der Entwicklung unseres Kameranetzes ging in den letzten beiden Jahren in eine andere Richtung.
Flussdichten von Meteorströmen Bisher ist die Ermittlung von Aktivitätsprofilen der Meteorströme eine exklusive Domäne der visuellen Beobachter gewesen. Ultimatives Ziel dieser Beobachtungen ist die Ermittlung der Flussdichte, also wie viele Meteoroide eines Stroms unter normierten Bedingungen auf die Erdatmosphäre treffen. Die Angabe erfolgt in Meteoroiden pro 1.000 Quadratkilometer atmosphärischer ,,Sammelfläche" und Stunde. Dabei wird davon ausgegangen, dass der Radiant im Zenit steht (die Meteore also senkrecht auf die Erdatmosphäre treffen) und dass die Meteore eine Mindesthelligkeit erreichen müssen (typischer Weise 6,5te Größe oder heller). Aus der Flussdichte und der (bekannten) Meteorstromgeschwindigkeit
3 Der MetRec Flux Viewer [2] mit den Daten vom Perseidenmaximum 2012
4 Vergleich des ersten aus Videodaten ermittelten Flussdichteprofils von den
Lyriden 2011 (oben) mit dem zugehörigen visuellen Ergebnissen (unten)
kann man dann direkt berechnen, wie hoch die Teilchendichte im Meteorstrom ist. Man ermittelt also, wie viele Meteoroide einer bestimmten Mindestgröße auf einen Würfel mit tausend Kilometern Kantenlänge im erdnahen Raum entfallen.
Natürlich kann die Flussdichte nicht direkt ermittelt werden. Üblicherweise erfolgt die Angabe bei visuellen Beobachtern in Form der ZHR (zenithal hourly rate), also der Anzahl der Meteore, die ein visueller Beobachter unter normierten Bedingungen (Radiant im Zenit, Grenzgröße 6,5 mag) pro Stunde sehen kann. Mit Hilfe der ZHR kann man qualitative Vergleiche zwischen den Strömen anstellen, die Umrechnung in eine Flussdichte ist jedoch kompliziert. Dazu müsste man im Detail wissen, wie groß das Gesichtsfeld eines visuellen Beobachters ist und wie hoch die Entdeckungswahrscheinlichkeit für Meteore in Abhängigkeit von deren Helligkeit und Abstand vom Gesichtsfeldzentrum ist. In den 1980er- und 1990er-Jahren wurden Untersuchungen dazu angestellt und eine Formel ermittelt, wie die ZHR in eine Flussdichte umgerechnet werden kann. Allerdings ist klar, dass diese Formel nur eine Näherung darstellen kann.
VdS-Journal Nr. 45
32
Meteore
5 Verschiedene Radiantenhöhenkorrekturen nach Öpik (reiner Sinus), Kresak (Sinus mit Korrektur für geringe Radiantenhöhen) und
Zvolankova (Sinus mit Zenitexponenten). MetRec verwendet eine Kombination der Ansätze von Kresak und Zvolankova. Die rechte Grafik zeigt eine Ausschnittsvergrößerung für geringe Höhen.
kann errechnet
werden, welches
atmosphärische
Volumen durch
jedes einzelne
Pixel der Video-
kamera über-
wacht wird. Da-
rüber hinaus ist
bei bekannter
Aufleuchthö-
he der Meteore
die Entfernung
6 Abhängigkeit der Perseiden-Flussdichte 2012 von der Radianten- zwischen Meteor
höhe (Quadrate). Die blaue Linie entspricht der Sinusfunktion mit und Kamera be-
einem Zenitexponenten von = 1,9, die rote Kurve stellt den
kannt und kann
relativen Fehler der Funktion dar.
dementspre-
chend beach-
tet werden. Bei
Videobeobachtungen finden vergli- visuellen Beobachtungen wird die Be-
chen damit unter viel kontrollierteren obachtungsrichtung hingegen komplett
Bedingungen statt. Wir können exakt ignoriert - man geht davon aus, dass die
berechnen, wie viele Quadratgrad das größere Entfernung zum Meteor in Hori-
Gesichtsfeld einer Kamera umfasst. Zu- zontnähe verbunden mit einer Abnahme
sammen mit der genauen Blickrichtung der Helligkeit in etwa durch das größe-
re überwachte atmosphärische Volumen kompensiert wird. Etwas komplizierter ist die Berechnung, welcher zusätzliche Verlust an Grenzgröße durch die Bewegung des Meteors verursacht wird. Auch hier lässt sich der Effekt aber viel genauer ermitteln als bei visuellen Beobachtern. Schließlich ist bei einer Videokamera die Entdeckungswahrscheinlichkeit für Meteore im gesamten Gesichtsfeld und über die Zeit konstant, denn: Eine Meteorkamera wird nie müde!
Das einzige, war bisher gefehlt hat, war die Berechnung der Grenzgröße einer Meteorkamera. Die wurde jedoch vor zwei Jahren in die Erkennungssoftware MetRec eingebaut. Dabei werden auf der einen Seite die Sterne im gemittelten Videobild mittels Hochpassfilter segmentiert und parallel dazu auf der anderen Seite eine Sternkarte errechnet, an welcher Stelle im Bildfeld welcher Stern erwartet wird. Schließlich werden die segmentierten Sterne durch Vergleich mit
7 Flussdichteprofil vom Perseidenmaximum 2012 ohne Zenitexponenten (links) sowie mit einem Zenitexponenten von = 1,9 (rechts)
VdS-Journal Nr. 45
Meteore
33
8 Radiantenhöhenkorrektur für verschiedene Meteorströme (links) sowie die mittlere Korrekturfunktion über alle Ströme,
die sehr gut zu einem Zenitexponenten von = 1,75 passt (rechts).
der Sternkarte identifiziert und aus der Anzahl der erkannten Sterne die mittlere Grenzgröße im Gesichtsfeld errechnet. Das geschieht in Echtzeit parallel zur automatischen Meteorerkennung und -verarbeitung (Abbildung 2).
MetRec Flux Viewer Damit waren alle Zutaten zusammen, dass MetRec für jeden beobachteten Meteorstrom die Flussdichte errechnen kann, also die Zahl der Meteoroide unter normierten Bedingungen. Die Daten wurden jeweils nach der Beobachtung an einen zentralen Server übertragen und stehen dort zur Auswertung bereit. Parallel dazu wurde der MetRec Flux Viewer [2] implementiert. Mit diesem Tool kann man die Flussdichteprofile von Meteorströmen zu beliebigen Zeitpunkten visualisieren (Abbildung 3). Es handelt sich um das direkte Gegenstück zur ,,Quicklook-Analyse", mit der visuelle Beobachtungen auf der IMO-Homepage [3] direkt nach deren Online-Eingabe ausgewertet und dargestellt werden. Der MetRec Flux Viewer wurde zu den Lyriden 2011 zum ersten Mal mit Daten gefüttert, und schon kurz nach dem Lyridenmaximum lagen qualitativ hochwertige Flussdichteprofile vor. Die Ergebnisse waren von Anfang an exzellent und konnten mühelos mit den visuellen Auswertungen mithalten (Abbildung 4). Vor allem bei kleineren Strömen und abseits der Maxima liefern die Videobeobachtungen viel genauere Aktivitätsprofile, da zu diesen Zeiten kaum visuelle Beobachtungen vorliegen. Ein Höhepunkt war schließlich das Flussdichteprofil des DraconidenAusbruchs vom 8. Oktober 2011, das man
im Internet in Echtzeit abrufen konnte (siehe den Beitrag von Frank Enzlein in diesem Heft). Zum ersten Mal konnte ein interessierter Beobachter selbst bei bedecktem Himmel minutengenau wissen, was gerade passiert.
Der Zenitexponent Nach dem ersten Versuch zu den Lyriden 2011 konnten wir ähnlich gute Aktivitätsprofile von kleineren Strömen wie den Eta-Aquariiden, Alpha-Capricorniden und südlichen Delta-Aquariiden gewinnen. Bei der Betrachtung des Flussdichteprofils der Perseiden bekam unsere Freude jedoch einen jähen Dämpfer. Aufgrund des umfangreichen Datenmaterials hatten wir ein extrem präzises Aktivitätsprofil erwartet - was zumindest für das Übersichtsprofil über den gesamten Aktivitätszeitraum auch zutraf. Das Detailprofil vom Perseidenmaximum hingegen sah chaotisch aus. Anstatt einer glatten Kurve war die Flussdichte der Perseiden in jeder einzelnen Nacht jeweils von abends bis morgens um etwa einen Faktor zwei angestiegen - selbst im abnehmenden Aktivitätsast! Die Ursache war schnell gefunden - parallel dazu hatte nämlich der Radiant der Perseiden jeweils von abends bis morgens massiv an Höhe gewonnen. Irgendetwas musste also mit der Korrektur der Radiantenhöhe in der Formel zur Berechnung der Flussdichte nicht stimmen!
Wir haben dazu bisher den Sinus der Radiantenhöhe herangezogen, so wie er von Öpik 1955 vorgeschlagen wurde, mit einer kleinen Korrektur für geringe Radiantenhöhen (nach Kresak). Die-
se Korrektur wird bis heute für visuelle Beobachtungen angewandt, hatte aber schon mehrfach für Diskussionen unter Meteorforschern geführt. So wurde schon früh vorgeschlagen, den Sinus mit einem Exponenten >1 zu versehen, dem sog. Zenitexponenten. 1984 hatte Zvolankova visuelle Perseidenbeobachtungen aus den frühen 1950er-Jahren ausgewertet und kam zu dem Ergebnis, dass ein Exponent von = 1,47 zu besten Ergebnissen führt. Andere Analysen wiederum kamen zu dem Schluss, dass ein Zenitexponent von = 1 (also quasi der unveränderte Sinus) bessere Werte liefert. Abbildung 5 zeigt zum Vergleich die verschiedenen Korrekturfunktionen. Der Unterschied ist auf den ersten Blick nicht sehr groß, aber sucht man sich eine feste Radiantenhöhe (z.B. 15 Grad ) dann sieht man, dass der Korrekturfaktor mit Zenitexponent leicht doppelt so groß wie ohne sein kann.
Wir haben schließlich verschiedene Zenitexponenten ausprobiert und empirisch festgestellt, dass der unerwartete Anstieg der Flussdichte im Laufe der Nächte mit einem Zenitexponenten von etwa = 1,6 recht gut korrigiert werden kann. Zu den Orioniden 2011 ergab sich ein ähnliches Bild.
Schiaparelli hatte Recht Nachdem wir zu den Perseiden 2012 ein besonders umfangreiches Datenmaterial mit über 18.000 Meteoren gewinnen konnten, haben wir kürzlich eine umfassende Analyse des Zenitexponenten vorgenommen. Dabei wurde zunächst die vorhandene Radiantenhöhenkorrektur
VdS-Journal Nr. 45
34
Meteore
(nach Kresak) aus der Flussdichte herausgerechnet und dann die Abhängigkeit der Flussdichte von der Radiantenhöhe ermittelt. Danach wurden Sinusfunktionen mit verschiedenen Zenitexponenten an die Daten angepasst und schließlich der Exponent mit dem kleinsten quadratischen Fehler ermittelt (Abbildung 6). Für die Perseiden 2012 ergab sich auf diesem Weg ein Zenitexponent von = 1,9. Korrigiert man die Flussdichte mit diesem Zenitexponenten, sieht das Aktivitätsprofil gleich deutlich besser aus (Abbildung 7).
Die Analyse wurde für weitere Meteorströme 2011 und 2012 wiederholt, wobei sich Zenitexponenten zwischen 1,55 und 2 ergaben. Das Fazit der Untersuchung war, dass sich die Radiantenhöhe sehr gut durch eine Sinusfunktion mit einem Zenitexponenten > 1,0 korrigieren lässt. Im Mittel über alle untersuchten
Ströme ergab sich ein Wert von = 1,75, wobei der Exponent für unterschiedliche Ströme variiert. Die Ursache für den variablen Zenitexponenten ist derzeit noch unbekannt - evtl. spielen hier Eigenschaften wie z.B. die Dichte der Meteoroide eines bestimmten Meteorstroms eine Rolle. Wichtig ist auf jeden Fall, dass die Beobachtungen einen möglichst großen Bereich an Radiantenhöhen abdecken. Wenn wie bei einigen südlichen Strömen zum Beispiel nur Daten bis 30 Grad Höhe vorliegen, liefern verschiedene Zenitexponenten ein ähnliches Ergebnis. Bei der Berechnung der Flussdichte sollten Intervalle mit zu tiefem Radiantenstand generell ausgeklammert werden, weil hier sehr große Korrekturfaktoren entstehen können.
Und welcher Meteorforscher kam nun unseren aktuellen Ergebnissen am nächsten? Nicht etwa Zvolankova, die
1983 einen Wert von = 1,47 für die Perseiden ermittelt hatte, sondern Giovanni Schiaparelli! Der hatte nämlich beobachtungsbasiert bereits 1871 in seinem Buch ,,Entwurf einer astronomischen Theorie der Sternschnuppen" vorgeschlagen, dass die Radiantenhöhe mit einem Zenitexponenten von = 1,6 korrigiert werden sollte. Wer hätte das erwartet, dass wir nach 140 Jahren Meteorforschung (fast) wieder am Ursprung angekommen sind?
Literatur- und Internethinweise: [1] S. Molau: Ergebnisse aus 10 Jahren
Kameranetz der IMO, VdS-Journal 33, 49-52. [2] MetRec Flux Viewer: http://vmo.imo.net/flx [3] IMO-Homepage: www.imo.net
CILBO - eine automatische Meteorstation auf den kanarischen Inseln
von Detlef Koschny
Zwar ist die Videobeobachtung von Meteoren eine Domäne der Amateurastronomen, aber auch einige Profis nutzen diese Technik. So auch die ,,Meteor Research Group" (MRG) des ,,Research and Scientific Support Departments" der Europäischen Weltraumbehörde ESA. Seit vielen Jahren benutzen wir Videokameras mit Restlichtverstärkern in Beobachtungskampagnen. Auch in meinem Garten in den Niederlanden läuft seit vielen Jahren mindestens eine Kamera und liefert Da-
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1
Die Positionen und Blickrichtungen unserer automatischen Meteorstationen CILBO. Zwei restlichtverstärkte Videokameras sind auf La Palma und Teneriffa stationiert. Ihre Blickrichtungen sind so gewählt, dass sie sich in ca. 100 Kilometern Höhe zwischen den zwei Inseln schneiden. Meteore in dem gemeinsam beobachteten Volumen werden daher von beiden Kameras gesehen. Dies erlaubt es, die genaue Bahn zu bestimmen und den Orbit im Sonnensystem zurückzurechnen. (Bildautor: Google Earth, J. Mc Auliffe)
Meteore
35
ten an das IMO-Datenarchiv. Außerdem wurden in der MRG die Grundlagen für das ,,Virtual Meteor Observatory" (VMO) festgelegt, welches von uns in Zusammenarbeit mit der ,,International Meteor Organisation" (IMO) aufgebaut wird.
In den letzten Jahren kamen immer mehr Kameranetzwerke auf, die sich mit normalen Überwachungskameras auf die Beobachtung von hellen Meteoren und Feuerkugeln konzentrieren. Diese Beobachtungen sind insbesondere wichtig, wenn man nach Meteoriten suchen will. Wissenschaftlich ebenso interessant sind aber auch Beobachtungen von schwächeren Meteoren. Mehr dazu später.
Um Meteore im Helligkeitsbereich zwischen 0 und 5 Magnituden unter gutem Himmel regelmäßig zu charakterisieren, wurde das ,,Canary Islands Long Baseline Observatory" (CILBO) geschaffen (Nebenbei bemerkt: ,,Cilbo" ist außerdem der Name einer Pfeif-Sprache, mit der die Inselbewohner auf den kanarischen Inseln früher kommuniziert haben). CILBO besteht aus zwei Beobachtungsstationen: einer auf Teneriffa und einer auf La Palma.
In diesem Artikel wird aufgezeigt, welche Ziele die MRG der ESA mit CILBO verfolgt, wie der Aufbau aussieht und welche Resultate bisher erzielt wurden.
Wissenschaftliche Ziele von CILBO Der Aufbau solch einer Station kostet Arbeitszeit und Geld. Wie bei jedem professionellen Projekt mussten wir daher vorher klare Ziele für CILBO formulieren. Wir haben uns zwei wissenschaftliche Hauptziele gesetzt: a) Untersuchung der physikalischen
und chemischen Eigenschaften von Meteoroiden. Unter Berücksichtigung der Veränderungen, die der Meteoroid beim Durchflug durch die Atmosphäre erfährt, kann man Rückschlüsse auf die Eigenschaften des Mutterkörpers ziehen. b) Untersuchung der Veränderungen des Hintergrundflusses von kosmischem Staub in der Erdumgebung im Laufe eines Jahres.
Der Einsatz von zwei Kameras an verschiedenen Orten erlaubt es, die Orbits der Meteoroiden zu berechnen. Damit kann die Verbindung zum Mutterkome-
2 Jürgen Rendtel, Vorsizender der ,,International Meteor Organisiation" (links), inspiziert
unsere Station auf Teneriffa. Das motorisierte Schiebedach ist gut zu erkennen. Rechts unser Techniker Cornelis van der Luijt. Foto: ESA/H. Smit.
ten oder -asteroiden hergestellt werden. Eine zusätzliche Kamera mit Objektivgitter an einer der Stationen nimmt Spektren auf, die Aussagen über die chemische Zusammensetzung erlauben. Um die Veränderung der Aktivität der Meteore über ein Jahr zu bestimmen, sollten die Messungen über mindestens zwei Jahre durchgeführt werden.
Der Aufbau Abbildung 1 zeigt schematisch den Aufbau von CILBO. Bei der Auswahl des Standortes waren zwei Dinge entscheidend. Erstens, die Himmelsqualität sollte sehr gut sein und zweitens, es musste genügend Infrastruktur da sein, um im Falle eines Problems vor Ort jemand ansprechen zu können. Außerdem sollten Strom, Internet und die Möglichkeit, einen Rechner aufzustellen vorhanden sein. Recht schnell fanden wir diese Bedingungen auf den kanarischen Inseln. Auf Teneriffa hat die ESA ihr eigenes Teleskop, die ,,Optical Ground Station" (OGS). Auf La Palma haben wir einen Vertrag mit dem Instituto de Astrofisica de Canarias abgeschlossen.
Unsere Kamerastationen bestehen aus einer kleinen Hütte mit motorisiertem Schiebedach vom US-Lieferanten ,,PierTech". Diese verfügt über einen Wettersensor und eine Kontrollelektronik, die den automatischen Betrieb unterstützt (Abbildung 2). Zusätzlich waren noch etwa drei Monate Arbeit nötig, um die Soft- und Hardware wetterfest zu machen.
Die Kamera auf Teneriffa steht neben dem Gebäude unserer ,,Optical Ground Station", der Steuerrechner befindet sich im Keller der OGS. Eine Internet-Kamera in einem Fenster der OGS hat unsere Hütte im Visier und erlaubt uns, die Hütte per Internet visuell zu inspizieren. Auf La Palma befindet sich eine baugleiche Hütte direkt neben dem ,,Automated Transit Circle". Der Steuerrechner befindet sich in dessen Gebäude. Eine dedizierte InternetKamera muss noch installiert werden.
Die Computer können per Internet von uns kontrolliert werden. Wir benutzen die Meteordetektionssoftware MetRec von Sirko Molau [1], um den Videodatenfluss der Kameras in Echtzeit nach Meteoren zu durchsuchen. Nur positive Detektionen werden abgespeichert. Eine selbstentwickelte Kontrollsoftware stellt sicher, dass alles korrekt und automatisch läuft: Wenn die Sonne mehr als acht Grad unter dem Horizont steht, wird der Wettersensor ausgelesen. Wenn der Himmel klar ist, der Wind unter 70 km/h, die Luftfeuchtigkeit unter 70% und kein Umgebungslicht detektiert wird, dann geht das Dach der Hütte auf. Die Steuersoftware schaltet Kamera und Restlichtverstärker ein und MetRec wird hochgefahren. Vor Sonnenaufgang wird die Kamera und der Restlichtverstärker ausgeschaltet und das Dach geschlossen. Die Steuersoftware kontrolliert fortwährend die Umweltbedingungen und schließt das Dach, wenn sich das Wetter unter bestimmte Grenzwerte verschlechtert oder der Mond zu nahe an das Gesichtsfeld
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3 Blick in die Rolldachhütte. Zwei Kameras sind in einer Hütte mit einem motorisierten
Rolldach montiert. Die eine Kamera hat ein Objektivgitter und zeichnet die Spektren der hellsten Meteore auf. Links der kräftige Motor, der das Dach öffnet und schließt. Foto: ESA/H. Smit.
kommt. Natürlich können alle Parameter konfiguriert werden. Nach einer erfolgreichen Beobachtungsnacht werden die Daten per ftp auf einen Server bei der ESA in Holland überspielt. Per Email werden wir sowohl über Datentransfer als auch über Probleme des Systems auf dem Laufenden gehalten.
Diese Software läuft nun auf Teneriffa seit einem Jahr. Die Station auf La Palma ist seit Dezember 2011 in Betrieb. Leider gab es dort ein Problem mit einem der Hardwaretreiber. Dies hatte zur Folge, dass in einer Nacht die Kamera lief, obwohl der Mond durch das Gesichtsfeld ging. Der Restlichtverstärker wurde beschädigt und wir sind gerade dabei, die Kamera zu reparieren.
Erste Resultate Seit Dezember 2011 liefern die Kamerasysteme regelmäßig Daten. Insbesondere mit der Station auf Teneriffa hatten wir öfters Probleme. Die Daten der Kamera mit dem Objektivgitter werden, getriggert von MetRec, als Einzelbilder für jeden detektierten Meteor auf die Festplatte gespeichert. In manchen Nächten gab es aufgrund von dünnen Wolken viele Fehldetektierungen, was zu großen Mengen unbrauchbarer Daten führte. Diese wurden alle gespeichert und füllten die Festplatte. Daher gingen die Daten einiger Nächte wegen voller Festplatte verloren.
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Außerdem erwies es sich, dass zur Bewältigung der großen Datenmenge zusätzlicher Softwarebedarf besteht, um die Daten schnell und automatisch aufzubereiten. Momentan muss die ganze Datenprozessierung noch von Hand gemacht werden. Trotzdem haben wir schon erste Ergebnisse vorzuweisen. Auf der ,,Asteroids, Comets, Meteors" - Konferenz in Japan habe ich im Mai eine Auswertung der Lichtkurven der Geminiden vorgestellt [2].
Die Idee ist die Folgende: Aus theoretischen Überlegungen folgt, dass ein sehr fester Meteoroid eine Lichtkurve erzeugt, die schwach anfängt, immer heller wird und am Ende abrupt stoppt. Fragiles Material (wie man z.B. von Kometen erwartet) zerbricht dagegen schon gleich am Anfang. Dies resultiert in einer Lichtkurve, in der das Maximum zum Anfang des Meteors hin verschoben ist. Man definiert den sogenannten F-Faktor, der die Position des Helligkeitsmaximums relativ zur Gesamtlänge des Meteors angibt:
F = m / l
Wobei ,,m" die Position des Maximums und ,,l" die Gesamtlänge des Meteors ist. Für ein Meteor mit dem Helligkeitsmaximum am Ende ist F = 1; mit dem Maximum gleich am Anfang ergibt sich F = 0. Üblicherweise plottet man F als Funktion der Helligkeit des Meteorstromes. So kann man versuchen, Charakteristika von verschiedenen Strömen aufzuspüren.
Abbildung 4 zeigt das Ergebnis für die Geminiden 2011, mit der Kamera auf Teneriffa beobachtet. Die Geminiden sind ein recht ungewöhnlicher Meteorstrom. Sie kommen nicht von einem Kometen, sondern von einem Asteroiden namens (3200) Phaethon. Er befindet sich nicht auf einer kometenähnlichen Bahn und zeigt auch keinerlei kometare Aktivität. Manche Wissenschaftler spekulieren allerdings, dass Phaethon in Wirklichkeit doch ein Komet ist.
Wären nämlich die Geminiden von einem Asteroiden, würde man erwarten, dass die Lichtkurven ihr Helligkeitsmaximum bevorzugt am Ende ihrer Leuchtspur haben. Wie aus dem Diagramm erkennbar, ist das jedoch nicht der Fall. Dies unterstützt die Idee, dass (3200) Phaethon ein Komet ist. Vielleicht sollte man den Asteroiden doch noch öfters mit langbelichteten Aufnahmen kontrollieren.
Fazit In diesem Artikel habe ich unsere automatische Meteorstation CILBO auf den kanarischen Inseln vorgestellt. CILBO liefert seit Dezember 2011 regelmäßig Daten. Die Station erlaubt es uns, Erfahrungen mit dem Betrieb von automatischen Beobachtungsstationen zu sammeln. Außerdem bekommen wir jeden Monat Daten von über tausend Meteoren - etwa 70% davon werden simultan von zwei Kameras aufgezeichnet. Damit können wir die genaue Trajektorie in der Atmosphäre und ihren Orbit berechnen. Von den hellsten Objekten - ca. 20 bis 30 pro Monat - bekommen wir auch Spektren. Damit können wir Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung der Meteoroide ziehen.
Trotz der Probleme durch die beschädigte Kamera und der Probleme durch die großen Datenmengen zeigen die bisher gewonnenen Daten und wissenschaftlichen Analysen, dass das Projekt ein voller Erfolg ist. Und wir konnten zeigen, dass es gerade im Bereich der Meteorastronomie eine hervorragende Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Profis gibt: Damit unsere Automatisierungssoftware auf demselben Computer läuft wie MetRec, mussten wir MetRec auf Windows portieren. Dies hat ein ESA-Softwareentwickler in Zusammenarbeit mit dem MetRec-Autor erfolgreich durchgeführt.
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Literaturhinweise: [1] Molau, S., (1999), The Meteor
Detection Software MetRec, Proceedings of the International Meteor Conference, Stara Lesna 20-23 August 1998, Eds.: Arlt, R., Knoefel, A., International Meteor Organization, ISBN 2-87355-010-4, p. 9-16. [2] Koschny, D.; Bettonvil, F.; v. d. Luijt, C.; Mc Auliffe, J.; Smit, H.; Svedhem, H.; Witasse, O.; Zender, J., Light Curves from a Permanent Meteor Camera Station in the Canary Islands, Asteroids, Comets, Meteors 2012, Proceedings of the conference held May 16-20, 2012 in Niigata, Japan. LPI Contribution No. 1667, id.6140.
4 Der sogenannte F-Faktor für alle von Teneriffa aus beobachteten Meteore vom 13.
bis 15. Dezember 2011. F = 0 bedeutet, dass die Lichtkurve ihr Maximum gleich am Anfang hatte; F = 1 repräsentiert ein Maximum am Ende. Man kann erkennen, dass die Geminiden das gleiche Verhalten zeigen wie andere kometare Meteoroide. Dies unterstützt die These, das der Mutterkörper (3200) Phaeton kometenähnlich ist. Die Abkürzungen bedeuten: SPO = sporadische Meteore; GEM = Geminiden; MON = Monocerotiden; ANT = Antihelion-Quelle; COM = Coma Bereniciden; HYD = Hydriden.
Der Draconidenausbruch 2011
von Frank Enzlein
Die Draconiden (IMO-Code: DRA) gehören zu den periodischen Meteorströmen. Der Mutterkörper ist der Komet 21P/ Giacobini-Zinner. Der Komet hat mit 6,6 Jahren Umlaufzeit eine recht kurze Periode. Er wurde am 20. Dezember 1900 von Giacobini in Nizza entdeckt und am 23. Oktober 1913 von Zinner in Bamberg wiedergefunden. In den meisten Jahren sind die Draconiden ein eher unscheinbarer Meteorstrom und haben eine kaum merkliche Aktivität. Wenn aber eine dichte Teilchenwolke von der Erde durchquert wird, kann es zu außergewöhnlichen Sternschnuppenfällen kommen. Die letzten großen Ausbrüche waren in den Jahren 1933 mit einer stündlichen Zenitrate (ZHR) von ca. 5.000, 1946 mit einer ZHR von geschätzt 6.800, 1985 mit ZHRs von 200-300 und 1998 mit einer ZHR von maximal 720 Meteoren.
Im Jahr 2011 rückten die Draconiden wegen verschiedener Voraussagen von Experten wieder in den Fokus der Beobachter. Das französische Institut IMCCE um Jeremie Vaubaillon sagte gleich zwei Ausbrüche für den 8. Oktober voraus. Der erste war für 17:09 Uhr UT (ZHR um 60 Meteore) und der zweite für 19:57 Uhr UT vorhergesagt. Beim zweiten Ausbruch sollte die ZHR gar bis zu 600 Meteore pro Stunde betragen! Der Zeitpunkt lag für
1 Die ZHR über einen Zeitraum von acht Stunden. Quelle: imo.net
die europäischen Beobachter optimal, wenn man einmal vom nahezu vollen Mond absah.
Am Vormittag des 8. Oktober (Samstag) meldete sich Jürgen Rendtel telefonisch bei mir und fragte, ob ich nicht Lust und Zeit hätte, nach den vorausgesagten Draconiden Ausschau zu halten. Wir müssten aber etwas weiter mit dem Auto fahren, da die Wolken um den Berliner Raum erst in der zweiten Nachthälfte den Himmel freigeben würden. Wir verabredeten uns gegen18 Uhr MESZ in Marquardt (zu Potsdam), um von dort aus einen geeigneten Beobachtungsort anzusteuern. Wie ich erfuhr, hatte sich auch
Sirko Molau aus dem bayerischen Seysdorf auf den Weg nach Norden gemacht, um den Wolken zu entfliehen. Ziel war ein gemeinsamer Beobachtungsort.
Gegen 18 Uhr war ich in Marquardt. Jürgen Rendtel hatte zwischenzeitlich mehrmals mit dem Wetterdienst in Potsdam telefoniert um einen geeigneten Beobachtungsort ausfindig zu machen. Wir machten uns nun auf den Weg und fuhren in westlicher Richtung nach Gardelegen (Altmark/Sachsen Anhalt). Unterwegs informierten wir noch Sirko Molau, dass wir uns nördlich von Gardelegen bei dem Dorf Berge treffen. Hat alles super geklappt - als wir am Zielort eintrafen,
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2 Das Flussdichteprofil acht Stunden rund um den Peak. Quelle: imo.net
war das andere Beobachterteam schon vor Ort und die mitgebrachte Meteorkamera war auch schon eingerichtet. Sirko Molau hatte noch seinen Neffen Bastian Heyne als Verstärkung mitgebracht, der nicht nur auf der langen Autofahrt eine gute Begleitung war, sondern ihm auch beim Auf- und Abbau der Technik (Stromaggregat usw.) zur Hand ging. Nun musste nur noch der Himmel mitspielen, dann konnte es losgehen. Und tatsächlich, nach dem Durchzug einiger letzter Wolkenfelder waren auch schon die ersten Draconiden zu sehen. Der Himmel blieb klar und wir konnten das Spektakel gut verfolgen. Einer von uns merkte beim Beobachten an: ,,Es sind jetzt schon mehr Meteore als bei einem Perseidenmaximum". Das bedeutete, dass die ZHR schon weit über 100 Meteore sein musste. Zwischen 19:30 und 20:30 Uhr UT wurden die meisten Draconiden gezählt. Wie man auf der IMO-Webseite ersehen konnte, wurde die höchste visuelle ZHR gegen 20:12 Uhr UT mit gut 300 Meteoren erreicht.
Abbildung 1 zeigt das visuelle Aktivitätsprofil des 8. Oktober 2011 für den Zeitraum von acht Stunden (16 -00 Uhr UTC), an dem rund 120 visuelle Beobachter aus dem überwiegend europäischen und asiatischen Raum beteiligt waren.
Sirko Molau hatte noch eine Besonderheit mit dem IMO-Kameranetz eingerichtet. Zum ersten Mal sollten die Beobachtungsdaten automatisiert und in Echtzeit an den zentralen IMO-Server übertragen und dort ausgewertet werden, so dass
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man die Draconidenaktivität live im Internet verfolgen konnte. Ende September 2011 wurden sowohl die Erkennungssoftware MetRec als auch die OnlineVisualisierungssoftware entsprechend angepasst und Anfang Oktober wurden testweise die ersten Beobachtungen live hochgeladen. Das ganze Experiment war also mit sehr heißer Nadel gestrickt und es gab viele Möglichkeiten, die es zum Scheitern hätten bringen können - am Ende lief dann aber alles glatt. Über zwanzig Beobachter hatten sich vor den Draconiden bereiterklärt, bei dem Experiment mitzumachen. Das gute Wetter, das bis Anfang Oktober für perfekte Beobachtungsbedingungen gesorgt hatte, fand pünktlich zu den Draconiden ein Ende. Damit hatten die meisten Beobachter mit widrigen Witterungsumständen zu kämpfen. Am Ende gelang es, die von vier Kameras in Deutschland, Slowenien und Portugal unter halbwegs klarem Himmel gewonnenen Daten in Echtzeit hochzuladen und dafür zu sorgen, dass man auch an Orten mit bedecktem Himmel oder Tageslicht das Geschehen minutiös verfolgen konnte. Einziger Wermutstropfen: Unsere eigenen Kameradaten waren leider nicht mit dabei, da wir keinen Rechner mit einer Internetverbindung am Beobachtungsplatz hatten. Dafür konnten wir aber via Smartphone die Flussrate der anderen Kameras live abrufen. Hat super geklappt, und von meiner Seite noch einmal meinen herzlichen Glückwunsch dazu.
Natürlich ist der Datensatz in den folgenden Tagen dramatisch angewachsen,
nachdem auch alle anderen Beobachter die Daten von insgesamt 57 Videokameras hochgeladen haben. Damit war eine detaillierte Untersuchung des Ausbruchs möglich.
Die Abbildung 2 zeigt das hochaufgelöste Flussdichteprofil in einem Zeitraum von acht Stunden um den Peak, wobei die Auswertung dank der hohen Meteorzahl mit einer Intervalllänge von nur fünf Minuten vorgenommen werden konnte. Das Maximum trat um 20:10 Uhr UT (195,036 Grad Sonnenlänge) mit einer (äquivalenten) Flussdichte von gut 110 Meteoroiden pro 1.000 km2 und Stunde auf.
Unter www.imonet.org/draconids/ kann man in einer Zeitraffersequenz sehen, wie sich der Flussdichtegraf im Laufe der Nacht entwickelte. Zudem kann man sich dort auch ein Zeitraffervideo der Aufnahmen von Sirko Molau mit fast 200 Draconiden ansehen.
Alles in allem eine gelungene Aktion ein voller Erfolg und auch wieder ein schönes Erlebnis! Einziger negativer, aber zu verschmerzender Aspekt war der fast volle Mond. Ich glaube, auch für Sirko Molaus Neffen Bastian war es eine interessante Nacht, auch wenn er sich sonst nicht mit Meteoren befasst.
Unser Dank gilt auch den anderen Beobachtern (mit und ohne Kamera), ohne die die Daten nicht zustande gekommen wären. Dank auch an den Mann vom Wetterdienst in Potsdam sowie den Leuten, die solche Voraussagen berechnen. Zu guter Letzt muss ich mich selbst noch bei Jürgen Rendtel bedanken - ohne seinen Anruf hätte ich wohl die Draconiden 2011 ,,verschlafen" ...
Nachtrag: Für das Jahr 2012 wurde keine außergewöhnliche Aktivität der Draconiden vorausgesagt. Aber wie das Leben oft so spielt, gab es auch in diesem Jahr wieder einen Ausbruch. Das kanadische CMOR-Meteorradar verzeichnete am 8. Oktober 2012 zwischen 16 und 18 Uhr UT im Radiobereich über tausend Draconiden pro Stunde. Zwar können Radiobeobachtungen sehr schwache Meteore weit jenseits des visuellen Bereichs erfassen - trotzdem ist diese Zahl erstaunlich. Normalerweise dominieren im Radiobe-
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reich nämlich die sporadischen Meteore. In diesem seltenen Fall wurden jedoch zeitweise mehr Draconiden als sporadische Meteore aufgezeichnet. Tatsächlich war es sogar der stärkste Meteorausbruch, den das CMOR-Radar seit Beginn seiner Beobachtungen 1998 jemals aufgezeichnet hat.
Leider war der Hauptteil der Meteore sehr schwach und nicht mit dem bloßen Auge
sichtbar. Visuelle Beobachtungen gibt es aus Russland von einer Beobachtergruppe am Baikalsee und aus China mit einer ZHR von einigen hundert Meteoren pro Stunde. Für Beobachter in Europa kam der Ausbruch zu früh, so dass die Raten bei Einsetzen der Dunkelheit schon wieder im Fallen begriffen waren. Die Videoaufzeichnungen belegen jedoch, dass die maximale Rate deutlich geringer war als aus den visuellen Beobachtungen
abgeleitet - wahrscheinlich eher in der Größenordnung von fünfzig Meteoren pro Stunde.
Das Beispiel belegt, dass man sich nicht nur auf Voraussagen verlassen sollte. Beim Beobachten der Meteorströme kommt es immer wieder zu Überraschungen, und das macht die Sache auch so interessant.
Meteoroidenimpakte auf dem Mond
von Bernd Gährken
Mit der Abkürzung TLPs (transient lunar phenomena) werden Leuchterscheinungen auf dem Mond bezeichnet, die in den letzten 500 Jahren von zahllosen Beobachtern immer wieder beobachtet und gemeldet wurden. Als Ursache gelten mögliche Gasausbrüche oder Reflektionen an glatten Basaltflächen. Die Sichtungen blieben stets strittig und eine eindeutige Erklärung gibt es bis heute nicht. Für einige der TLPs könnten auch einschlagende Meteoroide verantwortlich gewesen sein. Um die Gefahren von Impakten für die Raumfahrt besser abschätzen zu können, beschäftigt sich das NASA Marshall Space Flight Center (MSFC) seit 2005 intensiver mit der Überwachung des Mondes. Bis zum April 2012 konnten die Profis 265 Mondimpakte registrieren. Zum Einsatz kamen hochempfindliche Videokameras, die auf die unbeleuchtete Mondseite gerichtet wurden. Da die Chips schnell ausgelesen werden müssen, sind sie relativ klein. Deshalb werden als Aufnahmeoptiken gern SchmidtCassegrain-Teleskope verwendet, die sich bei kleinen Chips gut auf ein lichtstarkes Öffnungsverhältnis um f/3 reduzieren
1
In diesem Vergleichsbild wurde die Aufnahme aus Bayrischzell (oben) passgenau auf das in Stuttgart entstandene Foto (unten) kopiert. Der Impakt ist als kleiner Lichtfleck zu sehen. Die obere Aufnahme entstand mit einem 6-Zoll-f/5-Newton und einer Mintronkamera. Das untere Bild von Otto Farago ist mit einem 4-Zoll-Refraktor und einer Watec entstanden. Damit ist der benutzte 4-Zoll-Refraktor die kleinste Optik, mit der bisher ein Impakt auf dem Mond nachgewiesen wurde.
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2 Oben: Die Helligkeitsentwicklung
des Impaktes in den Bildern aus Bayrischzell. Auf den ersten beiden Teilbildern sind zwei Feldsterne mit 7 mag und 9,4 mag einkopiert, die zur Orientierung dienen. Man kann erkennen, dass der Impakt heller als 7 mag gewesen sein muss.
lassen. Um ein großes Gesichtsfeld zu ermöglichen, lagen die Optikdurchmesser nur zwischen 8 und 14 Zoll. Das entspricht typischen Amateurgeräten. Auch die von den Profis verwendeten Kameras gleichen in ihrer Leistungsfähigkeit den in Amateurkreisen bekannten Videokameras mit ExView-Mikrolinsenchip. Die Mintron- und die Watec-Kameras haben in den letzten Jahren weite Verbreitung gefunden und so begannen in den USA auch einige Amateure mit der Impaktsuche. Das NASA Meteor Environment Office (MEO) richtete eine eigene InternetSeite für Meldungen externer Beobachter ein. Bis Anfang 2011 hatte das MEO ein Dutzend Impakte unabhängiger Beobachter registriert. Um einen Blitz auf dem Mond von einem Phänomen in der Erdatmosphäre, einem Satellitenblink oder einem Artefakt auf dem Chip unterscheiden zu können, gibt es nur eine sichere Methode. Zwei Kameras müssen von unterschiedlichen Standorten aus, parallel den Mond beobachten und zur gleichen Zeit an der gleichen Mondposition ein Aufleuchten registrieren. Um die Chancen zu verbessern, lohnt es sich, verstärkt zu den Zeiten der großen Meteorstürme zu beobachten. Ideal ist es, wenn sich der Radiant und die Mond-
3
Die Liste unabhängiger Impakte auf der Homepage des Marshall Space Flight Center ist nach dem Datum der Einschläge sortiert. Deshalb ist der verspätet gemeldete Impakt Nummer 13 zwischen den Nummern 10 und 11 zu finden.
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sichel um 180 Grad gegenüberstehen. Dann können große Teile des Mondes getroffen werden. Wenn dagegen der Mond im Radiant steht, fallen alle Impakte auf die Mondrückseite und sind von der Erde aus nicht zu sehen.
Für den 3. Januar 2009 wurde ein starkes Quadrantidenmaximum vorhergesagt. Zu der Zeit stand der Mond im 1. Viertel am Abendhimmel, während der Radiant am Morgenhimmel ideal positioniert war. Zusammen mit Otto Farago wurde eine kleine Beobachtungskampagne gestartet. Die Bedingungen waren für die Quadrantiden sehr günstig. Das Maximum war für den Nachmittag prognostiziert und sollte etwa 3,5 Stunden später auf dem Mond ankommen. Mein Standort lag in Bayrischzell in den Bayrischen Alpen, während Otto Farago 250 Kilometer entfernt in Stuttgart beobachtete. Trotz durchziehender Wolken an beiden Standorten gab es längere Sequenzen mit gemeinsamen Aufzeichnungen. Leider gestaltete sich die Auswertung schwierig. Bei 25 Bildern pro Sekunde kommen pro Stunde fast 100.000 Bilder zusammen! Die NASA bietet zwar eine automatische Scannersoftware an, die jedoch auf DOS basiert und im Handling extrem unkomfortabel ist. Das NASA-Programm wird den Anforderungen der Amateure nicht gerecht und so wurde mit anderen Freewaretools experimentiert. Eine zufriedenstellende Lösung wurde jedoch nicht gefunden. So blieben die Daten fast zwei Jahre liegen, ohne ausgewertet zu werden. Ein Schweizer Team konnte am 11. Februar 2011 den ersten Impakt von Europa aus vermelden. Zu dieser Zeit warteten unsere Daten von 2009 immer noch auf ihre Bearbeitung. Statistische Überlegungen ließen jedoch einen Impakt in den Daten sehr wahrscheinlich erscheinen. Die Quadrantiden 2009 erreichten eine ZHR von 140 und in der Erdatmosphäre wurden mehrere Feuerkugeln beobachtet, die auf dem Mond einen gut registrierbaren Flash hinterlassen hätten. Aus den USA wurde am 3. Januar 2009 ein Quadrantidenimpakt gemeldet und das, obwohl der Mond dort erst sichtbar wurde, nachdem das Maximum schon vorbei war.
Diese Meldungen führten im Frühjahr 2011 schließlich zu einer ausreichenden Motivation, die zwei Jahre alten Daten zu überprüfen. Über zwei Wochen hinweg wurden jeden Tag zehn Stunden lang mehrere Hundertausend Bilder manuell durchgearbeitet. Es war eine Qual, doch der Lohn der Fleißarbeit blieb nicht aus. Es fand sich ein sehr vielversprechender Kandidat, der auf sieben Bildern zu je 1/50 Sekunde Belichtungszeit nachweisbar ist. Das Glück war vollkommen, als in den Daten von Otto Farago exakt zum richtigen Zeitpunkt an der passenden Stelle ein Gegenstück gefunden wurde. In Stuttgart wurde mit 25 statt mit 50 Bildern pro Sekunde gearbeitet und der Lichtblitz ist bei schlechterem SNR nur auf zwei Bildern zu erkennen. Für eine Bestätigung ist die Datenqualität jedoch völlig ausreichend. Die Helligkeit des Impaktes zu fotometrieren gestaltete sich als schwierig: Auf den Bildern aus Bayrischzell ist er ausgebrannt und auf den Stuttgarter Bildern fehlte eine Kalibrationsmöglichkeit. Im Laufe der Nacht wanderte der Mond jedoch an einigen Sternen 9. und 7. Größe vorbei, die zumindest einen Anhaltspunkt lieferten. Aus einem Durchmesservergleich mit den Feldsternen ließ sich eine Impakthelligkeit von etwa 6. Größe ableiten [1]. 6. Größe ist sehr hell, aber es gab schon ähnlich helle Kandidaten in den professionellen Aufzeichnungen. Per Overlay mit verschiedenen Karten wurde eine Position bei 40 Grad West und 5,5 Grad Nord ermittelt. Der Impakt erfolgte südwestlich von Kepler unweit des kleinen Kraters Maestlin.
Um aus der Helligkeit die Masse des Impaktors abzuleiten, sind einigen Annahmen notwendig. Die Masse dürfte zwischen zwei und fünf Kilo gelegen haben. Der neue Krater sollte einen Durchmesser von etwa zehn Metern besitzen. Trotz zweijähriger Verspätung bei der Auswertung wurde der Mondimpakt vom 3. Januar 2009 auf der Homepage des Marshall Space Flight Center akzeptiert. Unter [2] werden alle als zweifelsfrei eingestuften Impakte zusammengefasst, die nicht parallel von den Arbeitsgruppen des MSFC entdeckt worden sind. Der Impakt von 2009 ist der erste Listeneintrag aus Deutschland und hat die Nummer 13 bekommen - hoffentlich kein schlechtes Omen für zukünftige Entdeckungen!
Internethinweise: [1] B. Gährken: www.astrode.de/
impaktbright.htm [2] www.nasa.gov/centers/marshall/
news/lunar/independent_impact_ candidates.html Der Artikel basiert auf: www.astrode.de/1impa3.htm (B. Gährken)
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Meteore
Meteore - Eine Einführung für Hobby-Astronomen
von Andre Knöfel
Bibliografische Daten: Jürgen Rendtel, Rainer Arlt: Meteore - Eine Einführung für Hobby-Astronomen. 1. Auflage Oculum-Verlag, Erlangen, 2012, 160 Seiten, ISBN 978-3-938469-53-8, Preis: 19,90 Euro
Jeder aufmerksame Betrachter des nächtlichen Sternhimmels wird sicher schon eine Sternschnuppe beobachtet haben. Bekanntlich darf man dann einen Wunsch äußern, der in Erfüllung gehen soll. Darüber hinaus kann man aber auch wissenschaftliche Erkenntnisse gewinnen und genau darum geht es in diesem Buch der Astro-Praxis-Reihe des Oculum-Verlags. Die beiden Autoren sind keine Unbekannten auf dem Gebiet der Meteorastronomie: Jürgen Rendtel und Rainer Arlt arbeiten aktiv sowohl im Arbeitskreis Meteore e.V. als auch in der International Meteor Organization (IMO) und sind z.B. die Herausgeber des ,,Handbook for Meteor Observers", das 2009 bei der IMO erschien.
Im deutschsprachigen Raum gibt es nur sehr wenige Bücher, die sich mit Meteoren im Allgemeinen beschäftigen. Eine Anleitung zu einer erfolgreichen Meteorbeobachtung in Buchform gab es jedoch noch nie. Der Oculum-Verlag schließt hier eine Lücke auf dem Büchermarkt.
Der theoretische Teil des Buches beginnt mit einer Darstellung der Nomenklatur in der Meteorastronomie. Dies ist auch wichtig, denn selbst in Fachzeitschriften werden Begriffe wie z.B. Meteor und Meteorit falsch angewandt. So gerüstet wird in den folgenden Abschnitten beschrieben, welche Bahnen Meteoroide im Sonnensystem ziehen und welche Urspungskörper von Meteoroiden bekannt sind. Tritt ein Meteoroid auf seiner Reise im Sonnensystem in die Erdatmosphäre ein, können wir dies als die Leuchterscheinung ,,Meteor" wahrnehmen. Im Buch werden neben der Entstehung der leuchtenden Meteorbahn und den Informationen, die uns das Spektrum eines Meteors liefert, auch die Entstehung von Schallwahrnehmungen bei sehr hellen Meteoren erklärt. Dies führt dann zwangsläufig auch zu den Meteoriten, außerirdisches Material, das den Durchflug durch die Erdatmosphäre übersteht und in Museen und Sammlungen zu bewundern ist.
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Der theoretische Teil schließt mit einem kleinen Rückblick auf die Geschichte der Meteorastronomie und die Arbeit der Amateurastronomen auf diesem Gebiet.
Nach den notwendigen theoretischen Grundlagen folgt der Praxis-Teil des Buches. Dieser ist in drei Abschnitte gegliedert, die auch der geschichtlichen Entwicklung der Meteorbeobachtung entsprechen: visuelle Beobachtung, fotografische Beobachtung und VideoBeobachtung. Die klassische visuelle Beobachtung von Meteoren ist nach wie vor eine wichtige Beobachtungsmethode. Richtig geplant und durchgeführt sind die Ergebnisse ein wichtiger Beitrag für die Wissenschaft, um die Entwicklung der Kleinkörper im Sonnensystem zu verstehen. Die Autoren beschreiben sehr detailliert, was ein Meteorbeobachter während einer Beobachtung beachten sollte bzw. welche zusätzlichen Angaben er notieren muss, damit letztendlich die Beobachtung so ausgewertet werden kann, dass sie auch mit den Ergebnissen anderer Beobachter vergleichbar ist. Nach der Lektüre dieses Abschnittes dürfte jeder Beobachter in der Lage sein, das von der IMO erarbeitete Beobachtungsprotokoll fehlerfrei auszufüllen und damit die eigene Beobachtung der wissenschaftlichen Auswertung zuzuführen.
Im Abschnitt zur fotografischen Beobachtung gehen die Autoren, der Entwicklung der Fototechnik geschuldet, nur ganz kurz auf den klassischen analogen Film ein. Dafür wird der digitalen Aufnahmetechnik ein entsprechend größerer Raum gegeben. Neben dem richtigen Einsatz der Technik wird auch kurz beschrieben, wie Aufnahmen ausgewertet werden (z.B. Höhenberechnung der Meteorbahn) und welche Fehler dabei auftreten können. Es wird ebenfalls gezeigt, dass man durch die genaue Aufzeichnung der Bahnen heller Feuerkugeln auf den Fallort eines möglichen Meteoriten schließen kann. Die Video-Beobachtung von Meteoren hat sich erst in den letzten
Jahren entwickelt, brachte aber in dieser Zeit einen sehr großen Wissenszuwachs in der Meteorastronomie. In dem Abschnitt zu diesem Thema wird allerdings nur sehr kurz auf die Technik und die dabei verwandte Software eingegangen - eine genauere Beschreibung der doch recht komplexen Thematik hätte auch den Rahmen des Buches gesprengt.
Den Abschluss des Astro-Praxis-Buches bietet die Beschreibung der Meteorströme im Jahresverlauf, die von mittleren nördlichen Breiten beobachtet werden können. Neben den üblichen Angaben wie dem Aktivitätszeitraum oder dem Maximumszeitpunkt, wird für jeden Strom, soweit bekannt, auch die Entwicklung der Stromaktivität in den letzten Jahrzehnten vorgestellt und weitere interessante Details zum Meteorstrom vermittelt. Natürlich wird für jeden Strom auch eine Karte mit der Position des Radianten geliefert, damit eine Zuordnung während der Beobachtung möglich ist.
Im Anhang des Buches finden sich die Auflistung der Zählfelder für die Bestimmung der visuellen Grenzhelligkeit und deren Position am Sternhimmel als Aufsuchkarten. Ein Glossar und eine Liste von nützlichen Weblinks runden das Buch ab.
Insgesamt kann man resümieren, dass dieses Buch alle Erwartungen an ein Praxis-Buch erfüllt, wobei vor allem auf die visuelle Beobachtung von Meteoren besonderes Augenmerk gelegt wurde. Die Darstellung ist verständlich und durch viele weiterführende Erklärungen ergänzt. Einziger Kritikpunkt an diesem Buch ist die Qualität einiger Abbildungen, die im Druck so dunkel erscheinen, dass sich der Bildinhalt kaum erschließt. Dieses Buch sollte in keiner Sternwartenbibliothek fehlen, wird hier doch gezeigt, wie ein Beobachter mit geringen technischen Mitteln den Wissenschaftlern helfen kann, unser Sonnensystem besser zu verstehen.
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Ab
499,-
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Amateurteleskope/Selbstbau
Menschen und Geräte
- Ein Wiki zur Dokumentation individuell konstruierter astronomischer Beobachtungsinstrumente
von Frank N. Möller
Im VdS-Journal für Astronomie Nr. 41 berichtete Herbert Zellhuber, dass er angeschrieben wurde, weil ,,etliche" Hyperlinks der von ihm bearbeiteten Fachgruppen-Webseite nicht mehr aktuell seien [1]. Jeder ehrenamtlich tätige Mensch kennt solche wenig ermutigenden Äußerungen, wobei die Kritiker sich vermutlich selbst nicht wohl fühlen, weil ihnen klar ist, dass eine einzelne Person ein solches Internetangebot kaum auf dem Stand halten kann. Es wäre also an der Zeit für eine Lösung, bei der aufgefundene Defizite von den Kritikern jederzeit selbst behoben werden können.
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Dobson von Gundula Hinrichsen
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Lebkuchen-Teleskop von Silvio Hertli
Herbert Zellhuber gehört das große Verdienst, mit einfachen Mitteln eine Internetplattform geschaffen zu haben, auf der sich alle Interessierten über von Amateurastronomen gebaute Beobach-
3 Nirosta-Montierung nach Karl und
Michael Kaut VdS-Journal Nr. 45
tungsinstrumente informieren können [2]. Ohne dieses Angebot müsste man die Informationen mühselig im Internet zusammensuchen, wenn sie überhaupt vorhanden wären. Um die Inhalte zukünftig einfacher aktuell zu halten und zu erweitern, könnte der Einsatz eines technischen Hilfsmittels sinnvoll sein, das in den vergangenen Jahren unter dem Stichwort ,,Wiki" bekannt geworden ist. Eine erste Recherche zu bereits existierenden Selbstbau-Wikis fördert wenig zutage. Die auf einer englischen Sammelplattform vorhandenen Inhalte unter dem Titel ,,datscope" stammen von nur einem Autor und scheinen bisher auf keine große Resonanz gestoßen zu sein [3]. Ein deutschsprachiges Wiki mit dem englischen Titel ,,Amateur Telescope Making Wiki" wird vom IT-Fachmann Heiner Otterstedt aus dem gleichnamigen Ort in Niedersachsen betrieben [4]. Ziel seines Wikis ist jedoch eher der Aufbau eines Lexikons über Gerätetypen und Arbeitstechniken, wobei sich die Inhalte stark nach seinen eigenen Vorstellungen richten [5].
Wie es aussehen könnte Soll ein Wiki erfolgreich sein, muss es den Autoren ein großes Maß an Freiheit lassen. Anhand der bereits vorhandenen Inhalte sollte eine gut nachvollziehbare
Grundstruktur erkennbar sein, so dass Leser Vertrauen gewinnen und schnell erkennen, wie sie ihre eigenen Beiträge einfügen können. Auch ist eine leicht verständliche Anleitung erforderlich, die Einsteigern zeigt, wie es geht. Auf dieser Basis kann das Wiki klein anfangen und dann wachsen. Wertvolle Hinweise zum Start und Betrieb liefert der Programmierer und Autor Wolfgang Sommergut aus München, der Erfahrungen mit dem Wiki der Zeitschrift Computer-Woche gesammelt hat [6].
Umfassende Überlegungen zu inhaltlichen Strukturen, die von Anfang an alle denkbaren Fälle abdecken, sind kaum möglich. Selbstverständlich stellt sich schon am Anfang die Frage nach der inhaltlichen Erschließung einer wachsenden Anzahl von Artikeln. Es wäre sinnvoll, sie durch Listen einzelner Gerätearten vorzustellen, so wie es Herbert Zellhuber in seiner Sammlung bereits angelegt hat. Wenn jedes Gerät eine eigene Seite erhält, kommen sich unterschiedliche Auffassungen wenig ins Gehege. Wer sein eigenes Instrument (oder
Amateurteleskope/Selbstbau
45
Wie ein Wiki arbeitet
Durch den weltweiten Erfolg der Online-Enzyklopädie ,,Wikipedia" (deutschsprachig: http://de.wikipedia.org) ist das Prinzip des Wiki inzwischen Allgemeingut geworden. Es handelt sich um ein Konzept für öffentlich zugängliche Sammlungen von Texten, Bildern oder anderen Inhalten, zu denen jeder Leser Beiträge liefern kann, ohne den Betreiber fragen zu müssen. Auch ist jeder berechtigt, alle vorhandenen Beiträge zu verändern oder sogar zu löschen. Auf diese Weise können Wissens- und Datensammlungen mit dem geringsten denkbaren organisatorischen Aufwand entstehen und aktuell bleiben. Alle Änderungen werden automatisch dokumentiert, so dass nachvollziehbar ist, welcher Teilnehmer zu welchem Zeitpunkt etwas verändert hat. Fehlerhafte oder destruktive Inhalte werden von den Lesern meist schnell erkannt und gelöscht bzw. durch sinnvolle Inhalte ersetzt.
4 Online-Enzyklopädie Wikipedia (Bildschirmkopie)
auch das eines anderen) zeigen will, legt innerhalb des Wiki eine neue Seite an, wobei die Identifikation über eine selbst gewählte Überschrift oder in Ermangelung eines Titels über Datum und Uhrzeit erfolgen könnte.
Darüber hinaus kann die Darstellung von Gerät zu Gerät sehr unterschiedlich sein. Vieles erklärt sich allein durch Fotos. Autoren könnten aber auch ausführliche Texte einfügen, die Instrument und Entstehungsprozess im Detail beschreiben. Besonders ausgefeilte Beiträge würden neben geeigneten Schlagwörtern auch ein Abstract in englischer Sprache enthalten, um weltweit auffindbar zu sein. Denkbar wären auch Angaben zu eventuellen Besitzerwechseln. Vollständig werden natürlich nur wenige Beiträge sein. Perfektion oder Vollständigkeit ist aber auch nicht Ziel eines Wiki. Vielmehr wird jeder noch so einfache Beitrag immer seinen Wert haben.
Ein unüberschaubares Angebot an Wiki-Engines Um ein Wiki zu betreiben, bedarf es einer Software, mit der die Inhalte verwaltet werden. Solche Systeme werden als WikiEngines bezeichnet. Es gibt sie gegenwärtig in einer kaum überschaubaren Zahl, wobei viele kostenlos als Open-SourceSoftware verfügbar sind. Auf einer Website der Berliner Firma CosmoCode werden unter dem Titel ,,Wikimatrix - compare them all" die Eigenschaften von über 100 Systemen verglichen [7].
Wie der oben erwähnte Wolfgang Sommergut feststellt, ist es praktisch nicht möglich, das umfangreiche Angebot an Wiki-Engines zu überblicken [8]. Er nennt jedoch verschiedene Kriterien, von denen man sich bei der Entscheidung für ein System leiten lassen kann. Insbesondere empfiehlt er, sich vom Vorhandensein einer weltweit aktiven Entwicklergemeinde zu überzeugen, weil dies einen
wichtigen Hinweis auf die Langlebigkeit einer Software darstellt. Weitere Gesichtspunkte behandelt eine kleine Studie der Bernburger Firma Pumacy Technologies AG, die sich mit der Anwendbarkeit von bestimmten Wiki-Engines für das Wissensmanagement beschäftigt [9].
Wikis sind vorwiegend textorientiert. Für ein Angebot mit Astrogeräten sind jedoch Fotos von grundlegender Bedeutung, so dass ein geeignetes System insbesondere das Hochladen von Bildern besonders einfach machen müsste. Insgesamt würde die Entscheidung für ein bestimmtes System jedoch nicht zuletzt von den Erfahrungen abhängen, die jemand mitbringen würde, der im Rahmen der Fachgruppenarbeit ein Wiki aufzusetzen könnte.
Kein Wiki in der Cloud Die Wolkencomputerei ist auf dem Vormarsch. Hatte man sich bisher bei einer Dienstleistungsfirma einen virtuellen Webserver einrichten lassen, um seine Daten in Eigenregie zu verwalten, so besteht die neue Welt des Cloudcomputing aus verlockenden Datenverarbeitungs-Komplettangeboten. Auch für die Einrichtung von Wikis gibt es längst entsprechende Dienstleistungsangebote wie z. B. die Plattform ,,de.wikia.com". Zwar entfällt bei einem solchen System der Aufwand für die Auswahl und den Betrieb einer Wiki-Engine, jedoch findet man sich mit Hunderten und Tausenden von anderen Themen und Institutionen weltweit auf einer zudem werbefinanzierten Plattform wieder, was natürlich keinen besonders identitätsstiftenden Rahmen darstellt.
Weiterhin basieren die Geschäftsmodelle kostenloser Angebote darauf, dass Nutzer die Rechte an den eigenen Daten abtreten müssen. Alle Inhalte können vom Betreiber oder seinen Geldgebern jederzeit ungefragt für eigene Zwecke eingesetzt werden. Auch könnte sich ein Problem ergeben, wenn man später den Wunsch hat, die zusammengetragenen Daten auf ein anderes System zu übertragen. Mit hoher Wahrscheinlichkeit wird dann keine Möglichkeit einer geschlossenen und strukturierten Datenextraktion bestehen. Weiterhin wird bei Cloud-Angeboten das Verhalten aller Autoren und Leser lückenlos erfasst. Obszön sind z. B. die Hin-
VdS-Journal Nr. 45
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Amateurteleskope / Selbstbau
5 Newton-Bino von Ulli Vedder
weise zum ,,Datenschutz" bei der oben genannten Plattform. Die kalifornische Betreiberfirma gibt ihren Werbekunden völlig freie Hand bei der Entnahme und Nutzung aller anfallenden Informationen über die Interessen und das Verhalten der Nutzer [10].
Ein Wiki zu Selbstbaugeräten muss jedoch nachhaltig angelegt sein und das uneingeschränkte Vertrauen der Leser und Autoren haben. Dies ist nur auf einer technischen Plattform möglich, die unabhängig gestaltet werden kann - CloudDienste scheiden also aus.
Wer kann ein Wiki aufsetzen? Die Fortführung der Selbstbau-Webseiten als Wiki erscheint als geeignete Strategie, um ihre Fortentwicklung sicherzustellen. Um dies zu ermöglichen, wären zwei Voraussetzungen zu erfüllen. Zunächst müsste eine technisch versierte Person gefunden werden, die ein Wiki aufsetzen kann und den laufenden technischen Betrieb ehrenamtlich beaufsichtigen würde. Wer sich hier angesprochen fühlt, soll gern Kontakt zur Fachgruppe Selbstbau aufnehmen! Zweitens müssten die vorhandenen Inhalte auf das Wiki übertragen werden, was mit einigen freiwilligen Helfern sicher leicht fallen würde. Wie könnte die Plattform heißen? Die Bekanntheit eines Produkts oder Projekts hängt sehr davon ab, ob es leicht zu bezeichnen ist und damit in aller Munde sein kann. Da die hier vorgestellte Idee untrennbar mit Herbert Zellhuber, dem Initiator der ,,weltweit größten Bildersammlung von selbst gebauten astronomischen Instrumenten" verbunden ist,
VdS-Journal Nr. 45
fiel mir spontan die Bezeichnung ,,Zellix-Enzyklopädie für Geräteselbstbau in der Amateurastronomie" ein (was sich im Alltag wunderbar als Zellix-Enzyklopädie abzukürzen ließe). Wäre das eine Perspektive?
Literaturhinweise: [1] H. Zellhuber, 2012: ,,Neues aus
der Fachgruppe Amateurteleskope/ Selbstbau", VdS-Journal für Astronomie 41, 56
[2] VdS-Fachgruppe Amateurteleskope/ Selbstbau: www.zellix.de/selbstbau/ index.htm
[3] http://datscope.wikispaces.com/ [4] Amateur Telescope Making Wiki:
www.otterstedt.de/wiki/index.php/ Hauptseite [5] http://de.pluspedia.org/wiki/ Diskussion:Amateur_Telescope_ Making_Wiki [6] W. Sommergut, 2008: ,,Tipps zum Betreiben eines Wiki", http:// sommergut.de/wp/archives/tippszum-betreiben-eines-wikis/ [7] CosmoCode - Gesellschaft für Konzeption und Entwicklung internetbasierter Softwaresysteme mbH: ,,Wikimatrix - compare them all", www.wikimatrix.org/ [8] W. Sommergut, 2007: ,,Die Wahl der richtigen Wiki-Software", http://sommergut.de/wp/archives/ die-wahl-der-richtigen-wikisoftware/ [9] F. Adler, I. Frost, D. Gross, 2011: ,,Die Qual der Wiki-Wahl", Wikis für Wissensmanagement in Organisationen, zweite aktualisierte Version, Pumacy Technologies AG, Bernburg. [10] Wikia.com: "Privacy Policy", www.wikia.com/Privacy_Policy
Wo bleiben die Geräte eigentlich?
Was wird aus mühevoll konstruierten Instrumenten, wenn die Konstrukteure ihr Hobby aufgeben oder eines Tages versterben? Von den Erben ist meist kein Verständnis zu erwarten, so dass die Konstruktionen spätestens bei der Haushaltsauflösung auf dem Sperrmüll landen werden. Gleichzeitig aber würden Amateurastronomen einer nachgewachsenen Generation sie vielleicht liebend gern testen, wieder auffrischen und als Kulturgut erhalten wollen - wenn sie nur von der Existenz der Geräte wüssten. Da ein Wiki (hoffentlich) langlebig ist und viele Instrumente dokumentiert, könnte es auch einen Beitrag zur Erhaltung und Weitergabe von Instrumenten leisten. Allein die Erwähnung im Wiki könnte ein auf irgendeinem Dachboden gefundenes Gerät aufwerten und eines Tages vor dem Schuttcontainer retten.
6
Großfernglas des Verfassers hergestellt aus ,,ALDI"-Optik: Im Jahr 2055 auf dem Sperrmüll?
Astrofotografie
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Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie:
Astrofotografischer Wettbewerb La Palma 2012
von Peter Riepe
Frank Sackenheim, Mitglied der Mailingliste Astrofotografie, hat beim ,,La Palma 2012 Astrophotography Competition" den 1. Preis gewonnen!
Der Wettbewerb wurde vom Kulturamt der Insel La Palma ausgeschrieben. In der Jury saßen Vertreter der Institute auf La Palma sowie Vertreter der Inselverwaltung. Der 1. Preis ist mit einem Geldbetrag von 2.000 verbunden, der 2. Preis mit 1.000 . Eine Ehrung gab es auch für die nachfolgenden Bilder ab Platz 3. Eine Wanderausstellung mit allen preisgekrönten Bildern schließt sich an. So bringt die Verwaltung der spanischen ,,Astro-Insel" im Atlantik die Astronomie publikumswirksam unter - vorbildlich!
Der Wettbewerb findet jährlich statt. Astrofotografen, traut Euch! Wer sich beteiligen möchte, wende sich wegen der Anschrift an Frank Sackenheim: frank@astrophotocologne.de
Das Siegerbild ist hier abgedruckt, kann aber auch angeschaut werden
unter: http://astrophotocologne.de/astrophotocologne/bilder/M8_
Tonemapping_Final_Large.jpg
2
Dazu die herzliche Gratulation
Die Urkunde zum Gewinn
aller VdS-Astrofotografen!
des 1. Preises
1 Das Siegerbild: Messier 8, aufge-
nommen im Mai 2011 in Namibia auf der Farm Kiripotib und bearbeitet nach Jukka Pekka Metsavaino (Tonemapping). Farbzuordnung: [S II] Tiefrot, H Orange und [O III] Türkis. Belichtung: H 10 x 20 min, [O III] und [S II] je 6 x 20 min. Teleskop war ein TMB 80 mm/600 mm Refraktor bei f = 520 mm, Kamera: SBIG ST-8300M, Software: Theli, Photoshop und CCDStack.
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Astrofotografie
Ein Fotomosaik der farbenprächtigsten Region des Südhimmels
von Gerald Rhemann
Für den Mai 2012 organisierte ich einen Astrofotoworkshop in Namibia. Die Teilnehmer aus Deutschland und Österreich waren bestens vorbereitet. Die zwei Wochen, die uns zur Verfügung standen, waren von Bildausbeute und Lernerfolg gekrönt.
Warum eigentlich Namibia? Namibia ist 2,3-mal so groß wie Deutsch- land, wobei sich die 2,1 Millionen Einwohner auf die wenigen Städte des Landes konzentrieren. Daher gibt es auch kaum Lichtverschmutzung. Namibias Spätherbst und Winter - die Monate Mai bis September - sind bekannt für eine sehr stabile Schönwetterlage. Das Zentrum der Sommermilchstraße im Zenit und die vielen bekannten Objekte des Südhimmels sollte man zumindest einmal unter solch hervorragenden Bedingungen gesehen und fotografiert haben. Im namibischen Winter kann eine fotografische Nacht um Neumond herum 10 bis 11 Stunden dauern. Entsprechend hoch kann die fotografische Ausbeute nach einem längeren Aufenthalt werden. Der Workshop fand auf der Farm Tivoli statt. Tivoli ist eine vom mehreren
Gästefarmen in Namibia, die sich auf die Beherbergung von Hobbyastronomen spezialisiert haben und auch die dazu nötige Infrastruktur anbieten. Die Farm liegt am Rande der Kalahariwüste und bietet ein sehr familiäres Ambiente. Hervorragendes Essen, nette Zimmer und beste Betreuung durch die Gastgeber lassen die Anstrengung nach einer langen Fotonacht rasch vergessen. Auf der Farm kann man Montierungen, Optiken, Säulen und voll ausgestattete Sternwarten mieten. Mein Ziel war, eine Optik mit längerer Aufnahmebrennweite in einer der Sternwarten zu mieten. Leider waren diese Sternwarten für die geplante Zeit des Aufenthalts bereits vergeben und ich musste nun nachdenken, welches Gerät ich mitnehmen sollte.
Ein neues Projekt Da erreichte mich der Vorschlag von ASA (Astrosysteme Austria), den neuen hyperbolischen 8-Zoll-Astrographen mit Öffnungsverhältnis 1:2,8 zusammen mit der ASA-Montierung DDM 60 nach Namibia mitzunehmen, um Referenzaufnahmen damit zu machen. Das klang zwar verlockend, aber mit kurzen Brenn-
weiten hatte ich bereits alle interessanten Objekte fotografiert, die in der Zeit unseres geplanten Aufenthalts sichtbar waren. Aber in Anbetracht dessen, dass ich mich als Workshopleiter nur nebenbei mit einer eigenen Ausrüstung beschäftigen konnte und ich vor allem für die Teilnehmer zur Verfügung stehen sollte, schien diese Konfiguration doch interessant zu sein. Die angebotene Ausrüstung machte den Eindruck, unkompliziert und zuverlässig zu laufen. Die ersten Testaufnahmen zu Hause bestätigten diese Vermutung. Die Montierung lief ohne externe Nachführung perfekt und die Justierung des Astrographen war trotz des großen Gesichtsfeldes der FLI PL 16803 einfach zu bewerkstelligen und sehr stabil. Damit war die Entscheidung gefällt: Diese Ausrüstung ging mit nach Namibia.
Hauptprojekt war eine Mosaikaufnahme um die Sterne Antares und Rho Ophiuchi (Abb. rechts). Die Vielfalt an Farben, Strukturen und Objekten in diesem Himmelsareal hatte mich immer schon beeindruckt. Auf Grund der Großflächigkeit dieser Objekte eignen sich besonders Fotoobjektive mit kurzer Brennweite. Ich entschied mich für eine Mosaikaufnahme, um einen Großteil der Region im Bild festhalten zu können, dafür aber in entsprechend hoher Auflösung. Ich plante, sechs Felder mit dem Astrographen zu machen. Bei einem Gesichtsfeld von 3,5 Grad x 3,5 Grad pro Feld ergab sich bei großzügiger Überlappung ein fertiges Bild von 10 Grad x 6 Grad .
Mit der Planetariumssoftware ,,The Sky 6" hatte ich die zu fotografierenden Felder vorbereitet. Wenn man in diesem Programm über ,,View/Field of View Indicators" das Bildfeld eingestellt hat, kann man danach unter ,,Tools/Mosaic" dieses Bildfeld aktivieren und die Zahl der Felder mit Überlappungsgrad eingeben (Abb. 1).
1 Mit dem Planetariumsprogramm ,,The Sky" hat man die Möglichkeit, sein
Gesichtsfeld durch Angabe der Aufnahmebrennweite und der Sensorgröße berechnen und anzeigen zu lassen.
VdS-Journal Nr. 45
Die Durchführung Wie geplant erreichten wir am 11. Mai die Farm Tivoli. Der erste Tag und die erste Nacht standen im Zeichen der Auf-
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Astrofotografie
2 Die unbearbeitete Aufnahme erscheint zunächst sehr dunkel. Nur die hellsten Sterne
sind zu erkennen.
3 Durch die vorgenommene Kontraststeigerung mit Hilfe der Gradationskurve sind
bereits viele der Nebel und Sterne sichtbar geworden.
4 Stellt man mit Hilfe der Tonwertkorrektur das Bild dunkler, dann sind auch bereits die
zarteren Nebelfelder zu erkennen. VdS-Journal Nr. 45
stellung und Adaption der Geräte, sowie der Poljustierung. Bei der Kontrolle zur Kollimation des Astrographen war ich überrascht. Zur perfekten Justierung fehlte nur ein kleiner Dreh an einer der Justierschrauben des Fangspiegels. Die Justierung hatte also sehr gut gehalten, obwohl die Ausrüstung mehr als zehn Stunden Flug und zwei Stunden Fahrt auf einer Rumpelpiste hinter sich hatte. Es sei hier erwähnt, dass bei einem Öffnungsverhältnis von 1:2,8 und in Verbindung mit einer Sensordiagonalen von 52,1 mm bereits der leiseste Hauch einer schlechten Kollimation zu extremen Bildfehlern führt.
Nachdem das Wetter wie erhofft passte, konnte ich bereits in der zweiten Nacht mit der Aufnahmeserie starten. Ich plante zwei Felder pro Nacht, um die Aufnahmen jeweils zum Kulminationszeitpunkt machen zu können. Nach einem Testlauf entschied ich mich, das LRGB mit 35/25/25/40 Minuten pro Feld zu belichten. Bei einem Öffnungsverhältnis von 1:2,8 und der hervorragenden Transparenz war genug Signal und ein hervorragendes Signal/Rausch-Verhältnis vorhanden. Als Flats (Weißbild) verwendete ich sogenannte Skyflats, die in der Dämmerung am Himmel gemacht wurden. Darks und Bias hatte ich bereits zu Hause für eine Temperatur von -30 Grad C angelegt. Alles lief sehr gut und die geplanten Aufnahmen waren bald gemacht. Beim ersten Durchschauen der Aufnahmedaten bekam ich bereits eine gewisse Vorstellung, welche Probleme bei der Bildbearbeitung auf mich zukommen würden. Das hauptsächliche Problem war jede Menge an Reflexionen, die über helle Sterne bei fast allen Aufnahmen ins Bild gestreut wurden. Die Ursache vermute ich in den verwendeten Filtern. Ich möchte an dieser Stelle keinen Hersteller nennen, da mir dieses Problem bereits vorher bekannt war und ich damit gerechnet hatte. Außerdem wurde mir, wie bereits erwähnt, die Ausrüstung kostenlos zur Verfügung gestellt und ich musste nehmen, was es gab. Letztlich ist es mir über viel Routine in der Bildbearbeitung gelungen, den Großteil der Reflexionen zu dämpfen oder zu entfernen.
Die Bildbearbeitung Wieder zu Hause begann ich mit der Bildbearbeitung am kalibrierten Monitor. Die verwendeten Programme waren:
Astrofotografie
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CCDStack, MaxIm DL 4, Astroart 5, Registar, Photoshop CS5, Noiseware (Photoshop Plug In).
Im Folgenden zeige ich, wie ich die Bearbeitung vorgenommen habe. Ausführliche Erklärungen zu Photoshoptechniken und detaillierte Erklärungen zur Bildbearbeitung in der Astrofotografie würden den Rahmen dieses Berichts sprengen und werden deshalb nicht behandelt. Ich gehe nur auf die meiner Ansicht nach speziellen Bearbeitungstechniken näher ein, die üblicherweise nicht so häufig angewendet werden.
Zunächst erfolgten die Datenkalibration und das Zusammenlegen der Aufnahmen mit Hilfe von CCDStack und MaxIm DL4. Danach wurde jedes RGB-Bild sowie jedes Luminanz-Bild pro Feld als 16-bit-TIFF unkomprimiert gespeichert und in Photoshop CS5 geöffnet, um dort das Histogramm der Bilder zu spreizen. Im Vergleich zu automatisierten Stretchfunktionen (DDP) kann man den Verlust an Daten einschränken, da man von Beginn an die Entwicklung kontrollieren und steuern kann.
Das Erstellen der einzelnen LRGBBilder Nach dem Öffnen der Aufnahme arbeite ich wiederholt an der Gradationskurve so lange, bis das Bild sehr hell erscheint. Danach werden über die Tonwertkorrekturen die Regler des Histogramms so verschoben, dass Spitzenlichter nicht ausbrennen und in den Schatten Platz gelassen wird, um auch feinste Nebelstrukturen zu erhalten. Im geöffneten Ursprungsbild sieht man zunächst nur die hellsten Sterne. Hebt man die Kurve (Abb. 2), so wird das Bild nach mehrmaliger Wiederholung heller. Ich achte darauf, dass die Kurve im rechten, oberen Bereich leicht nach unten zeigt. Am Ende soll das Bild gleichmäßig aufgehellt sein (Abb. 3).
Als nächsten Schritt stelle ich mit Hilfe der Tonwertkorrektur das Bild wieder dunkler, wobei ich mit dem linken Schieberegler (dunkle Bereiche) ein wenig Platz lasse, damit auch feinste Nebelstrukturen erhalten bleiben (Abb. 4). Die Prozedur beginnt nun von vorne und wird so lange wiederholt, bis ein zufriedenstellendes Ergebnis erreicht ist (Abb. 5).
5 Am Ende sind alle Farben und Objekte deutlich in Erscheinung getreten und das
Histogramm wirkt ausgeglichen.
6 Das Luminanzbild dient zur Steigerung von Auflösung und Kontrast der Farbaufnah-
me. Dazu sollte das Luminanzbild nicht zu kontrastreich sein, da sonst die Farben wie ausgewaschen wirken.
7 Eine sehr selektive und rauscharme Kontraststeigerung der Farbkanäle erreicht man
mit Hilfe des Lab-Modus. VdS-Journal Nr. 45
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Astrofotografie
8 Die Ebene, auf der die Aufnahmen verschoben und angeglichen werden, sollte unbe-
dingt schwarz sein, um eine bestmögliche Kontrolle zu erreichen.
9 Die zuvor mit Registar zueinander ausgerichteten Felder kann man nun mit Hilfe
des Verschiebewerkzeugs zur Deckung bringen. Bei der Angleichung von Farbe und Helligkeit muss man sich viel Zeit nehmen.
10 ,,HDR-Tonung" oder ,,High-Dynamic-Range" gibt es ab Photoshop CS5. Dieses Werk-
zeug ist eigentlich für die herkömmliche Fotografie gemacht worden, um Aufnahmen mit hohem Dynamikumfang erfolgreich bearbeiten zu können. VdS-Journal Nr. 45
Nachdem alle RGB-Bilder bearbeitet und gespeichert wurden, erfolgt die Ausarbeitung der Luminanzaufnahmen auf gleichem Weg und schließlich die Erstellung der LRGB-Aufnahmen durch Einfügen der Luminanz als Ebene über der RGBAufnahme. Zum Aktivieren der Luminanz wird der Ebenenmodus auf Luminanz gestellt. Den Deckkraftregler (er bestimmt, wie sehr das L-Bild auf das RGB-Bild wirkt) stelle ich meist zwischen 80 und 100%, in jedem Fall so, dass die Farben nicht zu sehr verblassen (Abb. 6).
Am Schluss hole ich mir die Farbsättigung der noch blassen LRGB-Bilder im Lab-Modus, da in diesem Modus selektiv und kontrolliert (Farbrauschen) gearbeitet werden kann. Das RGB-Bild wird über ,,Bild/Modus/Lab-Farbe" umgewandelt (Abb. 7). Wenn man nun die Kanäle aufruft, so gilt für den a-Kanal: Überall dort, wo der Grauwert des Kanals dunkler als 50 % ist, entspricht das einer Färbung in Richtung Magenta. Heller als 50 % geht in Richtung Grün. Genau 50 % ist neutral, also ohne Farbinformation zwischen Magenta und Grün. Für den b-Kanal gilt: wie a-Kanal, nur dass das dunkle Ende bei b Gelb ist und das helle Blau. Am Schluss wird wieder über ,,Bild/Modus/ RGB" in den RGB-Farbraum gewechselt und gespeichert.
Die Kombination zum Mosaikbild Die LRGB-Bilder der sechs verschiedenen Felder hatte ich mit dem Programm Registar zueinander ausgerichtet. Registar kann Aufnahmen zueinander durch Rotation und Entzerrung ausrichten, so dass sogar Bilder, die mit unterschiedlichen Brennweiten gemacht wurden, richtig ausgerichtet werden können. In Photoshop werden nun auf einer schwarzen Grundebene alle LRGB-Bilder als Ebenen eingefügt (Abb. 8). Durch Anwahl der entsprechenden Ebene (Bild) erfolgt die Feinanpassung von Helligkeit und Gradation sowie die Farbanpassung der Aufnahmen zueinander. Danach werden die Bilder über die Einstellung ,,Differenz" passgenau mit dem Verschiebewerkzeug zur Deckung gebracht (Abb. 9). Man verschiebt so lange, bis sich die Sterne bei genauer Überlappung auslöschen und praktisch nur noch ein schwarzes Bild zu sehen ist. Danach werden alle Ebenen auf eine sichtbare reduziert. Dieses Bild wird dann als TIFFFile von 8 bit unkomprimiert gespeichert.
Astrofotografie
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Die Endarbeiten am fertigen Gesamtbild Den letzten Schliff am Gesamtbild hole ich mir über die Funktion ,,HDR-Tonung". Diese Funktion bietet Photoshop ab CS5. Man findet sie unter ,,Bild/Korrekturen/ HDR-Tonung". Hier kann man alle auf das Bild einwirkenden Maßnahmen auf einen Blick erfassen und den Wirkungsgrad steuern (Abb. 10).
In einer sternenreichen Gegend gehen die Objekte oft in der Sternenfülle unter. Um hier entgegenzuwirken, kann man versuchen, diejenigen Sterne ein wenig zu dämpfen, die sich durch eine kontraststeigernde Bildbearbeitung ebenfalls kontrastreich ins Bild gesetzt haben. Dazu wähle ich mit dem Auswahlwerkzeug über die Farbauswahl einen weißen, hellen Stern aus und stelle den Schieberegler der Auswahl auf ca. 75 % (Abb. 11). Die Auswahl wird danach über ,,Auswahl/Auswahl erweitern" um 2 Pixel erweitert und über ,,Auswahl/weiche Kante" um 2 Pixel weich gestellt. Mit der Steuerungstaste und zugleich ,,j" erstelle ich eine neue Ebene, in der nun die gemachte Auswahl zu finden ist.
Nun wird in dieser Ebene über ,,Filter/ Sonstige Filter/Dunkle Bereiche vergrößern" der Pixelwert auf 1 gestellt. Mit dem Deckkraftregler der Ebenen wird so lange reduziert, bis der Abdunkelungsfilter keinen sichtbaren Einfluss auf den Stern, meist in Form von schwarzen Ringen, zeigt. Nach meiner Erfahrung ist dies bei einer Einstellung von 50 bis 60 % der Fall. Danach werden die Ebenen wieder auf eine reduziert (Abb. 12). Verbleibendes Farbrauschen entferne ich mit dem Photoshop-Plug-In ,,Noiseware".
Wer Gefallen an dem Bild gefunden hat und es als Fotoposter im Format 100 cm x 150 cm haben möchte, kann es gerne bei mir zum Selbstkostenpreis bestellen.
Weblinks / Surftipps (Stand: November 2012): [1] Homepage des Autors mit weiteren
Aufnahmen: www.astrostudio.at [2] Farm Tivoli: www.tivoli-astrofarm.de [3] ASA Astro Systeme:
www.astrosysteme.at [4] Registar: www.aurigaimaging.com [5] Noiseware: www.imagenomic.com
11 Nach der Auswahl der Sterne kann man nicht nur die Ebene der Sterne bearbeiten,
sondern natürlich auch die in der Hintergrundebene liegenden Nebel.
12 Zur bestmöglichen Kontrolle sollte man beim Verkleinern der Sterne in das Bild hinein
zoomen und genau beobachten, wie weit der Deckkraftschieberegler eine Reduzierung zulässt, ohne dass dabei dunkle Ringe um die Sterne verbleiben.
13
Der 8-Zoll-Astrograph von ASA im Einsatz auf der ASA-Montierung DDM60 auf einer der Säulen auf der Farm Tivoli. Aufnahme mit stehender DSLRKamera Canon 5D und Zoomobjektiv Canon 17-40 mm. Belichtungszeit: 35 s bei ISO 1600.
VdS-Journal Nr. 45
Perlen des Südhimmels:
Ein deutsch-südafrikanisches Gemeinschaftsprojekt
von Dieter Willasch
Im Jahre 2007 berichtete ich im VdSJournal über den Aufbau meines Privatobservatoriums in Südafrika, welches besonders für die Astrofotografie ausgelegt ist [1]. Diesem Projekt ging jedoch eine mehrjährige Beobachtungsphase des südlichen Sternhimmels mit Fernglas und Teleskop voraus.
Die Idee Der Sternhimmel hat schon früh in meiner Jugend, wie ja bei vielen Sternfreunden, eine besondere Faszination auf mich ausgeübt, was man auch ,,Sehnsucht nach den Sternen" nennen kann. Dies führte bei mir allerdings nicht zum Bau von Teleskopen, sondern zu kühnen Konstruktionen von Raumfahrzeugen, die jedoch leider nie ihren Weg von der Zeichnung in den Orbit oder darüber hinaus fanden. In den darauf folgenden Jahrzehnten habe ich mich dann als Physiker und Manager in der Industrie mit sehr viel erdgebundeneren Problemen beschäftigt. Erst nach dem Abschied vom
VdS-Journal Nr. 45
Berufsleben im Jahre 2000 war der Weg dann für die Verfolgung von Jugendträumen wieder frei. Ich wurde Hobbyastronom und begann mit der Beobachtung von Planeten und Deep-Sky-Objekten des nördlichen Himmels und dann, nach der teilweisen Übersiedlung nach Südafrika, auch des Südhimmels. Mit der Entwicklung der Digitalfotografie erfolgte in dieser Zeit mein Einstieg in die Astrofotografie, wobei meine Lernkurve auch durch meine Mitgliedschaft in der VdS und hier besonders durch die Fachgruppe Astrofotografie beschleunigt wurde.
Bei meinen Beobachtungs- und Fotoexkursionen in Südafrika und Namibia war mir Ronald Stoyans ,,Deep Sky Reiseführer" [2] ein guter Begleiter. Er diente mir wohl auch als Anregung, über die Herausgabe eines Südhimmelbuches nachzudenken. Als sich bei mir dann im Laufe der Zeit immer mehr brauchbare Bilder von Deep-Sky-Objekten des Südhimmels ansammelten und mir als Mitglied
der Internationalen Amateursternwarte IAS [3] auf der Farm Hakos in Namibia [4] auch Teleskope der 50-cm-Klasse zur Verfügung standen, wurde die Idee konkret, die schönsten dieser Objekte in einem Bildband zu sammeln. Ich wollte jedoch jedes Objekt mit einem informativen und fundierten Text versehen, den zu erstellen ich mich aber nicht der Lage sah. Was tun?
Auke Slotegraaf Im Jahre 2005 hatte ich in Stellenbosch/ Südafrika Auke Slotegraaf kennen gelernt. Schon als kleiner Junge begann Auke, den südlichen Sternhimmel mit einem 2-Zoll-Refraktor auf einer wackeligen Montierung zu beobachten. Durch einen ausgesprochen glücklichen Zufall besaß seine Schule, das Paul-RoosGymnasium in Stellenbosch, ein Observatorium, welches ein 15,5-zölliges Newton-Teleskop f/9 auf einer Deutschen Montierung beherbergte. Mit diesem Teleskop kam Auke kaum noch zum Schla-
Astrofotografie
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Linke Seite: Gum-Nebel mit Vela-SNR (Norden oben, Bild etwa 38 Grad x 26 Grad , Bildmitte bei Rektasz. 08h 35m, Dekl. -45 Grad ). Canon-Objektiv EF 50 mm f/1,8 bei f/4,5 für H, [OIII], f/6,3 für RGB. CCD-Kamera SBIG STL-11000M, Belichtung 9 x 20 min H, 7 x 20 min [OIII], jeweils 3 x 5 min RGB, Baader-Filtersatz. Farbkodierung R/H, G/[OIII], B/[OIII], Sterne als RGB-Overlay. Aufnahmeort: Somerset West, Südafrika.
fen. Diese bemerkenswerte Gelegenheit begründete Aukes Liebe zur visuellen Beobachtung. Obwohl er viele Stunden im Fotostudio seines Vaters, eines Fotografen, verbrachte und später Abschlüsse in Computerwissenschaft und Physik machte, wurde er erst mit dem Astrofotografie-Virus infiziert, als wir uns 2005 trafen. Auke Slotegraaf ist heute Direktor der Deep Sky Observing Section der Astronomical Society of Southern Africa, eines ihrer Ehrenmitglieder und Herausgeber des Sky Guide, des astronomischen Handbuchs für das Südliche Afrika.
Das Konzept Auke und ich wurden schnell Freunde. Auf gemeinsamen Exkursionen erkannte ich, dass ich keinen besseren Beobachter und Kenner des Südhimmels hätte finden können. Es gelang mir, ihn für die Buchidee zu begeistern und gemeinsam machten wir uns dann an das Konzept, welches schnell Gestalt annahm.
Wir wollten die schönsten und interessantesten Deep-Sky-Objekte des Südhimmels in einem großformatigen Bildband jeweils auf einer Doppelseite präsentieren. Dabei sollte ein qualitativ hochwertiges Bild durch nützliche Informationen ergänzt werden: Wie kann man das Objekt mit dem bloßen Auge finden? Wie stellt es sich im Fernglas und kleinen Teleskopen dar? Wer hat es entdeckt, wo und wann? Was ist das Objekt eigentlich? Als unsere primäre Zielgruppe sahen wir Beobachter und Astrofotografen im deutschsprachigen Raum, denen der Südhimmel weniger vertraut ist. Das Buch könnte auch eine gute Vorbereitung und Begleitung für diejenigen sein, die eine Reise in die südliche Hemisphäre zum Beobachten oder Fotografieren von Deep-Sky-Objekten unternehmen.
2 Vela-SNR (Norden oben, Bildgröße etwa 5 Grad x 11 Grad ). Takahashi FSQ 106 ED f/3,7.
CCD-Kamera SBIG STL-11000M. 4-Tafel Mosaik: 2 Tafeln jeweils 10 x 20 min, 2 Tafeln jeweils 5 x 20 min H und O[III], 5 x 5 min RGB, Baader-Filtersatz. Farbkodierung R/H, G/[OIII], B/[OIII], Sterne als RGB-Overlay. Aufnahmeort: Somerset West, Südafrika.
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Erstellung der Bilder Nach diesem Konzept haben wir dann in den letzten 7 Jahren dieses deutschsüdafrikanische Projekt realisiert. Die Bilder wurden zum Teil im Feld, aber überwiegend in meinem Observatorium in Somerset West, Südafrika, sowie am Observatorium der IAS auf der Farm Hakos in Namibia erstellt. Die verwendeten Optiken reichen von Foto-Objektiven der Marken Canon und Nikon (i. W. 50 mm und 200 mm) über apochromatische Refraktoren (Takahashi FSQ 106 ED, TMB 130) bis zu Schmidt-Cassegrain- (Meade LX 200) und Cassegrain-Reflektoren (20-Zoll-Cassegrain von P. Keller). Die Kameras erstrecken sich von digitalen Spiegelreflexkameras (Canon EOS 20D und 30D) über CCD-Farbkameras (QHY8/ ALccd6c) bis zu meinem ,,Hauptarbeitspferd", der CCD-Vollformatkamera SBIG STL-11000M.
Die meisten tief belichteten Astroaufnahmen benötigen lange Belichtungszei-
3 Linke Seite: Tarantel-Nebel-Region
(Norden oben). 50-cm-Cassegrain f/3 (Keller), CCD-Kamera SBIG STL-11000M. Belichtung 3 x 10 min H und jeweils 3 x 5 min RGB, Baader-Filtersatz. Farbkodierung L: H, R: R/H, G, B. Aufnahmeort: IAS-Hakos, Namibia.
4 Kleine Magellansche Wolke mit 47 Tucanae (oben rechts) und NGC 362 (oben links).
Refraktor Takahashi FSQ 106 ED f/3,7. CCD-Kamera SBIG STL-11000M. 20 min H, jeweils 3 x 5 min LRGB. Baader-Filtersatz. Farbkodierung L, R/H, G, B. Aufnahmeort: Somerset West, Südafrika.
ten. Dies erfordert eine subpixelgenaue Nachführung mittels Autoguidung, wobei gute Montierungen das Leben sehr erleichtern können. Im Feld habe ich positive Erfahrungen mit der leicht transportierbaren Takahashi EM-11 gemacht. In Somerset West stand eine Montierung Astro-Physics 900 GTO und auf Hakos eine schwere Deutsche Montierung von Bernd Liebscher zur Verfügung. Gute Astrobilder sind heute ohne umfangreiche Bildverarbeitung kaum möglich. Die Bearbeitungszeit solcher Bilder bewegt sich oft in der Gesamt-Belichtungszeit für die Rohaufnahmen, d. h. im Stundenbereich. Auch ich habe dazu einige Klassiker verwendet (MaxIm DL5, Photoshop), aber auch verschiedene andere Programme für spezielle Aufgabenstellungen. Einige Bildbeispiele finden sich in den Abbildungen 1 bis 5.
Die Texte zu den Bildern Das Ziel der Textgestaltung, für jedes Objekt einen kurzen historischen Hintergrund zu geben, seine Erscheinung im Okular sowie seine astrophysikalische Natur deutlich zu machen, stellte eine besondere Herausforderung dar. All diese
fesselnden Informationen mussten dazu noch auf einer Druckseite untergebracht werden. Nur die wichtigsten und interessantesten Details konnten ausgewählt werden. Schon in den frühen 80er-Jahren hatte Auke begonnen, historische Referenzen zu Deep-Sky-Objekten zu sammeln sowie auch Beobachtungsbeschreibungen anderer Beobachter zusammenzustellen. Aus diesem persönlichen Archiv stammen viele der Informationen im Buch [5].
Neuere Daten zur astrophysikalischen Natur der Objekte wurden der professionellen Literatur entnommen. Jedes der ausgewählten Objekte wurde in der Datenbank SIMBAD [6] aufgesucht, die vom Centre de Donnees Astronomiques de Strasbourg betrieben wird. Ausführlicher Gebrauch wurde auch vom SAO/ NASA Astrophysics Data System [7] und von arXiv.org [8] (betrieben durch die Cornell University Library) gemacht, um die neueste Literatur und die fundiertesten Berichte über die neuesten astronomischen Forschungsergebnisse zu recherchieren. In einigen Fällen konnten die Informationen direkt von den betei-
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58
Astrofotografie
5
Galaxie Centaurus A (Norden oben). 50-cm-Cassegrain f/9 (Keller), CCD-Kamera
SBIG STL-11000M. 6 x 10 min L, jeweils 4 x 10 min RGB, Baader-Filtersatz.
Aufnahmeort: IAS-Hakos, Namibia.
ligten Astronomen (sowohl Amateur und Profi) bestätigt werden.
Wertvolle Diskussionsbeiträge zwischen den Mitgliedern der AMASTRO-Gruppe [9] waren weitere hervorragende Quellen für Informationen. Diese Gruppierung ist wahrscheinlich das beste Deep-SkyDiskussionsforum irgendwo auf der Welt. Eine weite Auswahl von Büchern rundete das Referenzmaterial ab, darunter George Kepples and Glen Sanners ,,The Night Sky Observer`s Guide", Thomas Hockeys ,,Biographical Encyclopedia of Astronomers" und Wolfgang Steinickes ,,Observing and Cataloguing Nebulae and Star Clusters". Die sorgfältige Auswahl der Quellen sollte sicherstellen, dass die Informationen nicht nur gut recherchiert sind, sondern auch für erfahrene Beob-
VdS-Journal Nr. 45
achter weniger bekannte Tatsachen enthalten.
Der Verlag Nachdem genügend Material für eine Rohfassung des Buches vorlag, nahm ich Kontakt zu Ronald Stoyan vom Oculum-Verlag auf und stellte ihm das Projekt vor. Von unserem ersten Gespräch an hatte
6
Buchcover: ,,Perlen des Südhimmels"
unser Projekt damit einen engagierten, sachkundigen, aber auch kritischen Begleiter. Später sollte noch Dr. Susanne Friederich als wissenschaftliche Lektorin des Verlages hinzu kommen, um für einen hohen Qualitätsstandard zu sorgen. Die Entscheidung der Beteiligten war schnell klar: Das Buch sollte im OculumVerlag erscheinen unter dem Titel ,,Perlen des Südhimmels", und wir einigten uns auf die Zahl von 71 Deep-Sky-Objekten.
Nunmehr liegt das Ergebnis als fertiges Buch vor (Abb. 6). Es wurde auf der Frankfurter Buchmesse im Oktober 2012 vorgestellt und kann im Oculum-Verlag [10] sowie im Astrohandel und bei Amazon erworben werden.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] D. Willasch, 2007: ,,Mein Observa-
torium in Afrika", VdS-Journal für Astronomie 24, 40 und 25, 48 [2] R. Stoyan, 2004: ,,Deep Sky Reiseführer", Oculum Verlag [3] www.ias-observatory.org (Okt. 2012) [4] www.hakos-astrofarm.com (Okt. 2012) [5] "The Deep Sky Observer`s Companion Database": www.docdb.net (Okt. 2012) [6] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ (Okt. 2012) [7] http://adsabs.harvard.edu/ (Okt. 2012) [8] http://arxiv.org/list/physics.pop-ph/ recent (Okt. 2012) [9)] http://tech.groups.yahoo.com/group/ amastro/ (Okt. 2012) [10] www.oculum.de (Okt. 2012)
Astrofotografie
59
Die Entdeckung der extrem lichtschwachen Zwerggalaxie d0226+3325
von Peter Riepe, Markus Blauensteiner und Günter Kerschhuber
NGC 925, am Rande der NGC-1023-Gruppe gelegen, wurde 1973 von der Astronomin V. E. Karachentseva als CIG 105 in den Katalog isolierter Galaxien aufgenommen. Die 11,1' x 6,2' große Spiralgalaxie vom Typ S(B)c ist 9,2 Mpc (30 Millionen Lj) entfernt [1]. Sie hat mit einem wahren Durchmesser von 96.000 Lj etwa die Größe der Milchstraße. Die 2000.0-Koordinaten lauten Rektasz. 02h 27m 16s und Dekl. +33 Grad 34' 41''. Die Abbildung 1 zeigt eine tiefe Amateuraufnahme von NGC 925. Am 19., 20. und 21. Oktober 2012 nahm Markus Blauensteiner das Feld um die Galaxie mit einem 5-zölligen Newton-Teleskop f/5 (Skywatcher) an der Sternwarte Gahberg auf. Als Kamera diente eine CCD-Kamera Starlight Express SXV-H9 mit einem LRGB-Filtersatz (Baader), alles auf einer Montierung WAM 650move. Nachgeführt wurde über einen MGEN-Guider. Die Belichtung betrug 31 x 6 min im Luminanzkanal und jeweils 12 x 6 min in RGB. Diese Gesamtbelichtungszeit von 6 h 42 min war die erste Langzeitbelichtung mit Benutzung eines Pal-GyulaiKorrektors.
1980 stellten Briggs und Gottesman bei radioastronomischen Untersuchungen fest, dass in der Wellenlänge des neutralen Wasserstoffs eine längliche Struktur von NGC 925 fortgerichtet ist. Pisano et al. wiesen 1998 auf eine Wasserstoffwolke 10' südwestlich von NGC 925 hin. Diese besitzt, bezogen auf die Lokale Gruppe, eine heliozentrische Radialgeschwindigkeit von 524 km/s. NGC 925 kommt auf 553 km/s. Das zeigte schon damals, dass diese Wasserstoffwolke mit geschätzten 10 Millionen Sonnenmassen zu NGC 925 gehört. Auf tiefen Aufnahmen im R-Band wurde damals aber nie ein optisches Gegenstück gefunden.
1 Feld um NGC 925, Aufnahme von Markus Blauensteiner. Daten siehe Text. Auf den
ersten Blick gibt es keine Besonderheiten.
Diesmal suchten sie im Entfernungsbereich von 8 bis 15 Mpc unbekannte, lichtschwache Zwerggalaxien. In größeren Entfernungen, so hatte der infrarote
Sloan Digital Sky Survey ergeben, nimmt die Wahrscheinlichkeit für Entdeckungen von Zwerggalaxien abrupt ab. Insgesamt untersuchte die Astronomengruppe 27
Der Russe I. D. Karachentsev, seine Ehefrau V. E. Karachentseva und ihr deutscher Kollege W. K. Huchtmeier nahmen sich in den Jahren nach 2004 - wie schon so oft - die roten und blauen Aufnahmen des Palomar Sky Survey vor.
2 Links: H-Aufnahme von d0226+3325 mit dem russischen 6-m-Teleskop, nach [4].
Daten siehe Text. Rechts: Nach der Subtraktion des roten Kontinuums bleibt außer Spuren der hellsten Sterne nichts mehr übrig. Es gibt also keine erkennbaren H-Mengen.
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Astrofotografie
3 Kontrastverstärkung von Abb. 1. Die Zwerggalaxie d0226+3325 ist eindeutig zu sehen
(roter Kreis).
4 Die Aufnahme von Markus Blauensteiner (links) im Vergleich zu der Aufnahme mit
dem russischen 6-m-Reflektor (rechts, auf Norden oben gedreht). Wesentliche Unterschiede gibt es nicht.
nördliche Galaxiengruppen mit mehr als drei Mitgliedern. Man fand 90 neue Zwerggalaxien, durchweg kleine Objekte von 0,25' bis 1,4' Ausdehnung, allein 12 davon in der NGC-1023-Gruppe [2]. Von diesen befindet sich die größte und gleichzeitig lichtschwächste 13' südwestlich von NGC 925. Damit wurde endlich das gesuchte optische Gegenstück der Wasserstoffwolke entdeckt. Das Objekt erhielt von den Autoren die Bezeichnung d0226+3325 (das d steht für dwarf, die Zahlen stellen die Koordinaten 2000 dar). Die ELSB-Galaxie (extremly low surface brightness) gilt als sphäroide Zwerggalaxie (dSph). Gemäß der Datenbank SIMBAD [3] lauten ihre Koordinaten: Rektasz. 02h 26m 53s und Dekl. +33 Grad 25' 37''.
Von 2009 bis 2011 nahmen sich S. S. Kaisin, seine Frau E. I. Kaisina und I. D. Karachentsev zahlreiche Galaxien zur Untersuchung in H vor, unter ihnen auch d0226+3325 [4]. Ziel ihrer Arbeit war es, aus dem H-Fluss herauszubekommen, in welchem Maße in diesen schwachen Zwerggalaxien Sternentstehung vonstatten geht. Für die CCD-Aufnahmen wurde das russische 6-m-Teleskop benutzt. Dazu einige technische Daten, die für Astrofotografen interessant sein dürften: Mit einem CCD-Chip von 2048 x 2048 Pixeln wurde eine Feldgröße von 6,1' erreicht, d. h. eine Auflösung von 0,18'' pro Pixel. Zur H-Fotografie diente ein Interferenzfilter von 7,4 nm HWB. Jeweils vor und hinter H (bei 606 nm und 706 nm) wurden enge Kontinuumfilter von 17 bzw. 20 nm HWB verwendet. Die Kontinuumbilder wurden auf H angeglichen, indem etwa 10 Feldsterne auf ihre Intensität im H-Bild normiert wurden. So konnten die H-Bilder durch Subtraktion des roten Kontinuums ,,bereingt" werden. Die typischen Belichtungszeiten betrugen 2 x 600 s in H und 2 x 300 s im Kontinuum. Für die Datenbearbeitung wurde das Programm MIDAS eingesetzt. Selbstverständlich wurden die Aufnahmen mit Bias und
5 Ein Jahr vor der Entdeckung von
d0226+3325 gelang Günter Kerschhuber bereits ein tiefes Bild von NGC 925. Die Zwerggalaxie ist in der Kontrastverstärkung bereits gut zu sehen. Eine verpasste AmateurEntdeckung?
Astrofotografie
61
Flatfield kalibriert. Dies ist besonders wichtig, wenn schwächste Signale vermessen werden sollen und dabei kein ungleichmäßiger Untergrund auftreten darf! Auch die Spuren kosmischer Teilchen wurden beseitigt.
Die Abbildung 2 zeigt das Ergebnis von [4]. Am Ort von d0226+3325 ist kein nennenswerter H-Anteil erkennbar. Daher konnten die Autoren auch nur eine Obergrenze der Sternentstehungsrate angeben. Demnach entsteht maximal alle 40.000 Jahre ein neuer Stern mit einer Sonnenmasse. Zum Vergleich: In der nicht weit entfernten Zwerggalaxie NGC 1156 vom Typ Blue Compact Dwarf ist die Sternentstehungsrate 17.000-mal höher.
Und jetzt der Knaller ... für uns Amateure: In der Kontrastverstärkung der Abbildung 1 kann die Zwerggalaxie d0226+3325 eindeutig nachgewiesen werden (Abb. 3). Dazu kommt noch, dass die Amateuraufnahme mit einem 5-Zöller sich ganz und gar nicht hinter der Aufnahme mit dem 6-m-Teleskop verstecken muss (Abb. 4). Bedauerlich, dass dieses Bild erst 5 Jahre nach der Entdeckung entstanden ist, sonst hätte es einen anderen Entdecker gegeben!
Es gab aber schon eine Vorentdeckung! Im Jahre 2006 reichte Günter Kerschhuber ein Bild als ,,Astrofoto der Woche" ein, das seitdem im Fachgruppenarchiv aufbewahrt wird. Das Bild vom 15.11.2006 entstand ebenfalls an der
Sternwarte Gahberg. Mit einem Intes MK69 bei f = 900 mm und einer Starlight SXV-H9 wurde das LRGB insgesamt 4 h 52 min belichtet. Anheben des Kontrasts zeigt, dass d0226+3325 auch auf dieser Aufnahme schon eindeutig zu erkennen ist (Abb. 5), jedoch etwas schwächer und mit etwas mehr Rauschen als auf dem Bild von Markus Blauensteiner. Die Zwerggalaxie hätte also ohne Weiteres Günter Kerschhuber als Entdecker haben können!
Hätte, könnte, müsste, sollte ... Was kann man daraus als Astrofotograf lernen? In etlichen tief belichteten Amateuraufnahmen schlummern mit Sicherheit noch Schätze, die gehoben werden könnten. Leider steht die Sichtweise vieler Astrofotografen dem krass entgegen. Die meisten wollen sich nur mit dem Bild selbst beschäftigen. Sie interessieren sich nur für Aufnahmetechnik und Bildverarbeitung. ,,Das ist doch mein Hobby", so hört man es immer wieder. Die Frage ,,Was steckt in meinem Bild?" wird fast nie gestellt. Erst recht kommt auch keine systematische Auswertung in Betracht. In diesem Zusammenhang ein Ratschlag: Astrofotografen, schaut doch ruhig einmal in die professionelle Literatur. Denn wenn ich mich nicht für die Objekte und ihre Physik interessiere, werden derartige Entdeckungen wie die von d0226+3325 auch niemals durch Amateure gelingen - es sei denn, der Zufall hilft.
Vielleicht bewirkt dieser Bericht ja bei einigen Interessierten ein kleines Umdenken.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] G. Paturel et al., 2002: "Calibration
of the distance scale from galactic Cepheids. I. Calibration based on the GFG sample", Astron. Astrophys. 383, 398 [2] I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Huchtmeier, 2007: "New Probable Dwarf Galaxies in Northern Groups of the Local Supercluster", arXiv.org > astro-ph > arXiv:0708.3547 [3] Astronomische Datenbank SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ [4] S. S. Kaisin, I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, 2011: "Survey of Halpha emission from thirty nearby dwarf galaxies", arXiv.org > astroph > arXiv:1112.2548
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VdS-Journal Nr. 45
62
Amateurteleskope / Selbstbau
VdS-Journal Nr. 45
Jagd nach Polarlichtern
- Exkursion auf die Lofoten
von Manfred Kiau
Meine niederrheinischen Astro-Kollegen und ich haben viel übrig für die Sonne. In der Rubrik ,,Astrofoto der Woche" [1-3] wurden schon einige Bilder veröffentlicht. Im Herbst 2012 haben wir, d. h. Ulrich Teschke, Frank Gasparini, Elisabeth Köllner und ich eine Polarlicht-Exkursion unternommen. Vom 8. bis zum 21. Oktober ging die Reise zu den Lofoten. Diese Inselgruppe liegt hoch im Norden an der norwegischen Atlantikküste, jenseits des 68. Breitengrades. Unser Ziel war es, dort die Auswirkungen der solaren Aktivität in der irdischen Atmosphäre mitzuerleben und Polarlichter zu dokumentieren, möglichst fotogen, am besten mit Spiegelungen im Wasser.
Warum gerade dort im unwirtlichen Norden? In geografischen Breiten jenseits des nördlichen Wendekreises ist die Häufigkeit von Polarlichterscheinungen in Europa erheblich größer als in unseren Breiten. Die Reise fand bei ausgezeichneten Wetterbedingungen statt. Das war eigentlich untypisch für diese Jahreszeit. Die beobachteten Polarlichtereignisse waren zum Teil recht heftig. Einige Exkursionsergebnisse werden nun hier gezeigt (siehe Abbildungen). Die landschaftliche Kulisse war großartig, zum Teil sind Spiegelungen in einem See vor den aufragenden Bergen mit eingefangen.
Benutzt wurde eine Canon EOS 5D Mark II, mit einem Objektiv Canon EF 24-70 1:2,8 L USM. Bei einer effektiven Brennweite von 24 mm und Blende 2,8 wurde 25 s bei ISO 1250 belichtet. Die dynamischen Verhältnisse der Polarlichter lassen keine wesentlich längeren Belichtungszeiten zu, weil sonst Verwischungen auftreten. Also musste die offene Blende gewählt werden, dazu die relativ hohe Empfindlichkeit, bei der das Rauschen zwar merkbar, aber doch noch gut tolerierbar ist.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] AdW 22/2012: Auf der Sonne ist etwas los:
http://www.astronomie.de/aktuelles-und-neuigkeiten/ astrofoto-der-woche/archiv/ (28. Mai 2012) [2] AdW 32/2012: Sonnenaufgang beim Venustransit: http://www.astronomie.de/aktuelles-und-neuigkeiten/ astrofoto-der-woche/archiv/ (6. August 2012) [3] AdW 46/2012: Polarlichter auf den Lofoten: http://www.astronomie.de/aktuelles-und-neuigkeiten/ astrofoto-der-woche/archiv/ (12. November 2012)
Alle Aufnahmen: Polarlichter über den Lofoten (Details s. Text)
VdS-Journal Nr. 45
64
Atmosphärische Erscheinungen
Simulation von Koronen und Irisierenden
Wolken durch Beugung an runden Partikeln
von Alexander Haußmann
- Teil 2 -
Anwendungen des Modells auf räumlich variierende Tropfengrößenverteilungen Aufbauend auf der im ersten Teil dieses Artikels (siehe VdS-Journal für Astronomie 44) dargestellten Korona-Theorie erfolgt nun im nächsten Schritt die Einbindung von räumlichen Tropfengrößengradienten. Diese sind an die Wolkenform gebunden, d. h. am Rand der Wolke trifft man kleinere Tropfen an als in der Mitte (Abb. 4). Um den mathematischen Aufwand gering zu halten und dennoch die typischen Effekte herausarbeiten zu können, wurde für die folgenden Simulationen eine einfache elliptische Wolkenform gewählt. Ebenso wurden die Ansätze für die räumliche Tröpfchengrößenvariation möglichst einfach gehalten, da reale Messdaten hierzu ohnehin nicht verfügbar waren. In Abhängigkeit vom Randabstand wurde die Tropfengröße daher entweder über eine Gauß- oder Fermifunktion modelliert. Diese räumlichen Verteilungen sind als Falschfarbendarstellungen den Simulationsergebnissen jeweils beigefügt (Abb. 5e, 5f und 6e, 6f). Für die polydispersen Simulationen dienen die so bestimmten Tropfenradien als Mittelwerte für unterschiedliche Gaußverteilungen der Tropfendichte an jedem Ort in der Wolke. Als weitere Annahme für den polydispersen Fall wird im Folgenden von einer konstanten relativen Streuung /<r> ausgegangen (z. B. 0,1 % bzw. 10 %). Damit sind die lokalen Gaußverteilungen nahe dem Wolkenrand in der absoluten Breite schmaler (s. Abb. 4).
Dickenvariationen der Wolke wurden hier nicht betrachtet, damit spielt die tatsächliche, absolute Wolkendicke für die gewünschten relativen Intensitätsbetrachtungen keine Rolle. Im Gültigkeitsbereich der Einfachstreuung würde an den dickeren Stellen (erwartungsgemäß also in der Mitte) nur eine proportionale Erhöhung der Streulichtintensität, aber keine Verschiebung der Farbfolge resultieren. Die praktische Erfahrung zeigt allerdings, dass dieser Bereich schnell ver-
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)
lassen wird, wie z. B. am Auftreten von Eigenschatten der Wolken ersichtlich ist (s. Abb. 1c und 1d in Teil 1 des Beitrags, die hier nochmals gezeigt werden).
Als Vorstufe zur Simulation von Irisierenden Wolken sollen zunächst die verzerrten Koronen behandelt werden, die gelegentlich als Übergangsphänomen zu beobachten sind (s. Abb. 1c und 1d). Dies tritt insbesondere dann auf, wenn eine Wolke dicht an der Sonne vorbeizieht und damit die Tropfengrößenunterschiede für den Moment weniger ins Gewicht fallen. Unter bestimmten Umständen kann sich dann die Krümmungsrichtung der Farbbänder so verändern, dass außerhalb der Aureole die Koronastruktur kaum wiederzuerkennen ist (Abb. 5a). Zum anderen lassen sich so auch die elliptisch verformten Koronen simulieren, die für Sonnenpositionen nahe dem Wolkenrand typisch sind (Abb. 5c) [4]. Am Verlauf der Farbbänder lässt sich der lokale Tropfenradius nachverfolgen, da für jeden Farbton in einer bestimmten Interferenzordnung das Produkt aus Winkeldistanz von der Sonne und Tropfengröße eine Konstante darstellt (Spezialfälle
dieses Prinzips sind die Gleichungen (3), vgl. Teil 1). Die äußeren Farbbänder, d. h. die höheren Interferenzordnungen, werden jedoch im polydispersen Fall bereits durch eine moderate relative Streuung von 10 % stark ausgewaschen (Abb. 5b, 5d). Dieses Ergebnis deckt sich qualitativ mit dem Übergang von Abb. 2c zu 2d (vgl. Teil 1).
4 Ortsabhängige Gaußverteilungen
als Modell für die variierende Tropfengrößenverteilung innerhalb einer realen Wolke. Nahe dem Wolkenrand sind im Mittel kleinere Tropfen vorhanden als im zentralen Bereich.
VdS-Journal Nr. 45
Atmosphärische Erscheinungen
65
Reine Irisierende Wolken (s. Abb. 1b) weisen typischerweise einen größeren Winkelabstand von der Sonne auf. Diesem Umstand wird auch in der Simulation Rechnung getragen, wobei sich für die in Abb. 6 gezeigten Ergebnisse die Sonne bereits außerhalb des dargestellten Bildausschnitts befindet. Gleichzeitig ist es nötig, kleinere Tropfen in den Wolken anzusetzen (Radien 2-5 m), da ansonsten nur hohe Interferenzordnungen ohne lebhafte Farben zum Ergebnis beitragen können. Damit bewegen sich diese Simulationen jedoch bereits außerhalb der quantitativen Gültigkeitsgrenze der einfachen Beugungstheorie (siehe Teil 1). Die Ergebnisse sollten daher nicht als strenge Vorhersage bestimmter Farbfolgen angesehen werden, sondern als eine mögliche Variante der Farbausprägung. Für eine höhere Genauigkeit wären ohnehin experimentelle Daten über natürlich vorkommende Topfengrößenverteilungen erforderlich, die über die hier angewandten Schätzungen hinausgehen. Die Abbildung 6a zeigt die Simulation von Irisieren in einer Wolke aus Tropfen im Radienbereich von 2,0 - 2,5 m, wohingegen die Abbildung 6c die Situation für größere Tropfen (2,0 - 5,0 m) wiedergibt. Diese Verteilungen stellen also grob zwei Etappen einer sich bildenden Wolke nach, in der sich die Tropfen insbesondere im Inneren im Laufe der Zeit vergrößern. Es zeigt sich ein Übergang von breiten, lebhaft gefärbten Bereichen über die gesamte Wolkenfläche hin zu einer Streifenfolge, in welcher rote und grüne Pastelltöne dominieren. Diese Entwicklung kann tatsächlich in der Natur an wachsendem Altocumulus lenticula-
5 Simulationen verzerrter Koronen (Sonnenspektrum, Sonnendurchmesser 0,54 Grad ), (a)
und (c) zwei verschiedene monodisperse, aber räumlich variable Tropfenverteilungen, (b) und (d) Tropfenverteilungen analog a und c, jedoch polydispers mit /<r> = 0,1, (e) Falschfarbendarstellung der räumlichen Variation des (mittleren) Tropfenradius für a und b, (f) Falschfarbendarstellung der räumlichen Variation des (mittleren) Tropfenradius für c und d, Bilder a und b: = 3,5, m = 0,1, c und d: = 3,5, m = 0,3.
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VdS-Journal Nr. 45
66
Atmosphärische Erscheinungen
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.
6 Simulation Irisierender Wolken (Sonnenspektrum, Sonnendurchmesser 0,54 Grad ),
Die Sonne befindet sich in Pfeilrichtung im Abstand von 18,1 Grad von der Wolkenmitte. (a) monodisperse Verteilung kleiner Tropfen, (c) monodisperse Verteilung größerer Tropfen, (b) und (d) Tropfenverteilungen analog a und c, jedoch polydispers mit /<r> = 0,07, (e) Falschfarbendarstellung der räumlichen Variation des (mittleren) Tropfenradius für a und b, (f) Falschfarbendarstellung der räumlichen Variation des (mittleren) Tropfenradius für c und d, Bilder a-d: = 1,6, m = 1.
ris beobachtet werden. Die Ursache liegt darin, dass bei größeren Tropfen nur die höheren Interferenzordnungen beitragen können, bei denen nur noch diese zwei Farben ausgeprägt sind. Die Streifenstruktur wird zudem durch den höheren Tropfengrößengradienten am Rand der ,,älteren" Wolke verstärkt. Noch realistischer wird das Bild, wenn auch hier eine polydisperse Verteilung betrachtet wird. Damit verwischen sich die höheren Ordnungen, das Innere der Wolke erscheint beinahe farblos und die Farbstreifen zeigen sich nur am Rand (Abb. 6d). Dies entspricht der durchschnittlichen Ausprägung Irisierender Wolken. Dieselbe relative Streuung (hier /<r> = 0,07) beeinflusst dagegen die niedrigeren Interferenzordnungen in den selteneren Wolken aus kleinen Tropfen nur wenig (Abb. 6b). Zusammengefasst lässt sich also feststellen, dass die ,,gewöhnlichen" Irisierenden Wolken als Ausschnitte aus Koronen, die
VdS-Journal Nr. 45
infolge variierender Abmessungen der Streupartikel verzerrt sind, plausibel interpretiert werden können. Eine Echtfarbsimulation für kugelförmige Partikel (Wassertröpfchen) ist im Rahmen der einfachen Beugungstheorie leicht möglich, wenn auch der quantitative Gültigkeitsbereich durch die erforderlichen geringen Tropfengrößen verlassen wird. Für eine höhere Genauigkeit ist daher die Verwendung der Mie-Theorie erforderlich, insbesondere auch im Hinblick auf das Irisieren von Perlmutterwolken durch noch kleinere Partikel [2]. Schließlich sei noch darauf hingewiesen, dass Irisieren auch schon in Wolken bzw. Nebel nahe dem Sonnengegenpunkt beobachtet werden konnte. Durch die später erfolgte Beobachtung von Übergangsphänomenen konnte anschaulich gezeigt werden, dass es sich dabei ganz analog um Ausschnitte verzerrter Glorien handelte (,,Glorisieren") [9].
Literaturhinweise: [1] J. M. Pernter und F. M. Exner,
1922: ,,Meteorologische Optik", W. Braumüller Universitäts-Verlagsbuchhandlung, 2. Auflage, Wien und Leipzig, 470ff und 519ff [2] M. Minnaert, 1992: ,,Licht und Farbe in der Natur", BirkhäuserVerlag, Basel, 295ff, 307ff, 310f [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
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WISSENSCHAFT AUS ERSTER HAND
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Deep-Sky
Neues aus der Fachgruppe Deep Sky
Wenn Sie diese Zeilen lesen, ist das Deep-Sky-Treffen gerade Geschichte. Die Mitglieder der Fachgruppen Astrofotografie und visuelle Deep-Sky-Beobachtung trafen sich vom 22.3. - 24.3.2013 im hessischen Bebra. Wie immer werden Sie im VdS-Journal für Astronomie und auf unserer Webseite darüber lesen können. In diesem Heft werden Sie vielleicht eine Rubrik auf den Fachgruppenseiten des Journals vermissen: Den ,,Durchblick" wird es von nun an nicht mehr geben. Der Grund dafür ist die nicht existierende Rücklaufquote in Form von Beobachtungsergebnissen. Trotzdem haben unsere Leser wieder fleißig geschrieben: Mit großer Öffnung nahm Frank Richardsen NGC 4676 A und B ins Visier und berichtet in seinem Artikel ,,Spielende
Mäuse zwischen Hund und Haar" über das interessante Galaxienpaar. Daniel Spitzer und Gerhard Scheerle berichten über ausgewählte Objekte im Virgohaufen. In der Rubrik ,,Kurz Beobachtet" zeigt Daniel Spitzer den galaktischen Nebel NGC 281 - besser bekannt als der ,,Pacman-Nebel". Gerhard Scheerle stellt ,,Die Galaxiengruppe um NGC 6577 im Sternbild Herkules" vor. In der ,,Deep-Sky-Galerie" sehen Sie eine Zeichnung der Whirlpool-Galaxie Messier 51 von Hans Lammersen, den wir erstmals in der Riege unserer Autoren begrüßen dürfen.
Viel Spaß beim Lesen wünschen Daniel Spitzer und Jens Bohle!
Kurzchtet beoba
Der Pacman-Nebel
von Daniel Spitzer
Im Herbst bietet sich
die Mög-
lichkeit, NGC-
Objekte mit sehr
hohen wie auch sehr niedrigen Katalog-
nummern zu beobachten. Lange hatte ich
mich ohne Grund den höheren Einträgen
zugewandt, wie mir beim Durchblättern
meines Ordners mit Zeichnungen auffiel.
Daher suchte ich mir einige interessan-
te Objekte unter der 1000er-Marke aus.
Unter diesen war der Pacman-Nebel, der
281ste Eintrag des NGC. Aufgrund seiner
Form wurde er nach dem Hauptakteur ei-
nes Computerspiels der 1980er-Jahre be-
nannt. Visuell ist er ein Objekt, dem man
senen Eigennamen tatsächlich abkauft.
Der Galaktische Nebel zeigt mit [OIII]-
Filter und schwacher Vergrößerung (hier
55-fach) einen schmalen Ausläufer nach
Westen und einen breiteren nach Nord-
westen. Zwischen diesen befindet sich
das ,,Maul" des Pacmans. An der südli-
chen Kante des breiten Ausläufers befin-
den sich vier Sterne, von denen einer mit
ca. 9 mag besonders hell ist. Der Nebel
scheint nur an ,,Ober- und Unterkiefer"
schärfer abgegrenzt, ansonsten fließt er
weich in den Himmelshintergrund.
1
NGC 281, beobachtet mit einem 12-Zoll-Newton-Teleskop bei 55-facher Vergrößerung mit [OIII]-Filter. Zeichnung von D. Spitzer.
NGC
281
VdS-Journal Nr. 45
Die kyeep-Srie DGale
Deep-Sky
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Die Galaxiengruppe um im Sternbild Herkules
von Gerhard Scheerle
Die Galaxiengruppe um NGC 6577 steht in einem reichen Sternfeld, was ihr eine ganz besondere Ästhetik verleiht. Von den sieben beobachtbaren Galaxien sind drei mäßig gut erkennbar, die übrigen vier aber nur sehr schwach. Aufgrund ihrer geringen Helligkeit sind die Galaxien auch mit Ausnahme des Paares NGC 6579/6580 nur einzeln zu sehen. NGC 6577 bildet mit geschätzten 13,0 mag die hellste Galaxie. Sie erscheint 0,8' groß, rund und stark konzentriert. Der mittlere, 0,4' große Bereich erscheint mäßig hell. Die Außengebiete sind sehr schwach. NGC 6576 erscheint sehr schwach, sehr klein (0,2'), rund und ist schätzungsweise nur 14,6 mag hell. NGC 6580 bildet mit NGC 6579 ein enges Paar. NGC 6580 ist 13,4 mag hell, merklich konzentriert und bei einer Ausdehnung von 0,6' x 0,3' deutlich elongiert in PW 125 Grad . NGC 6579 erscheint etwas schwächer (13,8 mag), ebenfalls merklich konzentriert, aber rund bei einer Größe von 0,3'. PGC 61525 zeigt sich 14,2 mag hell, bei einer Ausdehnung von 0,4' rund, und mäßig konzentriert. PGC 61538 erscheint sehr schwach, nur 14,6 mag hell, 0,3' groß und rundlich, ist aber zweifelsfrei als kleines Nebelchen zu erkennen. PGC 61535 erscheint nochmals etwas schwächer, gar nur 14,8 mag hell, 0,2' groß und ebenfalls rundlich. Auch diese Galaxie ist zweifelsfrei als kleines Nebelchen zu erkennen. Mit PGC 61535 ist die Grenze des mit dem Schmidt-Cassegrain-Teleskop und 235 mm Öffnung Möglichen ziemlich erreicht - zumindest hier in Ostfildern.
Literaturhinweis: [1] F. Leiter, 2010: ,,Die Umgebung von NGC 6577", VdS-Journal für Astronomie 33, 93
NGC 6577
1 Die Galaxien sind in diesem POSS-Bildauschnitt mit 1 Grad
Kantenlänge gekennzeichnet. Quelle: Digitized Sky Survey (Bilderstellung Jens Bohle)
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NGC 4388 und 3C273 visuell beobachtet
von Daniel Spitzer und Gerhard Scheerle
Bei NGC 4388 blickt man genau auf die Kante. Gerhard Scheerle nimmt sie in Instrumenten verschiedener Öffnung unterschiedlich wahr, hinsichtlich Ausdehnung und Helligkeit: Mit 4,5 Zoll Öffnung (Newton) erscheint ihm NGC 4388 mit einer Größe 2' x 1' - sie ist lediglich ein ,,schwaches Nebelchen", wie mir Gerhard Scheerle schreibt. In einem Schmidt-Cassegrain mit 235 mm Öffnung erkennt er eine 4' x 1' große, ,,wenig konzentrierte Nebelfläche" ohne Details. Beobachtet er dagegen mit einem 16-Zoll-Ritchey-Chretien-Teleskop, erscheint ihm die Galaxie 3' x 1,5' groß und 10,8 mag hell. In der Literatur findet man nach Messungen eine Helligkeit von ca. 10,0 mag visuell. Daniel Spitzer beobachtete NGC 4388 mit einem 12-ZollNewton. Die kleine Galaxie erscheint als kleiner, etwa 5:1 elongierter Lichtstreifen ohne Details. Der Reiz der Galaxie liegt mehr in der Umgebung (Abb. 1). Neben den großen elliptischen Galaxien M 84 und M 86 macht eine kleine edge-onGalaxie eine ,,sehr gute Figur".
Bei dem Quasar 3C273 machte sich Gerhard Scheerle die Mühe und beobachtete dieses Objekt über einen Zeitraum von 16 Jahren inklusive Helligkeitsschätzungen! Dafür verwendete er dieselben Instrumente, wie bei den genannten Beobachtungen zu NGC 4388. Er konnte eine Variation der Helligkeit zwischen 12,4 mag und 12,8 mag beobachten. Die Entwicklung ist in der Abbildung 2 grafisch wiedergegeben. Bei der visuellen Beobachtung nimmt Gerhard Scheerle den Quasar - unabhängig vom Instrument - stellar wahr. Ein Jet ist nicht sichtbar.
1 NGC 4388 (oben rechts), Zeichnung von D. Spitzer mit einem 12-Zoll-Newton
bei 79-facher Vergrößerung
2 Zeitliche Entwicklung der Helligkeit
von 3C273 nach visuellen Schätzungen von G. Scheerle zwischen 1995 und 2011
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,,Spielende Mäuse" zwischen ,,Hund und Haar"
von Frank Richardsen
Blickt man mit dem Fernrohr an einem klaren Spätfrühlingsabend hoch über sich in das Grenzgebiet zwischen den Jagdhunden und dem Haar der Berenike, so kann man dort ein recht interessantes Galaxienpärchen ausmachen: NGC 4676 A und B.
Nachdem es sich um ein ,,echtes" Pärchen handelt, das auch wechselwirkende Aktivität zeigt, ist es natürlich außer im ,,NGC" auch noch in anderen Katalogen zu finden, wie zum Beispiel in Harlton Arp's ,,Atlas of peculiar galaxies" aus dem Jahre 1966 [1]. In diesem Werk, das aus 338 zumeist exotisch geformten Galaxien-Formationen besteht, trägt diese Gruppe die Nummer 242.
Was macht die beiden Galaxien eigentlich so interessant? Zum einen sicherlich der visuelle Anblick der beiden Galaxien, die mit ihren kompakten Kernregionen und langen Gezeitenschweifen bereits Vorontsov-Velyaminov Ende der Fünfziger Jahre an zwei spielende Mäuse erinnert haben [2]. Auch heute wird deswegen gern landläufig eher von den ,,Mäusen" gesprochen als von einer Katalogbezeichnung.
Doch wie kam es zu der Verformung der beiden Galaxien? Seit Mitte der 90erJahre wurde das Galaxienpärchen mit Hilfe einer Reihe von Computersimulationen auf seine dynamische Vergangenheit, Gegenwart und mögliche Zukunft hin untersucht [3]. Man fand heraus, dass letztendlich die unmittelbaren Folgen eines kosmischen ,,Autounfalls" zu sehen sind. Ein Blick in den Unfallbericht gibt Aufschluss: Die beiden Galaxien sind ineinander gerast und durch den Aufprall deutlich verformt worden. Danach haben sie sich dann noch ein Stück in ,,Fahrtrichtung" weiter bewegt, bis sie durch die gegenseitige Anziehungskraft wieder in die entgegengesetzte Richtung gedreht wurden! Aus der Simulation kann man vermuten, dass sich in Zukunft die beiden massereichen Kerne weiter annä-
1 Das Galaxienpaar NGC 4676 A und B wird auch als ,,Spielende Mäuse" bezeichnet.
hern - und schließlich ganz miteinander verschmelzen werden. Das Ergebnis wird dann eine recht homogene elliptische Galaxie sein. Doch bis es soweit ist, werden wohl noch einige hundert Millionen Jahre ins Land gehen. Auch für unsere Milchstraße, im Zusammenspiel mit der Andromeda-Galaxie, nimmt man an, dass diese Galaxien in vier bis fünf Mil-
liarden Jahren ein ähnliches Schicksal erwartet.
Der Verschmelzungsprozess der beiden Galaxien legt natürlich auch die Vermutung nahe, dass sich v. a. in den entstandenen Gezeitenschweifen Sternhaufen gebildet haben könnten. Spektralanalysen von zwölf Einzelobjekten in NGC
Auf dem Beobachtungsblatt wurden unter der Zeichnung vom Beobachter folgende Daten vermerkt:
Objekt
NGC 4676 A & B / ARP 242 / ,,The mice galaxies"
Optik
20'' / 5.0 Newton
Vergrößerung
423x
Äussere Bedingungen
I / 56% Rel. / II+ / schwach / 21.69
(Seeing / rel. F. / Transp. / Wind / SQM)
Ort / Höhe
Edelweisspitze / 2.560 m ü. N.N.
Datum / Uhrzeit
07.05.2011 / 01.59 MESZ
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4676 haben das bestätigt [4]: So hat man im nördlichen Schweif von NGC 4676 A sechs, im Kern selbst zwei und im südöstlichen Schweif von NGC 4676 B insgesamt vier Sternhaufen untersucht. Bei zehn dieser Sternhaufen haben sich mit Hilfe des Balmerschen Emissionsspektrums Altersschätzungen von 2,5 bis ca. 9 Millionen Jahre ergeben. Die übrigen zwei sind mit rund 170 Millionen Jahren deutlich älter, liegen in den Gezeitenschweifen und reichen damit in deren dynamische Entstehungszeit. Bei einem handelt es sich, u. a. auch der Leuchtkraft zufolge, wohl um einen jungen Kugelsternhaufen.
Was aber kommt nun eigentlich beim visuellen Beobachter von NGC 4676 A/B an? Die beiden Zentralregionen sind schon sehr gut in Geräten von 12 bis 14 Zoll Öffnung auszumachen. Für die Gezeitenschweife muss man optisch allerdings noch etwas drauflegen. Ab 16 bis 18 Zoll Öffnung sind Teile des N-Schweifes (NGC 4676 A) unter guten Bedingungen zu erkennen. Ab 20 Zoll kann man zum N-Schweif nun auch sehr schwach die Ansätze des südöstlichen Schweifes von NGC 4676 B wahrnehmen. Die Kernregionen beider Galaxien wirken zudem gemottelt (Abb. 1). Die erwähnten Sternbzw. Kugelsternhaufen allerdings liegen bei Helligkeiten von deutlich unter 20
mag, im Moment zumindest, außerhalb der Reichweite von Amateurteleskopen.
Literaturhinweise: [1] H. C. Arp, 1966: ,,Atlas of peculiar
galaxies", Astrophys. J. Suppl. 14, 1A [2] B. A. Vorontsov-Velyaminov, 1958: Soviet Astron. A. J. 2, 205 [3] J. E. Barnes und J. E. Hibbard, 2004: ,,Sneaking up on the mice (NGC 4676)", www.ifa.hawaii.edu [4] L.-H. Chien, J. E. Barnes, L. J. Kewley, K.C. Chambers, 2007: "Multi-object Spectroscopy of Young Star Clusters in NGC 4676", Astrophys. J. 660, L105
Eine visuelle Beobachtungsnacht in Melle
von Peter Riepe und Daniel Spitzer
In der Nacht vom 10. auf den 11. Oktober 2012 kam unerwartet ein kleines Zwischenhoch. Die vorherrschende Tiefdruckwetterlage mit dicken Wolken und Regen war laut Wetterbericht für einen Tag unterbrochen. Wir beide hatten zu der Zeit gerade Urlaub. Ein kurzes Telefonat, und schon stand fest: Heute setzen wir auch ohne großartige Vorbereitungen unseren lang gehegten Wunsch in die Tat um - eine gemeinsame Beobachtung an der EXPO-Sternwarte in Melle [1]. Der dortige Newton-Reflektor hat 1,12 m Öffnung und 5 m Brennweite (Abb. 1).
Beim abendlichen Aufbruch war der Himmel in Westfalen noch stark bedeckt. Aber in Melle im südlichen Niedersachsen herrschte klarer Himmel mit einer recht guten Transparenz und gutem Seeing. Zunächst galt es, die abendliche Führung durch Bernd Schröter abzuwarten, damit die 16 Besucher (Anmeldungen sind via Internet möglich) in Ruhe die herbstlichen Standardobjekte anschauen konnten. Nebenbei konnte sich die Besuchergruppe über die Zahlen amüsieren, die Peter Riepe, Bernd Schröter und Daniel Spitzer sich gegenseitig zuriefen - keinem war klar, dass es sich dabei um die Katalogbezeichnungen potenzieller Beobachtungsziele handelte. Den hellen Planetarischen Nebel NGC 7662 und die längliche Spiralgalaxie NGC 7331 beobachteten wir mit. Nicht schlecht: Der
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Nebel sah fast aus wie auf einem Foto: zwei helle Bögen, Zentralstern, äußere Schale mit hellen Knoten am Außenrand. Für eine Zeichnung war leider keine Zeit. Ab etwa 23 Uhr hatten wir dann ,,freie Bahn", denn die Besuchergruppe verabschiedete sich - die knapp 10.000 Quadratzentimeter gehörten bis Mondaufgang uns allein. Als erstes wurde das Teleskop auf NGC 604 gefahren - die große, helle HII-Region in der Galaxie Messier 33. Gesteuert über die Software ,,Autoslew" von Philipp Keller und gekoppelt an das Programm ,,The Sky", fährt das Teleskop die wählbaren Objekte
1 Die EXPO-Sternwarte nahe Melle im Osnabrücker Land:
ein 112-cm-Newton mit 5 m Systembrennweite (mit Komakorrektor)
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direkt ins Gesichtsfeld. Das eingesteckte 21-mm-Okular zeigte einen hellen Nebelfleck. Das Okular wurde umgehend gewechselt und ein UHC-Filter eingeschraubt, das folgende 14-mm-Okular lieferte 357-fache Vergrößerung und eine Austrittspupille von 3,1 mm - genau richtig, wie wir feststellten: Es zeigten sich Strukturen ohne Ende, stellare Aufhellungen eingebettet in eine dreieckige Grundform, einem kleinen Ausläufer, und und und ... kaum zu glauben, wie viele Details sich auf solch einem kleinen Stück Himmel befinden können! Was zu sehen war, zeigt die Abbildung 2
Können wir noch andere H II-Regionen in M 33 wahrnehmen? Dazu wurde NGC 595 ins Bild gefahren. Und auch dieser Emissionsnebel war sofort zu sehen - ohne Filter bei 238-facher Vergrößerung, allerdings deutlich schwächer als NGC 604. Er wirkte wie ein mattes Fleckchen. Wieder ergab der Wechsel aufs 14-mmOkular mit UHC-Filter eine Steigerung. Am Bildfeldrand war sehr schön das helle, ausgedehnte Zentralgebiet von M 33 zu sehen. Aber da am entgegengesetzten Bildrand - was war denn das? Von der Verbindungslinie NGC 595 zum Galaxienkern im gleichen Abstand um etwa 120 Grad abknickend, lag hier ganz offensichtlich ein stellares Gebilde vor, einer Assoziation ähnlich. Bei indirektem Blick knapp neben das Objekt zeigten sich zahlreiche zarte Sternchen der geschätzten Helligkeit von 16 bis 17 mag in einem Umkreis etwa so groß wie NGC 595, allerdings ohne erkennbare Nebelhülle (Abb. 3). Nachträglich ergab der Literaturvergleich [2]: Es handelte sich um NGC 592. NGC 595 und 592 waren für uns beide visuell absolutes ,,Neuland". Während man in typischen Amateurteleskopen die Spiralstruktur von M 33 im Wesentlichen durch die zahlreichen HII-Regionen identifiziert, fährt man die Sternentstehungsregionen mit diesem Teleskop einzeln an - eine völlig andere Erfahrung.
Daniel ist einiges kleiner als Peter und hat manchmal Schwierigkeiten ans Okular zu reichen, so blieb gegen Ende des Abends die Beobachtung des kleinen Hantelnebels M 76 Peter vorbehalten. Peter versucht, die 2 Meter hohe, fahrbare Leiterbrücke günstiger zu positionieren, während Daniel noch darauf stand.
2 NGC 604, gezeichnet von Daniel Spitzer bei 357-facher Vergrößerung mit UHC-Filter.
Die Austrittspupille betrug 3,1 mm.
3 NGC 595 und 592 (oben), Peter Riepe zeichnete am Folgetag aus dem Gedächtnis.
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Sofort bekam er eine Geschmacksprobe einer Höhenangst. Kleinere Teleskope haben auch was für sich!
Weitere Ziele, die nur kurz beobachtet wurden: NGC 1 und 2 sowie UGC 1545, allesamt recht unspektakulär, aber recht einfach sichtbar.
Zwischendurch ein weiterer Knaller: NGC 772. Die 11,1 mag helle Galaxie von 7' x 4' war sofort als heller ,,Wattebausch" zu sehen. Der eine von uns (DS) konnte auch noch einen Spiralarm mit drei knotigen Strukturen ausmachen, der andere suchte allerdings vergeblich danach. Beide aber entdeckten wir sozusagen als Anhängsel von NGC 772 einen kleinen schwächeren Begleiter, die elliptische Galaxie NGC 770. Beide zusammen bilden das wechselwirkende Paar Arp 78. Die Zeichnung, welche in dieser Nacht entstand, zeigt die Abbildung 4.
Was ist mit NGC 891? Ganz toller Anblick! Für die Sternwartenbesucher wäre das allerdings kaum in Frage gekommen. Die Edge-on-Spirale passte nur im 26-mm-Okular bei 192-facher Vergrößerung ins Gesichtsfeld. Ihr Bulge war etwas dicker als die schwach leuchtende längliche Diskusgestalt und zeichnete sich deutlich ab. Diese war trotz der geringen Flächenhelligkeit der Länge nach deutlich von einem prominenten Staubband durchzogen, das die Galaxie symmetrisch in zwei Hälften teilte. Höchst interessant: Dieses Staubband war in seinen Randpartien eindeutig gezackt und teilt den Galaxienkorpus in zwei symmetrische Teile. Zeichnen ist angesichts der Fülle an Feldsternen und Details kaum möglich.
Danach kam - wieder ohne Filter - der ,,kleine Hantelnebel" M 76 an die Reihe. Die Form kann mit einem kurzen, breiten Hundeknochen verglichen werden, von schwächeren diffusen Nebeln umgeben. Die Beobachtung blieb allerdings nur einem von uns (PR) vorbehalten, weil das Objekt vollkommen im Zenit stand und man sich deshalb mit einem zusätzlichen Hocker auf der Beobachtungsbrücke zum Okular des Newtonspiegels hochrecken musste. Der Okulareinblick hat in dieser Lage etwa 4 m Höhe über der Beobachtungsplattform der Sternwarte. Wer da
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4 NGC 772 und 770 (oben rechts), auch bekannt als Arp 78. Deutlich sichtbar war der
prominente Spiralarm mit einzelnen hellen Knoten. Zeichnung von Daniel Spitzer, die Vergrößerung betrug 357-fach.
nicht ganz schwindelfrei ist, bleibt halt lieber unten ...
Wir wollten tiefer in den Raum und positionierten das Teleskop auf NGC 1275, dem Zentralobjekt des Perseus-Galaxienhaufens Abell 426. Hinter der anonym wirkenden Bezeichnung verbirgt sich Perseus A, eine radiohelle Seyfert-Galaxie. Sie ist das Zentrum des PerseusGalaxienhaufens und ist von zahlreichen Begleitgalaxien umgeben. Einer sah zehn Galaxien im Feld (DS) nebst NGC 1275, der andere (PR) sah sieben Begleitgalaxien im 15' messenden Gesichtsfeld. Und bei diesem Anblick wurde uns die ungeheure Entfernung bewusst, aus der diese Sternensysteme ins Teleskop schienen - 240 Millionen Lichtjahre, fast 90mal weiter weg als die zuvor beobachtete Spiralgalaxie M 33!
Mittlerweile ist es fast 3 Uhr morgens. Tief im Osten geht bereits die schmale Mondsichel auf, ohne dass wir es bemerken. Die eine Kuppelhälfte versperrt uns
die Sicht in diese Richtung. Langsam wird es Zeit, Spiegelabdeckung und Kuppel zu schließen, denn bald hätten wir das Mondlicht störend bemerkt. Was von dieser Nacht bleibt sind viele außergewöhnliche Eindrücke und tiefe Blicke in den Himmel.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] www.sternwarte-melle.de [2] P. Riepe, 2012: ,,Die HII-Regionen
in Messier 33", VdS-Journal für Astronomie 40, 36
Geschichte
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9. Tagung der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" in Jena
von Wolfgang Steinicke
Die diesjährige FG-Tagung fand vom 2. bis 4. November in Jena statt. Mit 50 Teilnehmern war sie sehr gut besucht (Abb. 1). Das zeigt, dass sich die Veranstaltung über die Jahre einen festen Platz im astronomischen Terminkalender erobert hat. Einige waren schon 8-mal dabei (12 Personen nahmen zum ersten Mal teil). Die Atmosphäre ist stets sehr angenehm, ja fast familiär. Man kennt sich, schätzt sich und tauscht viele Informationen aus. Es ist zwar eine Amateurtagung (und daher wird auch auf alle Titel verzichtet), das bedeutet aber nicht, dass die Vorträge ,,amateurhaft" sind. Ganz im Gegenteil: Das Niveau ist erstaunlich hoch, es wird viel nachgefragt und offen diskutiert.
Traditionell ist der Freitag der Stadt und ihrer astronomischen Geschichte gewidmet. Hier hat Jena ausgesprochen viel zu bieten. Allem voran das Optische Museum, das gerade seinen 90. Geburtstag feiern konnte (Abb. 2). Es ist vor allem dem Wirken von Carl Zeiss, Ernst Abbe und Otto Schott gewidmet. Das Tagungsprogramm startete um 15:00 Uhr mit einer eineinhalbstündigen Museumsführung. Karin Gjudjenow zeigte den fast 30 bereits angereisten Besuchern die reichhaltige Sammlung und erläuterte kompetent die historischen Hintergründe. Die gesamte Palette optischer Instrumente wurde vorgestellt: Brillen, Mikroskope, Fernrohre (Abb. 3). Überdies zeigt eine Sonderaustellung seltene Geräte, Bücher und die Geschichte der Zeiss-Planetarien. Frau Gjudjenow illustrierte auch die Konflikte, die durch die Aufteilung der Zeiss- und Schott-Werke (Oberkochen, Mainz) nach der Wende entstanden. Zu bemängeln ist, dass es noch keinen Museumskatalog gibt.
Anschließend ging man hinüber zur großen Kirche St. Michael, dem Ausgangspunkt der obligatorischen ,,astronomischen" Stadtführung. Die Wege in Jena sind kurz - und bieten interessante historische Orte. Kein geringerer als Reinhard Schielicke, der wohl beste Kenner
1 Gruppenfoto (R. Sparenberg)
der Jenaer Astronomie, führte uns in der heimeligen Abenddämmerung herum. Gezeigt wurden unter anderem die Wirkungsstätte des großen Mathematikers Erhard Weigel, die alte Goethe-Sternwarte, die Universitätssternwarte, einst von Abbe geleitet, und die Jenaer Universität, untergebracht im ehemaligen Zeiss-Komplex. Nach soviel frischer Luft ging es in die Gaststätte ,,Roter Hirsch"
zum Abendessen. Es kamen mehr als erwartet und die Gaststätte war sichtlich überfordert. Trotzdem: Es war wie immer gemütlich und die Gespräche wollten nicht enden.
Der Samstag ist Vortragstag. Dazu stand der Alte Hörsaal im ersten Stock des Optischen Museums zur Verfügung. Er bot ausreichend Platz und moderne Technik,
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Die 9. Tagung ,,Geschichte der Astronomie" in Jena war wieder ein voller Erfolg. Nicht nur aufgrund der rekordverdächtigen Teilnehmerzahl (50 Personen), sondern auch wegen des hohen Niveaus der Vorträge und des perfekten Ablaufs. Lesen Sie dazu meinen Bericht in diesem Heft. Nach dem Motto ,,Nach der Tagung ist vor der Tagung" beginnen bereits die Vorbereitungen für unser Jubiläum im nächsten Jahr. Dazu demnächst
mehr im VdS-Journal für Astronomie. Weiterhin lesen Sie folgende Beiträge: Olaf Fritz berichtet über Jeremiah Horrocks, einen ,,Wegbereiter der englischen Astronomie" und Susanne Hoffmann zeigt uns ,,Erlebte Geschichte - historisch und modern". 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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Geschichte
nächsten Vortrag vertieft: Klaus-Dieter Herbst berichtete über ,,Erhard Weigel und die große Sonnenfinsternis vom 2./12. August 1654". Interessant waren die Zeugnisse der Zeit, in denen das Ereignis als große Bedrohung dargestellt wurde. Weigel versuchte dem mit wissenschaftlichen Argumenten entgegenzuwirken. Erstaunlich war die erste Darstellung einer Finsternis auf der Erdkugel.
2 Der Tagungsort, das Optische Museum in Jena (R. Sparenberg)
Von Jena ging es weiter (Richtung Halle) nach Pömmelte-Zackmünde. Dort liegt, wie Mechthild Meinike zeigte, eine interessante Kreisgrabenanlage. Ausgrabungen
die auch problemlos funktionierte. Nach dem ,,einchecken" begann die Veranstaltung um 09:45 Uhr mit der Begrüßung durch Wolfgang Steinicke (Abb. 4). Darin wurde auch auf die erfreuliche Tatsache hingewiesen, dass diesmal 50 % der Vorträge von Frauen gehalten werden. Die Vorträge spannen außerdem einen weiten Bogen von der Prähistorie, über Mittelalter und 20. Jahrhundert bis hin zum prognostizierten ,,Weltuntergang".
Der erste Vortrag war wieder dem Tagungsort gewidmet: Reinhard Schielicke trug über ,,450 Jahre Astronomie in Jena" vor. Sehr übersichtlich und informativ erfuhr man alles über die Anfänge, insbesondere das Wirken von Weigel, die große Ära von Abbe, Zeiss und Schott bis hin zur Moderne mit den Sternwarten in Großschwabhausen und Tautenburg (Abb. 5). Das Thema ,,Weigel" wurde im
3 Historische Fernrohre im Optischen Museum (W. Steinicke)
lassen vermuten, dass sie auch astronomischen Zwecken diente, allerdings weniger evident als im benachbarten Goseck. Es entwickelte sich eine spannende Diskussion darüber, ob man die geometrischen Anordnungen der Funde (z. B. Palisadenzaun mit Lücken) astronomisch deuten darf, etwa als Visierlinien zu besonderen Stellungen von Mond und Sonne.
4 Blick in den Hörsaal des Optischen Museums (R. Sparenberg)
VdS-Journal Nr. 45
Kurz vor der Mittagspause bat Jürgen Reichert um Mitarbeit bei einem ambitionierten Projekt, das kurz vor der Fertigstellung steht: die Übersetzung, Analyse und komplette Neu-Publikation der ,,Rudolphinischen Tafeln" des Johannes Kepler. Wie der Autor in seiner kurzen Präsentation verdeutlichte, fehlt es derzeit an kompetenten Lektoren, die das Werk vor der Veröffentlichung begutach-
Geschichte
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ten sollen. Es sieht so aus, als hätte der Aufruf Erfolg. Wir sind alle gespannt auf das Ergebnis. Die nahe Goethe-Galerie bot ein umfangreiches kulinarisches Angebot - und einen alten Zeiss-Planetariumsprojektor als gelungene Attraktion. Nach eineinhalb Stunden traf man sich gestärkt wieder im Vortragsaal zum Nachmittagsprogramm. Den Anfang machte Laetitia Rimpau mit einem Vortrag über ,,Das Literarische in Keplers Denken". Ein ungewohntes Thema, das die interessanten Beziehungen zwischen Astronomie und Literatur aufzeigt. Die Referentin präsentierte dazu Textpassagen aus Keplers Werken, die zeigen, wie vorsichtig er formulierte, um weder in Konflikt mit der allgegenwärtigen Kirche noch mit den Erben von Tycho Brahe, dessen Daten er benutzen durfte, zu kommen. Dabei spielten auch die Muse Urania sowie Keplers literarischer Traum einer Mondreise eine wichtige Rolle. Einen Sprung in die Neuzeit vollzog anschließend Petra Meyer: Sie erzählte ,,Die Geschichte der Radioastronomie" und spannte einen weiten Bogen von James Clerk Maxwells
6 Das 2-m-Teleskop in Tautenburg
(S. Hoffmann)
Elektrodynamik (mit der Vorhersage elektromagnetischer Wellen) über Carl Janskys erster Antenne bis zu den gewaltigen Radioteleskopen der Gegenwart.
Im Anschluss an diesen Vortrag hatte der Tagungsleiter noch eine traurige Pflicht zu erfüllen. Es galt an Prof. Dr. Hilmar Duerbeck zu erinnern, der unerwartet am 5. Januar 2012 verstorben ist. Prof. Duerbeck hat an einigen Tagungen teilgenommen und Vorträge gehalten. Noch 2011 in Nürnberg referierte er über Hubble und Lematre (nachzulesen im VdS-Journal für Astronomie 41; dort findet sich auch ein Nachruf). Als ausgewiesener Kenner der Astronomiegeschichte und Mitglied der Fachgruppe war er uns stets eine große Hilfe. Wir vermissen ihn alle sehr. In einer Schweigeminute wurde seiner gedacht.
Regina Umland führte uns anschließend in einem beeindruckenden Vortrag zurück zu einem Zeitgenossen von Kepler: Giordano Bruno. Dieser unerschrockene Dominikanermönch versetzte die Amtskirche mit seiner gewagten These eines unendlichen, belebten Kosmos in helle Aufregung. Unbegreiflich sorglos kehrte Bruno nach Reisen in verschiedene europäische Länder nach Italien zurück und wurde prompt von der Inquisition verhaftet, gefoltert und schließlich im Jahr 1600 öffentlich in Rom verbrannt. Das Urteil wurde erst im Jahr 2000 durch den Vatikan annulliert.
Die nachmittägliche Pause ist - bei ausreichend Kaffee und Kuchen - immer eine willkommene Gelegenheit sich zu unterhalten. Die dritte Vortragsrunde wurde von Wolfgang Steinicke mit dem Thema ,,Hubble und die Klassifikation der Galaxien" eröffnet (siehe auch VdSJournal für Astronomie 40). Darin ging es um die Versuche von Edwin Hubble und seiner Vorläufer, eine Ordnung ins Reich der Nebel zu bringen. Hubble gelang dies durch die Einführung seiner berühmten ,,Stimmgabel", welche die
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Die Kuppel des 2 m-Teleskops in Tautenburg (S. Hoffmann)
Galaxien in elliptische, spiral- und balkenförmige einteilt. Später wurde diese Klassifikation von Sandage und de Vaucouleurs weiter modifiziert. Im letzten Vortrag ging es um den ,,Weltuntergang am 21.12.2012". Fachkundig zeigte Joachim Ekrutt, auf welchen Missverständnissen diese populäre Prognose basiert. Grundlage ist der berühmte Maya-Kalender, der bei genauer Betrachtung ein solches Ereignis überhaupt nicht hergibt. Mit Panik lassen bekanntlich die besten Geschäfte machen!
Die Tagung wurde mit der traditionellen Abschlussbesprechung beendet. Wolfgang Steinicke dankte den lokalen Mit-Organisatoren (Fr. Gjudjenow, Hr. Schielicke), den Referenten für das hohe Niveau der Beiträge und die Zeitdisziplin sowie Gisela Steinicke für die gewohnt perfekte Betreuung der Tagungsteilnehmer. Großer Applaus. Es ging natürlich auch um das Thema ,,10. Tagung". Wo soll im nächsten Jahr das anstehende Jubiläum gefeiert werden? Momentan ist Straßburg ein aussichtsreicher Kandidat. Darüber wird rechtzeitig hier bzw. auf der Webseite der FG ,,Geschichte" (siehe Kasten) berichtet. Vielleicht wird im Journal auch der eine oder andere Vortrag publiziert. Zu guter Letzt wurde noch das obligatorische Gruppenfoto gemacht. Abends traf man sich zum gemütlichen Beisammensein im Restaurant Alt Jena, direkt am Markt. Der ganze erste Stock stand uns zur Verfügung - und diesmal waren Platzangebot und Service ausgezeichnet!
Der Sonntag war der Thüringer Landessternwarte in Tautenburg gewidmet. Um 13:00 Uhr erwartete dort Eike Günther die etwa 20 mit PKW angereisten Tagungsteilnehmer. Innerhalb von zwei Stunden bekamen sie alles Wichtige zu sehen - allem voran das gewaltige Schmidt-Teleskop mit seinem 2-m-Spiegel (Abb. 6). Es ist, trotz zunehmender Licht- und Luftverschmutzung, immer noch im Einsatz. Damit ging eine tolle Geschichtstagung zu Ende. Man wird sich vom 1. bis 3. November 2013 wiedersehen - vielleicht in Straßburg?
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Geschichte
Erlebte Geschichte - historisch und modern
1 Venus vor der Mitternachtssonne
bis ca. 6 Uhr morgens in Europa (Foto: Jörg Trebs)
von Susanne M. Hoffmann
Eine der spannendsten Anwendungen der Geschichtsforschung ist, sie für die Lehre in den naturwissenschaftlichen Fächern einzusetzen! Auf den Spuren verstorbener Größen der Menschheit wandelten wir, als wir den Venustransit im Juni 2012 beobachteten und mit historischen Beobachtungen des Transits von 1761 verglichen.
Wir haben das diesen Sommer gemacht - als Fortbildung für Lehrer, außerschulische Jugendleiter und natürlich auch Jugendliche. Es war ein Projekt von ,,erlebter Wissenschaftsgeschichte" und soll deshalb hier kurz erzählt werden (Abb. 1). Ausführlichere Kommentare und auch Erlebnisberichte von zwei beteiligten Schülerinnen finden sich im Internet auf www. kosmologs.de im Uhura-Uraniae-Blog.
Ziel war die Vermessung des Sonnensystems Dazu entsandten wir zwei Expeditionen zu mehr oder weniger entlegenen Orten: nach Krasnojarsk in Sibirien und nach Troms in Norwegen (Abb. 2). Für das Projekt wurden Fördergelder von den Bundesministerien für Bildung und For-
2 Karte unserer Beobachtungsorte 2012: Troms, Krasnojarsk, Berlin
schung sowie auch für Jugend eingeworben und durch zahlreiche private Unterstützer begleitet.
Was wir gesehen haben Alles, was die historischen Forscher auch sahen: komische Randeffekte, ungenaue Zeitmessung, verschiedene Messergebnisse von verschiedenen Beobachtern. Aufgrund des schlechten Seeings stellte sich für unsere Krasnojarsker Expedition ein deutlicher Tropfeneffekt ein. Der LomonossovRing war nur ansatzweise sehr deutlich. Geübte Beobachter sahen ihn kurzzeitig auch geschlossen aufblinken, aber der Eindruck war nicht besonders reißerisch.
Die historischen Ergebnisse Der (spätere) Berliner Sternwartendirektor Johann Franz Encke wertete in seiner Gothaer Zeit die Ergebnisse vom Venustransit 1761 noch einmal sehr sorgfältig aus und erhielt sehr genaue Daten für die Entfernung zur Sonne. Er betrachtete vor allem sehr sorgfältig, welche Daten zulässig verwendbar waren, indem er sie alle neu auf Tauglichkeit analysierte. Er verweist in einer Fußnote: ,,Eine Zusammenstellung der optischen Erscheinungen bei den Berührungen nach verschiedenen Beobachtern findet sich in ,,Röhl`s Merkwürdigkeiten von den Durchgängen der Venus", Greifswald
3
Links eine Bildserie vom dritten Kontakt aus Berlin (Bilder von Wolfgang Rothe) und rechts zwei Beobachter an Teleskopen für visuell und H-alpha in Krasnojarsk.
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1768 ...". Allerdings beschreibt er vorher auch selbst z. B. den Lomonossov-Effekt, gesehen durch verschiedene historische Beobachter, wiedergegeben in seinen Worten: ,,Als sich die Venus dem Austritt näherte, sah Wargentin, dass Venus eine Oeffnung im Sonnenrande machte, indem ein zarter Lichtfaden, der zuvor
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Heute kann man in didaktischer Reduktion einfach zwei Bilder übereinander legen, um die Parallaxe zu bestimmen.
Geschichte
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den äußern dem Austritte sich nähernden Rand der Venus umgeben hatte, im Augenblick in der Mitte zerriß, und seine Enden sich merklich voneinander zogen. Dieses nun mangelnde Licht war das eigene directe Licht der Sonne; sonst hätte es nicht so schnell und deutlich verschwinden können. Mit einem stärkeren Fernrohre sah Klingenstierna den Lichtfaden drei Secunden später bersten, [...] bis Venus ungefähr bis auf ein Viertheil ausgetreten war, und da kam es ihm vor, als sähe er einen matten Glanz, wie beim Eintritt, um den Rand der Venus, der schon aus der Sonne gezogen war. Er sah wie ein schmaler Ring außerhalb der Sonne aus, welcher völlig zu dem Theile der Venus in der Sonne paßte und ihn gleichsam ergänzte. [...] er schien ihm von der Venusatmosphäre herzurühren." (Encke 1822, S. 102). Irgendwann war der Sonnenrand ,,so weit geöffnet, daß Mallet sich einbildete, Venus gienge schon ein kleines Stück ausser dem Sonnenrande heraus. Man sah die Hörner der Sonne zwerchüber, und ein Glanz umgab die Venus, und zeigte ihre runde Gestalt ganz klar." So ähnlich haben wir das auch gesehen (Abb. 3).
Auswertung ,,Eine große Anzahl von Gelegenheitsschriften hatte das gebildete Europa mit dem Zweck und der Wichtigkeit des 6. Junius bekannt gemacht", schreibt Johann Franz Encke 1822 auf S. 13 seines Booklets ,,Die Entfernung der Sonne von
5 Diese Messung wurde durchgeführt mit einem Online-Kalkulator,
der nach Jean Meeus` Astronomical Algorithm (1998) programmiert wurde.
der Erde aus dem Venusdurchgange von 1761". Er stellt darin die Ergebnisse und Befunde verschiedener damaliger Expeditionen vor, die er später in der gleichen Schrift auswertet. Auf seinen Spuren wandelten wir, als wir unsere eigenen Daten auswerteten. Unser modernes Analogon geht ein bisschen schneller, d. h. es braucht nicht zahlreiche buchstabengefüllte Seiten, sondern nur ein paar Bildserien: Astronomisch sind unsere
Ergebnisse also neben der historischen Kontaktzeit-Messung zahlreiche Bilder, von denen wir uns zwei herauspicken, die zur gleichen Zeit an unterschiedlichen Orten gemacht wurden und in denen wir dann direkt die Parallaxe der Venus im Bild messen können (Abb. 4). Historisch ging das im 18. Jahrhundert natürlich noch nicht, denn die Fotografie war noch nicht erfunden.
6 Enckes Ergebnis von der Auswertung des Venustransits 1761 (Auswertung 1822)
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Geschichte
Historisch gab es verschiedene Ansätze, diese Daten zu vergleichen. Es gab die Methoden von Delisle und von Halley - je nachdem, ob man den Unterschied der Beobachter in geografischer Länge oder in geografischer Breite zugrundelegt. Dafür gibt es einen Online-Kalkulator.
Als wir mit dieser - zugegeben sehr ungenauen - Methode des Bildervergleichs von zwei gleichzeitigen Aufnahmen an verschiedenen Orten arbeiten, erhielten wir als Mittelwert 131 Millionen km, was eine Abweichung um etwas mehr als 12 % vom heutigen Tabellenwert ist.
Unsere Ergebnisse Mit den genaueren historischen Methoden über die Messung der Kontaktzeiten erhielten wir bessere Ergebnisse: Mit der Delisle-Methode unter Verwendung der am Bildschirm gemessenen Kontakt-
zeiten vom Video (das wir übrigens bei YouTube online veröffentlicht haben) erhielten wir im Vergleich der Krasnojarsker mit den Tromser Daten 142 Mio. km im Mittel (Mittelwert von ca. sechs Beobachtergruppen unter gleichen Bedingungen, Abb. 5).
Einordnung unseres Ergebnisses Tatsächlicher Wert mit Radarmessungen ist im Mittel: 149,6 Mio. km (z. B. laut Wikipedia) und laut Ephemeride war die Entfernung konkret am 6. Juni 2012 anlässlich der bevorstehenden Aphel-Stellung der Erde 151,809 Mio. km (1,014766 AE). Wir können also lediglich sagen, dass unsere Abschätzungen von diesem modernen Tabellenwert um ca. 5 % abweichen. Encke hatte im Jahre 1822/24 eine nur leicht geringere Messunsicherheit für seine Kalkulation angegeben (Abb. 6). Sogar unser ungenauerer erster
Wert vom Bildvergleich weicht nur um maximal 13 % vom Tabellenwert ab. Das wäre zwar in einem Physiklabor meistens keine besonders gute Messung, aber für die Anforderungen an die Methode, eine erste und sehr einfache Abschätzung zu sein, kann sich das Ergebnis durchaus sehen lassen.
Danke Einen ganz herzlichen und speziellen Dank möchte ich meinem Freund und Kollegen Arndt Latusseck aussprechen, der mir bei Vor- und Nachbereitungen enorm geholfen hat, mit dem Gespräche stets eine große und freudige Bereicherung sind und der mit unserer Gruppe in Sibirien die Daten aufgenommen hat. Wenn man in allen Teams derart eifrig, konstruktiv und einstimmig zusammenarbeiten könnte, wären wir dem Weltfrieden ein Stück näher! Danke!
Jeremiah Horrocks -
Wegbereiter der englischen Astronomie
von Olaf Fritz
In den frühen Morgenstunden des 6. Juni 2012 war ein ganz besonderes Naturschauspiel am Himmel über Norddeutschland zu beobachten: ein Venusdurchgang. Ein Wegbereiter der Erforschung von Venusdurchgängen war der englische Astronom Jeremiah Horrocks. Dieser beobachtete und dokumentierte als erster europäischer Astronom des 17. Jahrhunderts ein solch seltenes Naturereignis. Im Rahmen dieses biografischen Beitrags, der sich vor allem auf die Ausführungen des englischen Autors Peter Aughton stützt [1, S. 70-78], soll dieser Pionier der englischen Astronomie vorgestellt werden.
Vermutlich erblickte Jeremiah Horrocks im Verlauf des Jahres 1618 in Toxteth Park, einer puritanischen Gemeinschaft in der Nähe von Liverpool gelegen, in der heutigen Grafschaft Lancashire im Nordwesten Englands, das Licht der Welt. Er war der erste Sohn von Mary Aspinwall und James Horrocks. Sein jüngerer Bruder Jonah wurde drei Jahre später geboren. Sein Vater James Horrocks verdiente den Lebensunterhalt der Familie als Uhrmacher. Horrocks, der keine öffentliche Schule besuchte, wurde sowohl
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vom örtlichen Geistlichen Richard Mathe sowie seinen Eltern zu Hause unterrichtet. Dabei zeigte er offensichtlich großes Interesse an der Bibel. In diesem Zusammenhang schreibt Peter Aughton: ,,Im Alter von 14 Jahren verfügte Horrocks bereits über so gute Kenntnisse der Heiligen Schrift, dass er als Stipendiat am Emmanuel College in Cambridge aufgenommen wurde. Das College galt als das puritanischste unter allen Institutionen in Oxford und Cambridge." [1, S. 72]
1 Jeremiah Horrocks (1618 - 1641)
Im Frühjahr 1632 nahm Horrocks sein theologisches Studium am Emmanuel College in Cambridge auf. Während seiner Studienzeit beschäftigte er sich nicht nur mit dem Studium der Theologie, sondern entdeckte für sich die Astronomie und Mathematik. Vor allem die Astronomie hatte es ihm angetan. In der Bibliothek des Emmanuel College las er
Geschichte
81
alle zur Verfügung stehenden astronomischen Schriften seiner Zeit. Nach diesem intensiven Lektürestudium der Astronomie war für Horrocks klar, wie Aughton betont, ,,[...] dass er sein Leben der Astronomie widmen wollte." [1, S. 72]
Im Alter von 17 Jahren verließ Horrocks (1635) Cambridge ohne Studienabschluss. Er kehrte zunächst in sein Heimatdorf Toxteth Park zurück. Ihm war klar, wenn er sich ernsthaft mit der Astronomie beschäftigen wollte, dann benötigte er sowohl entsprechende Fachliteratur als auch ein angemessenes Beobachtungsinstrument, um selbstständig Studien des Sternenhimmels durchführen zu können.
In der nachfolgenden Zeit begann Horrocks damit, eine astronomische Büchersammlung aufzubauen und ein Fernrohr zu erwerben. Im Verlauf seiner nächtlichen Beobachtungen stellte er fest, dass seine Beobachtungsdaten scheinbar fehlerhaft waren. Der Grund dafür lag darin begründet, wie Aughton berichtet, dass es Horrocks nicht gelang, seine Daten mit den Lansbergischen Tafeln abzugleichen, die er zunächst als Arbeitsgrundlage verwendete.
Einen Ausweg aus diesem Dilemma bot ihm im Jahre 1636 William Crabtree, ein befreundeter Astronom aus der näheren Umgebung von Manchester. Crabtree war bereits, wie Aughton weiter ausführt, mit den genaueren Rudolfinischen Tafeln vertraut, und gab Horrocks den Rat, seine Beobachtungsdaten mit diesen abzugleichen. Bei der Arbeit mit den Rudolfinischen Tafeln wurde Horrocks klar, dass das kopernikanische bzw. heliozentrische Weltbild genauere astronomische Ergebnisse hervorzubringen vermochte. Im Jahre 1639 verlässt Horrocks Toxteth Park, um in das kleine Dorf Much Hole, etwas nördlich von Liverpool gelegen, zu ziehen. Dort nahm er vermutlich die Stelle eines Hilfspfarrers an.
Bei seinen astronomischen Studien bemerkte Horrocks schließlich, dass ein Venusdurchgang unmittelbar bevorstand. ,,Das heißt, sie [die Venus] würde in absehbarer Zeit vor der Sonne entlangwandern und Erde, Venus und Sonne würden exakt in einer Linie stehen. Der sogenannte Venustransit ist ein äußerst seltenes Ereignis. Es war vor Horrocks
noch nie dokumentiert worden. Johannes Kepler hatte zwar 1631 ebenfalls einen Durchgang der Venus vorausgesagt, doch der war von Europa aus nicht zu beobachten gewesen, weil die Sonne am berechneten Tag schon hinter dem Horizont verschwunden war." [1, S. 75]
Auf Grund der unbeständigen Wetterverhältnisse im Nordwesten Englands - und der hiermit verknüpften Sorge, evtl. den Venustransit nicht beobachten zu können, teilte Horrocks auch seinem Freund Crabtree mit, dass dieses einzigartige Himmelsschauspiel in Kürze zu beobachten sei.
Horrocks bestimmte auf Grund seiner Beobachtungen und den hieraus abgeleiteten Berechnungen den Venustransit für Sonntag, den 24. November 1639, gegen etwa 15 Uhr Ortszeit. Gleichwohl begann er seine Beobachtungen bereits am 23. November 1639, wie Aughton ausführt, weil er Unregelmäßigkeiten in seinen Berechnungen nicht vollständig ausschließen konnte.
Am Nachmittag des 24. November 1639 war es schließlich soweit: ,,Der Engländer richtet sein Teleskop auf die Sonne aus; durch das Fernrohr fängt er das Licht unseres Heimatsterns ein und projiziert es auf einen Karton, den er zuvor hinter der Linse angebracht hat. [...] Und tatsächlich. Gebannt starrt er auf den Karton, als er um 15.15 Uhr findet, was er sucht: die Venus. Als kleiner, dunkler Fleck zieht sie langsam vor der riesigen Sonnenscheibe vorbei." [2]
Horrocks berichtete in diesem Zusammenhang ausführlich, so Aughton, wie sich die Venus als kleine Scheibe vor der Sonne abzeichnete und rasch ihrer vorgegebenen Bahn folgte. Mit Peter Aughton lässt sich an diesem Punkt übrigens festhalten, dass sich Horrocks darum bemühte, die genaue Größe des dunklen Punktes zu ermitteln. ,,Er gab seinen Winkeldurchmesser mit einer Bodenminute und zwölf Bogensekunden an und schätzte seine Fehlertoleranz auf vier bis fünf Bogensekunden. Horrocks fertigte auch drei Zeichnungen mit den Positionen der Venus vor der Sonnenscheibe an und notierte die Zeiten dazu: 15 Uhr 15 Minuten, 15 Uhr 35 Minuten und 15 Uhr 45 Minuten. Die Silhouette der Venus bewegte sich im ersten 20-minütigen Intervall einen Durchmesser weit, im kür-
zeren zweiten entsprechend weniger. Zu diesem Zeitpunkt musste Horrocks seine Beobachtung abbrechen, weil die Sonne hinter dem Marschland des Flusses Ribble unterging." [1, S. 76] Gleichwohl beobachtete Crabtree, etwa zur gleichen Zeit, in der Nähe von Manchester, wie die Venus ihre Bahn vor der Sonne zog.
Horrocks verfasste eine ausführliche Abhandlung über diesen Venusdurchgang. Bei der Untersuchung seiner Beobachtungsdaten kam er zu zwei wesentlichen Resultaten, wie Peter Aughton erklärt, nämlich: ,,Zum einen gelang es ihm, die Umlaufbahn der Venus noch genauer zu berechnen. Und zum anderen gab er eine sehr gute Schätzung ihres Winkeldurchmessers für den Zeitpunkt ab, an dem der Planet der Erde am nächsten steht. Doch Horrocks ging noch viel weiter [...]. Er versuchte auf Grundlage seiner Ergebnisse, die Entfernung von der Erde zur Venus zu bestimmen. Davon ausgehend wollte er sogar die Größe des Sonnensystems berechnen." [1, S. 76-77]
Abschließend lässt sich festhalten: ,,Mit der Beobachtung des Venustransits und der Schätzung der Sonnenparallaxe, trug Jeremiah Horrocks als erster Engländer wesentlich zum Fortschritt der Astronomie bei." [1, S. 78] Gleichwohl bleibt anzumerken, dass Horrocks die Aufnahme seiner wissenschaftlichen Arbeit in der Forschungsgemeinde nicht mehr erlebte. Am 4. Januar 1641 verstarb er, gerade einmal 22 Jahre alt, unerwartet.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] P. Aughton, 2009: ,,Die Geschichte
der Astronomie. Von Kopernikus bis Stephen Hawking", Hamburg, 70 [2] F. Maysenhölder, 2012: ,,Wanderung der Superlative - Venus schwebt vor der Sonne", www.n-tv. de/wissen/Venus-schwebt-vor-derSonne-article6422961.html [3] Wikipedia - freie Enzyklopädie, 2012: "Jeremia Horrocks", http://de. wikipedia.org/wiki/Jeremia_Horrocks [4] Wikipedia - the free encyclopedia, 2012: "Jeremiah Horrocks", http:// en.wikipedia.org/wiki/Jeremiah_ Horrocks [5] R. S. Westfall, (o. J.): ,,Jeremiah Horrocks (The Galileo Project)", http://galileo.rice.edu/Catalog/NewFiles/horrocks.html
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Jugendarbeit
Das Astronomische Sommerlager 2012
- Willkommen im schönsten Ferienlager der Welt!
von Sonja Burgemeister
Am 28. Juli 2012 war es wieder einmal so weit - 56 Jugendliche aus ganz Deutschland, Österreich und Belgien trafen sich in Sankt Andreasberg im Harz, um zwei Wochen Astronomie in Ferienlagerstimmung zu erleben.
Die 45 Teilnehmer waren dabei zwischen 14 und 24 Jahren alt, während die Arbeitsgruppen von Abiturienten und Studenten geleitet wurden. Zur Auswahl stand ein reichhaltiges Angebot an Themen, mit denen sich die Teilnehmer jeweils eine Woche lang drei Stunden täglich beschäftigten:
Von Relativitätstheorie und Kosmologie über Galaxien, Sternphysik, Planeten, Astrobiologie, Computersimulationen, Radioastronomie und Astrofotografie bis hin zu Raumfahrt und Modellraketen waren für jeden Geschmack und jeden Kenntnisstand spannende Themen dabei. An den Abenden fanden zusätzlich Vorträge renommierter Wissenschaftler statt. Hier gab es Einblicke in Forschungsthemen wie Planetenentstehung oder Radioastronomie, aber auch Erfahrungsberichte über praktische Astronomie.
Wegen der ungünstigen Mondphase und teilweise dichter Bewölkung kam die Nachtbeobachtung in diesem Jahr leider etwas kurz. Dafür konnten Mond und Sonne ausgiebig beobachtet werden. Aber auch wenn keine Beobachtungen möglich waren, kam keine Langeweile auf: In Workshops konnten, je nach Inte-
VdS-Journal Nr. 45
resse, Modellraketen gebastelt und Robo-
1 Glückliche Teilnehmer im ASL 2012
ter zusammengelötet und anschließend
programmiert werden. Alternativ konnte
man sich mit Themen aus der Mathema- Alles in allem können wir also auf ein ab-
tik beschäftigen, den Umgang mit LaTeX wechslungsreiches Camp zurückblicken.
lernen oder einfach mal über Entropie
diskutierten.
Und wer selbst Lust bekommen hat: Das
Astronomische Sommerlager 2013 wird
Gleichzeitig gab es aber auch ein Kon- vom 27. Juli bis zum 10. August 2013
trastprogramm aus nicht physikalischen in Bischofsheim an der Rhön stattfinden.
Workshops: Bei Filmdreh, Chorproben, Weitere Informationen zum Programm
Zeitungsredaktion oder Tanzen konnte und zur Anmeldung werden unter www.
sich jeder kreativ ausleben. Das teilweise vega-astro.de/sommerlager bekannt ge-
recht freundliche Wetter wurde natürlich geben.
auch zu sportlichen Betätigungen genutzt. SaharaSky-Interstellarum-2012-09_SaharaSky-Anzeige 1
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Jugendarbeit
83
Beobachtung von Sonne und Mond im Radiobereich
- AG Radioastronomie im ASL 2012
von Philipp Schwarzbach, Felix Nüßlein und Sven Brauch
Neben der Beobachtung von Himmelsobjekten im visuellen Bereich des Spektrums spielt auch die Beobachtung bei größeren Wellenlängen eine Rolle, gerade für Erkundungen von der Erdoberfläche. Die Atmosphäre ist für Radiowellen mit einer Wellenlänge zwischen einem und 1.000 Metern besonders durchlässig. Diese können dann mit Radioteleskopen beobachtet werden.
Zur Beobachtung wird das Teleskop oft auf einen festen Punkt ausgerichtet. Durch die Drehung der Erde bewegt sich das Objekt durch den Beobachtungsbereich des Teleskops. Dabei wird durch das beobachtete Objekt eine charakteristische Funktion hervorgerufen. Diese entspricht im Fall einer Punktquelle einer Sinus-Cardinalis-Funktion, die in der Mitte ein Hauptmaximum und weitere Nebenmaxima besitzt.
Im ASL 2012 in Sankt Andreasberg haben wir im Rahmen einer Arbeitsgemeinschaft ein eigenes Radioteleskop genutzt: eine handelsübliche 1,2-m-Satellitenschüssel mit einem einfachen LNB (Low Noise Block Converter). Der beobachtbare Frequenzbereich liegt zwischen 10 bis 12 GHz.
1 Die Funktion entspricht dem Verlauf, den man theoretisch
für eine Signalkurve mit dem Radioteleskop erwartet.
Auf Grund des geringen Schüsseldurchmessers ist es nur möglich, helle Objekte wie Sonne und Mond zu beobachten. Während der Messwertaufnahme mit dem Teleskop kommt es zu einem Rauschen. Quellen dieses Rauschens sind unter anderem der Verstärker und der Wind, der die Schüssel in Schwingungen versetzt. Die wesentlichen Merkmale der erwarteten Kurve sind trotzdem deutlich sichtbar.
Die Abbildungen zeigen asymmetrische Kurven, da die Schüssel eine asymmetrische Form aufwies. Bei der Aufnahme der Sonne können die beschriebenen Nebenmaxima auf der rechten Seite identifiziert werden, da das Signal im Vergleich zum Rauschen wesentlich stärker ist. Im Fall des Mondes ist das Verhältnis deutlich kleiner, da die Intensität der vom Mond kommenden Strahlung deutlich geringer ist als bei der Sonne. Das Resultat ist eine eher verrauschte Messung, ohne weitere erkennbare Details.
2 Signalkurve der Sonne: Man erkennt die Nebenmaxima auf
der rechten Seite.
Eine größere Schüssel und ein besserer Verstärker würden dazu beitragen, das Rauschen zu reduzieren. Für einfache Untersuchungen von Sonne und Mond ist das hier erreichte Signal-zuRausch-Verhältnis aber ausreichend.
Eine weitere effektive Methode zur Verbesserung der Auflösung wäre die Vernetzung von mehreren Teleskopen. Ein solches Interferometer könnte eine deutlich höhere Auflösung und Empfindlichkeit erreichen. Da dann auch die Phase des Signals gemessen werden kann, können die Daten der einzelnen Teleskope vollständig digital verarbeitet werden. Dies ist ein wesentlicher
3 Signalkurve vom Mond: Man erkennt ein starkes Rauschen,
da die Quelle schwächer ist als die Sonne. Das Rauschen wird u. a. durch Schüsselvibrationen hervorgerufen.
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Jugendarbeit
Vorteil gegenüber der optischen Astronomie, bei der Interferometrie zurzeit nur analog möglich ist. Diese Interferometer-Technik wird heute bei den großen Radioteleskopfeldern, wie dem VLA und ALMA auf dem amerikanischen Kontinent verwendet. Aber auch mit über den Globus verteilten Teleskopen werden solche Vernetzungen realisiert.
4 Die Teilnehmer der Radioastronomie
AG im ASL 2012 mit ihrem Radioteleskop
Modellraketen - Theorie vs. Praxis
von Florian Trost
Die AG Modellraketen, kurz MOD, fand im ASL 2012 zum ersten Mal statt. Als Brücke zwischen der Raumfahrt-AG und dem Raketenbau-Workshop wurden hier die Eigenschaften von Wasser-Druckluft-Raketen theoretisch berechnet und anschließend im Experiment überprüft.
Wasser-Druckluft-Raketen lassen
sich aus normalen dickwandigen
Plastikflaschen bauen, indem man
eine Spitze und mindestens drei
Leitflossen zur Flugstabilisierung
anbringt. Die Raketen werden zum
Teil mit Wasser gefüllt und auf
einer Startrampe mit der Öffnung
nach unten fixiert. Anschließend
wird mit einer Pumpe Druckluft in
die Flasche gepresst. Wird nun die
1
Fixierung aufgehoben, so wird das Dargestellt ist die maximale Flughöhe der Wasser-Druck-
Wasser nach unten aus der Rake- luft-Rakete, mit berechneten Fehlerbalken, in Abhängig-
te gedrückt, wodurch diese nach keit vom Wasservolumen. Man erkennt deutlich das Ma-
oben beschleunigt wird.
ximum bei ca. 300 ml und den starken Abfall der Höhe
bei zu kleinen bzw. zu großen Wassermengen.
Zur Berechnung der Parameter des
Fluges einer Wasser-Druckluft-
Rakete sind Grundlagen der klassischen ihre Geschwindigkeit erhöht. Kennt man
Mechanik und Thermodynamik notwen- die wichtigen Eigenschaften einer Rake-
dig, welche in der AG vermittelt wurden. te wie die Ausströmgeschwindigkeit des
Jeder Raketenantrieb basiert auf dem Prinzip der Impulserhaltung, das durch das dritte Newtonsche Axiom beschrie-
Gases vGas, den Massendurchsatz und die Startmasse mstart, lässt sich ihre Geschwindigkeit in Abhängigkeit von der
ben wird. Beschleunigt eine Rakete ihre gegenwärtigen Masse durch die Raketen-
Ausstoßmasse nach hinten, erfährt sie grundgleichung ausdrücken:
selbst eine Beschleunigung in die ent-
gegengesetzte Richtung, wodurch sich
Eine andere Möglichkeit zur Berechnung der Flugparameter ist eine thermodynamische Betrachtung der Wasser-Druckluft-Rakete. Bei der Expansion der Druckluft verrichtet diese Arbeit an dem Wasser in der Rakete, so dass dieses verdrängt und beschleunigt wird. Wenn man die Luft in der Rakete als ideales Gas betrachtet, was bei dem auftretenden Druck p und der herrschenden Temperatur T eine gute Näherung ist, lässt sie sich durch die ideale Gasgleichung beschreiben:
Außerdem kann man annehmen, dass die Expansion der Druckluft adiabatisch, das heißt ohne Wärmeaustausch durch die Wand der Plastikflasche mit der Umgebungsluft, stattfindet. Dies ist ebenfalls eine gute Näherung, da die Beschleunigungsphase einer Wasser-Druckluft-Rakete nur wenige Millisekunden andauert, so dass nur sehr geringe Mengen an Wärme übertragen werden können.
Wenn man also annimmt, dass die gesamte in der Druckluft gespeicherte innere Energie in mechanische Arbeit übergeht, welche am Ausstoßwasser verrichtet wird, erhält man für den Energieübertrag auf die Rakete
Dabei ist V0 das von der Druckluft eingenommene Volumen, Vges das Gesamtvolumen der Rakete und p0 der Befüllungsdruck. Berechnet man das Maximum
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Jugendarbeit
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der auf das Ausstoßwasser übertragenen Arbeit, so erhält man für eine 1-l-Flasche ein ideales Befüllungsvolumen von 632 ml Wasser.
Um zu überprüfen, ob dieses Ergebnis der Realität entspricht, oder ob die Vereinfachungen zu grob waren, wurden mehrere Experimente und Testflüge durchgeführt. Speziell wurde die Flughöhe der Rakete in Abhängigkeit vom Wasservolumen bei der Befüllung der Rakete untersucht.
Unter Vernachlässigung des Luftwiderstandes kann die Flugbahn durch eine Parabel angenähert werden. (Teil der AG-Themen waren auch Auswirkungen des Luftwiderstandes auf die Flugbahn der Raketen, ebenso wie unterschiedliche Auswirkungen von laminaren, turbulenten und hypersonischen Strömungen.) Die Flughöhe wurde dann bestimmt, indem die Flugzeit vom Start bis zur Landung (t), sowie die horizontal zurückgelegte Strecke (s) gemessen wurden. Für diese Messungen wurde immer ein und dieselbe Rakete mit demselben Befüllungsdruck von 6 bar, aber unterschiedlichen Volumenverhältnissen von Wasser zu Druckluft gestartet.
Die Strecke s ist die Entfernung zwischen Startrampe und Landepunkt der Rakete. Diese ist wichtig, da der Geschwindigkeitsvektor der Rakete nach
Messgrößen für die Flugzeit t und den horizontalen Abstand von Start- und Landepunkt s (inkl. Fehler) sowie die daraus
berechnete maximale Flughöhe h.
V / ml
t / s
100
5,37
200
5,72
250
6,80
300
6,87
350
6,66
400
6,60
500
6,61
600
5,98
700
5,23
t / s 0,10 0,08 0,10 0,10 0,10 0,10 0,10 0,10 0,14
s / m -
28,3 1,6 29,3 33,4 17,0 20,8 20,5 18,9
s / m -
0,07 0,05 0,09 0,08 0,07 0,07 0,07 0,07
h / m 35,4 41,4 56,7 58,8 55,7 53,8 54,1 44,5 34,2
h / m 1,3 1,1 1,7 1,7 1,6 1,6 1,6 1,4 1,8
der Beschleunigungsphase nicht immer genau nach oben zeigt. Die maximal erreichbare Flughöhe ist also umso geringer, je weiter der Startwinkel von der Senkrechten abweicht. Um diesen Fehler korrigieren zu können, wurde die Strecke s gemessen, so dass die absolute Startgeschwindigkeit und darüber die maximal erreichbare Flughöhe bei senkrechtem Start ermittelt werden konnte. Bei Vernachlässigung des Luftwiderstandes gilt also
Dabei ist g = 9,81 m/s2 die Erdbeschleunigung, t die Flugdauer und h die Flughöhe. Der Messfehler der Flughöhe wurde durch das Gaußsche Fehlerfortpflanzungsgesetz aus den Einzelfehlern der Messgrößen berechnet. Auf diese
Weise wurden die Werte der Flughöhe in der Tabelle ermittelt. Diese sind auch in Abhängigkeit vom verwendeten Wasservolumen im links aufgeführten Diagramm dargestellt.
Anders als zuvor theoretisch berechnet ergab sich die höchste Flughöhe bei der Verwendung von 300 ml Ausstoßwasser. Dies entspricht dem in den Jahren zuvor stets verwendeten Richtwert. Die Abweichung des Modells von der Realität ist durch die getroffenen Annahmen zu begründen. Besonders die mit der Wasserhöhe variierende Querschnittsfläche der Plastikflasche führt zu einer veränderten Ausstoßgeschwindigkeit und damit zu einem anderen Flugverhalten.
Auf diese Erfahrungen können nun alle zukünftigen Raketenkonstrukteure im ASL zurückgreifen und sicherstellen, dass ihre Fluggeräte die maximale Leistung erreichen.
IMPRESSUM
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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
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liste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 47 ist der 01.05.2013. Der Schwerpunkt dieses Heftes ist dem Thema ,,Astro-
nomie mit kleinem Budget und einfachen Mitteln" gewidmet. Beiträge werden erbeten an Herrn T. Güths und/oder an die
Geschäftsstelle (Mail/Postadresse). Die Endredaktion erlaubt sich den Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen
Ausgaben: VdS-J. Nr. 48 ,,Astronomie am Schreibtisch" und VdS-J. Nr. 49 ,,Videoastronomie (mit CD/DVD)". Mit dem
Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine Veröffent-
lichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen. Das Copyright
obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Kleine Planeten
Neues aus der FG Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
In der FG Kleine Planeten der VdS [1] beobachten Sternfreunde die Kleinplaneten und die Kometen hauptsächlich mit dem Ziel der Astrometrie und der Photometrie. Dabei genügt der punktförmige Nachweis dieser Kleinkörper im Sonnensystem. Eine aufwändige Bildverarbeitung, wie bei vielen anderen Objekten am Sternenhimmel zwingend notwendig, wird nicht vorgenommen. Allerdings sollte eine Korrektur mit einem Dunkelbild und einem Flatfield erfolgen. Einzig ein Aufaddieren der Einzelbilder entsprechend der scheinbaren Bewegung der Kleinkörper ist noch erlaubt. Das war es aber auch schon.
Am 21.Oktober 2012 gelang dem FGMitglied Josef Müller an seiner Sternwarte Irmtraut mit dem IAU-Code A21 die gleichzeitige Beobachtung des Kleinplaneten (7605) 1995 SR1 und des Kometen C/2012 J1 (Catalina) [2]. Seit dem Jahr 2003 konnte er dem Minor Planet Center über 200 Positionen von Kleinplaneten und 350 von Kometen melden. Dabei erreichte er auch schon die 20. Größenklasse, was für einen Amateur vor wenigen Jahren noch unvorstellbar gewesen wäre.
Einmal im Jahr treffen sich im Juni in zeitlicher Nähe zum Vollmond Mitglieder der FG und Sternfreunde, die sich für die Kleinkörper interessieren, zu einem Erfahrungsaustausch. In diesem Jahr hat uns unser FG-Mitglied Jose de Queiroz 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 und Kometen beobachtet. Damit schließt sich der Kreis. Wenn Sie jetzt Lust bekommen haben, vielleicht auch einmal Kleinplaneten und Kometen 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.
VdS-Journal Nr. 45
1
Der Komet C/2012 J1 (Catalina) und der als Strichspur rechts unten abgebildete Kleinplanet (7605) 1995 SR1. Aufgenommen am 21. Oktober 2012 von 21:40 UT bis 22:33 UT mit einem 12-Zoll-Newton-Teleskop bei f/4,8 und mit einer CCD-Kamera SBIG ST10-XME. Bildautor: Josef Müller, Irmtraut.
Weblinks: [1] http://www.kleinplanetenseite.de/ [2] http://www.westerwald-astro.de/
jjm/kometen/c-2012-j1-catalina_ hp.php [3] http://www.kleinplanetentagung.ch/
Inserentenverzeichnis
APM Telescopes, Rehlingen
17
astronomie.de, Neunkirchen
61
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
19
Landsberg
ATT
41
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Koring, Marocco
82
Kosmos Verlag, Stuttgart
21
Meade Instruments Europe, Rhede 43
Gerd Neumann jr., Hamburg
65
Optical Vision Ltd., UK
U3
Optische Geräte Wolfgang Lille, 97 Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Ver- 23 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 67
Kleine Planeten
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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.
und Abb. 1 zeigt sehr schön die extrem lichtschwachen Sternenströme in der Umgebung der Galaxien. Die drei EdgeOn-Galaxien befinden sich im Sternbild Jungfrau, wobei NGC 4216 mit 10,3 mag am hellsten und größten erscheint. Sie ist ca. 57 Mio. Lj von uns entfernt. Etwas lichtschwächer ist NGC 4206, die auch um ca. 4-5 Mio. Lj weiter weg ist. Noch mal 15-20 Mio. Lj weiter weg ist schließlich die dritte Edge-On-Galaxie NGC 4222.
Astrofotografie auf höchstem Niveau stellte diesmal Eduard von Bergen [1] zur Verfügung. Sein Ziel war es, die Gezeitenschweife um die Galaxien NGC 4206/16 und 22 darzustellen. Dazu verwendete er unter dunklem Schweizer Himmel einen 400-mm-Cassegrain bei f/3 und belichtete mit einer ST11000-CCD-Kamera insgesamt 7 Stunden. Seine Aufnahme [2]
Bei der intensiven Beschäftigung mit der Aufnahme fiel Eduard von Bergen eine kleine Strichspur eines Asteroiden auf. Er nahm daraufhin Kontakt mit dem Kleinplanetenexperten und Fachgruppenmitglied Markus Griesser auf, dem er eine Animation des hüpfenden Kleinplaneten mailte. Diese Animation löste bei Markus kurz mal Herzklopfen aus, da der Aste-
Aufruf in eigener Sache
Durch einen Computercrash sind leider einige Bilder und Daten der nächsten Ausgaben verloren gegangen. Daher bitte ich jene Fotografen, die bereits eine Zusage für eine Veröffentlichung hatten, ihre Bilder nochmals einzusenden, falls sie kein Mail von uns erhalten haben, dass ihre Daten noch vorhanden sind. Vielen Dank!
roid scheinbar eine NEO-verdächtige Bewegungsrichtung aufwies. Rasch stellte sich jedoch anhand der Rohbilder heraus, dass die Kameraorientierung um 90 Grad gedreht war und zusätzlich die Bilder durch die Aufnahme- und Stackingsoftware gespiegelt wurden. Was in der Astrofotografie keine Rolle spielt, kann also bei Kleinplanetenbeobachtern für
1 Die Galaxien NGC 4206/16/22 und der Kleinplanet (45696) 2000 EM167, aufgenommen mit einem 400-mm-Cassegrain-Teleskop
bei f/3 und einer CCD-Kamera SBIG ST11000. Bildautor: Eduard von Bergen, Sarnen
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Kleine Planeten
Aufregung sorgen. Markus konnte dann recht rasch den Kleinplaneten als (45696) 2000 EM167 identifizieren, der zwar kein NEO ist, aber trotzdem diese fantastische Deep-Sky-Aufnahme bereichert. Der Kleinplanet (45696) 2000 EM167 ist übrigens ein ca. 14 km großer Brocken, der zum Zeitpunkt der Aufnahme ungefähr 320 Mio. km von der Erde entfernt war. Seine Helligkeit betrug ca. 18,1 mag. Entdeckt wurde er am 4. Mai 2000 vom Asteroiden-Suchprogramm 704 LINEAR.
Tab. 1: Interessante Begegnungen von Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten im nächsten Quartal
Datum 11.04.2013 12.04.2013 13.05.2013 14.05.2013 08.06.2013 09.06.2013
Uhrzeit Kleinplanet
mag
24:00 (1771) Makover 15,4
24:00 (3570) Wuyeesun 16,0
23:00 (334) Chicago
13,0
24:00 (1814) Bach
16,4
24:00 (3131) MasonDixon 16,1
24:00 (1736) Floirac
15,6
Objekt Art
M 89 Gx
M 90 Gx
NGC 5995 Gx
M 4
GC
M 80 GC
M 17 GN
mag Abstand 10,9 3' 10,2 2' 14,5 3' 5,6 1' 7,3 2' 6,0 2'
Die Abkürzungen bedeuten: Gx=Galaxie, GC=Kugelsternhaufen, GN=Gasnebel.
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
mische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des Deep-Sky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
sen 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.
Eine 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 kos-
Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an diriesw@aon.at. Bitte verges-
Weblinks: [1] Homepage E. von Bergen: www.
astrooptik.ch/ [2] Aufnahme Abb. 1: http://aida.
astroinfo.org/displayimage. php?pid=5072
Jagd auf einen Kleinplaneten
von Hans Hopf
Manchmal entdeckt man sie erst, wenn man das eigene, fertig bearbeitete Astrofoto betrachtet - die Kleinplaneten. Aber ihre charakteristischen Strichspuren sind aufgrund der langsamen Bewegung am Himmel meist nur wenige Bogensekunden bis ein paar Bogenminuten lang und nur auf Aufnahmen mit langer Brennweite und/oder Belichtungszeit zu identifizieren.
Eine Ausnahme bildet die NEA (nearearth asteroids) oder auch PHA (potentially hazardous asteroids) genannte Klasse von Kleinplaneten, Felsbrocken mit Durchmessern von einigen Metern bis Kilometern, die der Erde sehr nahekommen können und dabei mit ,,hoher" Geschwindigkeit ähnlich erdnahen Kometen über den Himmel ziehen. Auf der Webseite www.spaceweather.com werden bekannte und aktuell neu entdeckte Objekte dieser Klasse aufgelistet, und über
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1 Summe der Einzelbilder des Kleinplaneten 2012 QG42 am Abend des 13. September
2012. Bildautor: Hans Hopf, Sommerach.
Kometen
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einen Link kann man sich die Ephemeriden für einen wählbaren Zeitraum und Ort errechnen lassen. Eine geschätzte Helligkeit wird auch angezeigt, so dass man sofort sehen kann, ob der Asteroid mit den eigenen Instrumenten (Teleskop, DSLR, CCD-Kamera) abgebildet werden kann.
Am 10.09.2012 fand ich auf der Liste ein Objekt, das mit meinem kleinen Equipment, einem Refraktor 100 mm/640 mm sowie einer ATIK-CCD-Kamera mit 659x494 Pixeln zu ,,erjagen" sein sollte. Es war der Kleinplanet 2012 QG42. Ein Felsbrocken mit ca. 300 m Durchmesser, der der Erde bis auf 7,4 Mondentfernungen nahe kommen würde. Ich ließ mir die Ephemeriden für die Nacht der geringsten Erdentfernung auf der Webseite in Stunden-Intervallen berechnen und kontrollierte die Positionen mit Hilfe des Sternkartenprogramms GUIDE, nachdem ich dort die Kleinplanetendatei per Internet aufdatiert hatte. Alles schien zu passen. Der Kleinplanet 2012 QG42
würde hoch genug am Himmel im Sternbild Aquila stehen und eine maximale Helligkeit von ca. 14 mag erreichen. Das etwa 26 Bogenminuten breite Feld der CCD-Kamera sollte der Asteroid in einer halben Stunde durchmessen und die Wettervorhersage ließ auch hoffen.
Am Abend des 13. September waren meine Instrumente einsatzbereit. Das Teleskop war auf eine Position gefahren, die der Kleinplanet zur Mitte der geplanten halbstündigen Belichtungszeit mit 60 mal 30 s passieren sollte. Die Kurzbelichtungen zum Einstellen des Fokus zeigten eine charakteristische Sterngruppe, die ich aus der Darstellung von GUIDE wiedererkannte. Es konnte also losgehen.
Um 21:00 MESZ startete ich die Aufnahmeserie von 60 mal 30 s. Nach einer halben Minute erschien das erste Bild auf dem Laptop-Bildschirm. Von 2012 QG42 keine Spur! Wie ich schon bald feststellen konnte, tauchte der Asteroid erst auf der vierten Aufnahme im Feld
der CCD-Kamera auf. Ich ließ dennoch die Belichtungsreihe ohne weitere Kontrolle laufen. Um 21:33 MESZ meldete die Capture-Software ,,Sequence completed". Gleich darauf startete ich das Programm FITSWORK von Jens Dierks, um die 60 Einzelbilder zu stacken. Gespannt schaute ich auf die Einzelbilder, die nacheinander auf dem Monitor dargestellt wurden. Endlich konnte ich den Kleinplaneten auf dem vierten Bild klar und deutlich als kurze Strichspur am Bildrand erkennen. Das mit der Funktion Maximum gestapelte Summenbild zeigte dann die Spur des Asteroiden fast über die gesamte Breite der Aufnahme. Die kurzen Lücken in der Spur sind durch das Auslesen der CCD-Kamera (ca. 3 s) bedingt. Die Übereinstimmung der Spur mit dem von GUIDE berechneten Pfad ist nahezu perfekt.
Die ,,Jagd" auf 2012 QG42 war erfolgreich und hatte gezeigt, dass auch mit kleiner Ausrüstung viel Spaß mit dem Hobby Astronomie möglich ist.
Die Erscheinung des Kometen 78P/ Gehrels zum Perihel 2012
von Uwe Pilz und Andreas Kammerer
Der Komet 78P/Gehrels durchlief im Jahr 2012 die fünfte Wiederkehr seit seiner Entdeckung. Als Tom Gehrels vom Lunar and Planetary Laboratory in Arizona den Kometen im September 1973 entdeckte, hatte er es mit einem Nebelchen von 1516 mag zu tun, dessen Helligkeit im weiteren Verlauf auch nicht anstieg. Gehrels gehört mit aktuell 7,23 Jahren Umlaufzeit zur Jupiterfamilie. Bei seiner ersten Wiederkehr nach seiner Entdeckung im Jahr 1981 erreichte er im Maximum 16 mag, 1989 dann immerhin 14 mag. 1997 war eine günstige Wiederkehr, der bis 11,5 mag helle Schweifstern wurde auch von der Fachgruppe Kometen beobachtet und fotografiert. Das vorige Perihel im Herbst 2004 war recht günstig, der Komet wurde mit einer Maximalhelligkeit von immerhin 10,0 mag ausgiebig beobachtet und fotografiert. Im Jahr 2012 ergab sich eine ähnlich günstige Bahngeometrie, so dass Gehrels eine Helligkeit von 10,5 mag erreichte.
1 Komet 78P/Gehrels am 31. Oktober 2011 um 20:00 UT. Instrument 20-Zoll-Deltagraph,
f/3,0. Belichtung 5 x 180 s mit STX-16803-CCD-Kamera. Aufnahme Norbert Mrozek
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Kometen
Ein besonderes Kennzeichen dieses Kometen ist der große Aktivitätsparameter n. Dies bedeutet, dass bei Sonnenannäherung zunächst kaum Ausgasung erfolgt, diese in der Nähe des Perihels dann aber sehr rasch ansteigt. Ein durchschnittlicher Komet hat n = 4. Für Gehrels wurden hingegen bestimmt:
1981: n = 7 [1] 1997: n = 4 [2] 2004: n = 6 [2] 2012: n = 20 [3]
Der mit dem hohen Aktivitätsparameter verbundene rasche Helligkeitsanstieg führt dazu, dass dieser Schweifstern nur während einer vergleichsweise kurzen Zeit gut beobachtbar ist. Die Lichtkurve ist deshalb typischerweise nur über einen kurzen Zeitraum genügend dicht besetzt. Dies erschwert generell die Auswertung. Der Helligkeitsverlauf lässt sich nur mäßig gut durch die klassische Formel
m = m0 + 5 log + 2,5 n log r
beschreiben. In den Sichtbarkeiten 1997 und 2004 funktionierte eine zeitabhängige Formel besser. Da der beobachtete Bahnabschnitt kurz ist (r zwischen 2,0 AE und 2,3 AE), ist die Auswertung numerisch nicht stabil. Die Ergebnisse verschiedener Autoren differieren entsprechend deutlich:
m0
n Autor
-5,4 mag 19,2 Uwe Pilz
-5,7 mag 20,0 Andreas Kammerer
7,8 mag 4,0 Seiichi Yoshida
Statistisch sind die Ergebnisse von Uwe Pilz und Andreas Kammerer gleichwertig. Allerdings ist die negative absolute Helligkeit für diesen Kometen nicht typisch. Realistisch sind Werte zwischen 6 mag und 8 mag. Seiichi Yoshidas Auswertung kommt damit den typischen Werten näher. Seiichi ergänzte die visuellen Bestimmungen durch CCD-Messungen; seine Daten überdecken daher einen größeren Bahnabschnitt (r zwischen 2,0 AE und 2,8 AE), zeigen aber eine sehr große Streuung.
Aus den visuellen und elektronischen Messungen lässt sich die Gas- und Staubentwicklung abschätzen [4]. Die Gasentwicklung steigt regulär an, auch über das Perihel hinaus. Die Staubentwicklung hingegen erreicht ihren Höhepunkt weit
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2 Entwicklung von Helligkeit und Komadurchmesser des Kometen 78P/Gehrels
nach visuellen Beobachtungen. Grafik Andreas Kammerer
3 Gas- und Staubentwicklung des Kometen 78P/Gehrels. Grafik Uwe Pilz
vor dem Perihel (Abb. 3). Dies passt mit dem typischerweise großen Aktivitätsparameter zusammen. Kometen, welche erst bei starker Annäherung an die Sonne merklich ausgasen, sind von einer Staubhülle umgeben. Wenn die Gasentwicklung beginnt, dann wird diese Hülle an den Aktivitätsgebieten abgestoßen und führt zu einer überproportionalen Staubentwicklung. Es wird mehr Staub freigesetzt, als im verdampfenden Material enthalten ist. Wenn die Aktivitätsgebiete frei sind, sinkt die Staubentwicklung, während die Gasentwicklung - jetzt von allen Hindernissen befreit - erst richtig in Schwung kommt.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] W. Kronk, M. Mayer, 2010: "Come-
tography: Volume 5, 1960-1982", Cambridge University Press [2] Seiichi Yoshida's Home Page: http://aerith.net [3] A. Kammerer, 2012: Schweifstern 145, Fachgruppe Kometen in der VdS [4] U. Pilz, M. Achternbosch, 2012: ,,Die Bestimmung der Staub- und Gasproduktion von Kometen in der Amateurastronomie", VdS-Journal für Astronomie 43, 67
Veränderliche
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Auf der BAV-Tagung 2012 in Jena
von Dietmar Bannuscher
Die BAV tagte am 22. September 2012 zu Jena, im schönen historischen Hörsaal im Optischen Museum. Der Ort war ideal gewählt, 29 BAVer und vier Gäste fanden ausreichend Platz und hatten in den aufsteigenden Reihen eine gute Sicht auf die Referenten.
Nach der Begrüßung durch unseren Vorsitzenden Lienhard Pagel und Peter Rucks von der Urania-Sternwarte Jena begann auch schon der Fachvortrag, gehalten von Dr. Jochen Eislöffel vom Astronomischen Institut der Universität. Er sprach über junge Sterne oder Sternsysteme und die Möglichkeiten, von Seiten der Amateure, der Wissenschaft auf diesem Gebiet beobachterisch zu helfen und weitere Erkenntnisse zu gewinnen. Die Begeisterung des Referenten für dieses Thema übertrug sich schnell auf die Zuhörer und Dr. Eislöffel vermittelte in einer sehr verständlichen Weise den aktuellen Wissensstand zu den Vorhauptreihenobjekten.
Franz Agerer erzählte kurzweilig von seinem neu gebauten ,,horizontal montierten" Teleskop und gab einen allgemeinen Überblick zum Werdegang seiner erstaunlichen automatisierten Beobachtungsmöglichkeiten.
Dass Mirasternbeobachtungen und auch das Auffinden solcher Sterne in Datenbanken nach wie vor wichtig ist, vermittelte Klaus Bernhard, der u. a. mit Stefan Hümmerich schon lange Zeit regelmäßig in Datenbanken nach Veränderlichen Sternen sucht. Diese verbergen sich in den riesigen Datenmengen, die mittlerweile alle online zur Verfügung stehen. Die genaue Zeit spielt gerade bei Beobachtungsergebnissen an Veränderlichen eine große Rolle. Wolfgang Quester sprach über verschiedene Zeitangaben, deren Herkunft und wog Vor- und Nachteile ab. In der BAV nutzen die Beobachter unterschiedliche Zeitangaben, die Terrestrial Time (TT) wird von der IAU empfohlen.
Peter Frank erzählte von seinen Instrumenten und den Möglichkeiten, mit kleinerem Gerät, CCD und DSLR besonderen
Veränderlichen auf die Spur zu kommen. Er beobachtet gerne solche Sterne, deren Typ sehr selten ist, die Besonderheiten in der Lichtkurve aufweisen, die wenig beobachtet werden, seltsame Perioden zeigen und nicht zuletzt neu entdeckte Objekte. Durch seine emsigen Beobachtungen wurden schon manche Geheimnisse an Veränderlichen gelüftet.
Die BAV ehrte im Anschluss Peter Frank für 50 Jahre Veränderlichenarbeit. Joachim Hübscher überreichte die Urkunde und hielt eine kurze Laudatio.
Die BAV-Tagung ging weiter: In der Vergangenheit wurden von der BAV meist nur Minima und Maxima von Veränderlichen gesammelt, viele Informationen aus den Beobachtungen gingen verloren. Lienhard Pagel stellte weitere Nutzungsmöglichkeiten der Beobachtungsdaten vor. Die BAV speichert seit kurzer Zeit nicht nur die Lichtkurven, sondern auch alle Einzelmessdaten, Bilder und weitere Beobachtungsinformationen für eine mögliche verbesserte Auswertung zu einem späteren Zeitpunkt.
Joachim Hübscher gab einen Überblick zur Arbeit in der Sektion Auswertung. Es entsteht viel Arbeit für Beobachter und den Auswerter, jede Beobachtung muss einzeln beurteilt, geprüft und erfasst werden. Die Fehlerzahl wird aufgrund der Beobachtungszunahme steigen. Wünschenswert wäre die Nutzung eines Auswerte-Programms für alle BAVer, dies ergäbe Vorteile bei der Auswertung und würde Neueinsteigern die Arbeit erleichtern, da viele es nutzen könnten. Markus Wischnewski entwickelte das VarStarMan (Variable Star Management), welches im Anschluss an Joachim Hübschers Referat vorgestellt wurde.
VarStarMan verbindet die Beobachtungsplanung mit der Beobachtung selbst, wertet aus und erstellt die Lichtkurve. Markus Wischnewski beschrieb den Programmaufbau, dessen Funktionen, und es wurde über Erweiterungsmöglichkeiten gesprochen. Über Veränderliche im Kugelsternhaufen M 13 berichtete Thilo Bauer, der auch
zum Thema Kalibration von Farbkameras, insbesondere DSLR, sprach. Die Auflösung an Sternhaufen (Kugel- wie auch Offene Sternhaufen) kann mit den Methoden der Super-Resolution verbessert werden.
Als letzte Vortragende sprach Gisela Maintz über einige bemerkenswerte RR-Lyrae-Sterne, darunter auch BT Ser, dessen Typisierung und Periodenbestimmung viel Arbeit verursacht hat, aber mit Fleiß erfolgreich abgeschlossen werden konnte.
Der Austausch und die Diskussionen zwischen den einzelnen Vorträgen war sehr rege, in den Pausen gingen die Gespräche weiter und führten immer wieder zur Erkenntnis, dass ein persönliches Kennenlernen gerade auch in Zeiten des Internets ganz wichtig ist und viele Dinge dabei besser besprochen werden können.
Lienhard Pagel konnte am Rande der Tagung auch von der erfolgreichen Installation des BAV-Remote-Teleskops in Carona/Schweiz berichten. Der Testbetrieb ist aufgenommen, Verbesserungen und Erweiterungen sind in Arbeit, eine rege Teilnahme am Betrieb ist ausdrücklich gewünscht.
Die BAV-Mitgliederversammlung am Sonntag wählte den alten Vorstand erneut und erbrachte fruchtbringend zusätzliche Impulse für den BAV-Rundbrief und das Remote-Teleskop. Danach besichtigten noch viele Teilnehmer unter der Führung von Dr. Eislöffel das Observatorium in Tautenburg, welches zurzeit wegen Straßenarbeiten in umliegenden Ortschaften nur beschwerlich zu erreichen ist. Jena zeigte sich mit Musikfestival und Altstadtfest von seiner besten Seite und ist auch unabhängig von seiner optischen und astronomischen Prägung unbedingt einen weiteren Besuch wert. Die BAV-Tagung wurde vor Ort in Jena von unserem Eyck Rudolph alleine organisiert, dies war ihm trefflich gelungen und deshalb hier nochmals ein herzliches Dankeschön an ihn für die Mitplanung, Umsetzung und ,,Laufarbeit" in Sachen BAV-Tagung 2012!
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VdS-Nachrichten
VdS-Vorstand
von Sven Melchert
Das VdS-Vorstandsjahr begann am 26. Januar 2013 mit der Vorstandssitzung in Heppenheim. Die nächste Vorstandssitzung wird am 6. April in Lüneburg stattfinden. Das alljährlichen Treffen der Fachgruppenredakteure und -referenten findet am 15. Juni 2013 statt.
Mitgliederentwicklung Zum Jahresende zählt die VdS 4121 Mitglieder; dies entspricht einem Anstieg von 2,5% im Vergleich zum Vorjahr (4016 Mitglieder).
31. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung Die Veranstaltung findet am 19./20. Oktober 2013 in Osnabrück statt. Schwerpunkte für das Vortragsprogramm werden die Themen ,,Dark Sky" und ,,Kometen" sein. Beiträge von Referenten sind willkommen und an die VdSGeschäftsstelle zu richten.
aktuell
VdS auf ,,Facebook" Seite Februar informiert die VdS auch über das Internetangebot von Facebook. Die Nachrichten sind für jedermann einsehbar, man muss dazu kein Mitglied bei Facebook sein. Informationen für und Erfahrungsaustausch mit den Mitgliedern kann somit noch kurzfristiger erfolgen. Man findet die Seite unter www. facebook.com/sternfreunde.
Neuer Online-Service Jedes Mitglied hat mit seinem Mitgliedsausweis eine ,,Service-Nummer" erhalten. Damit wird es im Laufe das Jahres möglich sein, vielfältige Zusatzangebote der VdS über das Internet wahrzunehmen.
Partnersternwarten In diesem Heft findet sich eine Übersichtskarte der VdS-Partnersternwarten und zukünftig auch auf der VdS-Homepage zusammen mit den Vorstellungen der Sternwarten.
VdS-Journal Der Vorstand wird in Zusammenarbeit mit der Druckerei einen neuen Zeitplan erarbeiten, um das verspätete Erscheinen des VdS-Journals in Zukunft zu vermeiden.
Tag der Luft- und Raumfahrt An der vom Deutschen Zentrum für Luftund Raumfahrt ausgerichteten Veranstaltung am 22. September 2013 in Köln wird die VdS wieder mit einem Stand vertreten sein.
Wir begrüßen neue Mitglieder
20208 20209 20210 20211 20212 20213
Wachter Rieseberg Weitz Schocke Dengler Dr. Richter
Simon Susanne Stefan Mark Werner Wolfgang
Mariabrunnstraße 65/1 Schmiedgasse 21/1 Spärkenstraße 32 Johannes-Roll-Weg 6 Parkstraße 1 Von-Welden-Str. 4
88097 89077 29378 46145 73760 95028
Eriskirch Ulm Wittingen Oberhausen Ostfildern Hof
In Memoriam
14250 11768 14704 19391 10891 16912 11947 12098 19532 10693
Dipl.-Ing. Gothan Dr. Tüttenberg Dipl.-Ing. Schütz Feyerabend Dipl.-Ing. Engel Haas Schmitz Ranly Klann Weiser
Gerd Peter Reiner Uwe Otto Herbert Viktor Peter Doris Werner
VdS-Journal Nr. 45
16242 18670 15484 19313 13019 11013 14784 15301 14586 12468
Nellessen Prof. Dr. Haberland Dipl.-Kfm. Runge Bornschein Schäfer Hermes Roch Zimmermann Prof. Zeuner Scheufele
Paul H. Rüdiger Franz-Joachim Heiko Ferdinand Berthold Eduard Kurt Hermann Gerhard
VdS-Nachrichten
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Jubiläen
Ehrenmitglieder
10014 Roth 18535 Plötz
Günter Dietmar Hildegard
Ulrichstr. 43 Jagdfeldring 31
82057 Icking/Isartal 85540 Haar
60-jähriges Jubiläum
10022 Dr. Carnuth 10063 Graf zur Erbach 10163 Schwäbische Sternwarte e.V.
Walter Franz
Lerchenstr. 21 Jagdschloß Eulbach Seestr. 59 A
94501 64720 70174
Aldersbach Michelstadt Stuttgart
50-jähriges Jubiläum
11044 11051 11057 11058 11070 11072 11076 11085 11086 11115 11122 11130 11141
Pauls
Rainer
Bendel
Reinhold
Astronomischer Arbeitskreis Wetzlar
Gruber
Fridolin
Hanisch
Hans-Dieter
Reble
Martin
Dannecker
Bruno
Neumann
Georg
Dr. Ekrutt
Joachim
Wagner
Alfred
Schmitz
Hans-Jürgen Peter
Dr. Koerschgen
Hans
Hessenmüller
Egon
Stubbenberg 23 d Lessingstr. 20 Lindenstr. 11 Alpenstr. 46 a Saarner Str. 234 Hechelstrasse 11 Panoramastr. 28 Birkhahnweg 8 Eckerkamp 120 Wilhelm-Leuschner-Str. 50 Mittlere Kirchgasse 2a Anemonenstr. 5 69 Route d`Arlon
21039 83278 35606 86159 45479 13403 72800 48429 22391 54292 69121 40822 L-8325
Escheburg Traunstein Solms Augsburg Mülheim a.d. Ruhr Berlin Eningen Gewand Rheine Hamburg Trier Heidelberg Mettmann Capellen
40-jähriges Jubiläum
12138 12145 12151 12156 12159 12161
Schneider Dr. Hopp (Uni-Sternw.) Krause Hellwig Köhler Burghardt c/o Volkssternwarte Bonn e.V.
Winfried Ulrich Lothar Jürgen Thomas Helmut
12163 12178 12180 12184 12189 12191 12198 12222 12229 12233 12236 12243 12247 12256 12260
Dr. Burkert
Wolfgang
Ober
Wolfgang
Hillebrecht
Rudolf A.
Dr. Jordan
Stefan
Kehse
Renate
Schünemann
Jörg
Jung
Ulrich
Meyer
Manfred
Palzer
Wolfgang
Ilincic
Hans
Wormanns
Karl-Heinz
Walinski
Bärbel
Czichon
Hans
Joseph-v.-Fraunhofer-Gymnasium
Städt.-STW Schulzentrum Lohfeld
Hanauer Pfad 16 D Scheiner Str. 1 Riedstr. 14 Allensteiner Weg 14 Steigstr. 17
61137 81679 72649 37130 76327 53111
Schöneck (Büdesheim) München Wolfschlugen Gleichen, OT Reinhausen Pfinztal Bonn
Spitzingweg 12 Ohmweg 3 Heinrichstr. 4 In der Neckarhelle 81/2 Am Laubacher Feld 19 Illerweg 45 Schillerstr. 24 Hebelstr. 40 Alsenstraße 31 Hauptstraße 35 a Bogenstr. 12 Zum Mittelhoop 8 Auroffer Weg 3 Dr. Muggenthaler-Str. 32 Wasserfuhr 25 e (H. Ihl)
82031 85375 37581 69118 40822 24146 71546 77833 55252 32457 47918 27777 65510 93413 32108
Grünwald Neufahrn-Freising Bad Gandersheim Heidelberg Mettmann Kiel Aspach Ottersweier Mainz-Kastel Porta Westfalica Tönisvorst 1/St. Tönis Bookholzberg Hünstetten-Görsroth Cham Bad Salzuflen
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VdS-Nachrichten
30-jähriges Jubiläum
13386 13398 13400 13405 13406 13411 13412 13413 13416 13417 13418 13419 13421 13428 13431 13435 13438 13441 13442 13447 13448 13453 13454 13458 13463 13473 13477 13479 13484 13489 13491 13493 13494 13496 13502 13503 13507 13508 13511 13512 13513 13517 13519 13521 13525 13527 13531
Dr. Hetzelberger
Rolf
Sigwarth
Michael
Klein
Wolfgang
Große
Michael
Goessling
Hermann
Solymar
Georg
Höfer
Roland
Dr. Skaberna
Sven
Niggemeier
Heinz
Riederer
Engelbert
Dr. Schneider
Ulf
Fritz
Hans Michael
Hahn
Wolfgang
Lilge
Stefan
Landschulheim Solling
Nösekabel
Thomas
Dr. Noch
Peter
Reinhart
Christof
Reitinger
Karsten
Koch
Dieter
Stück
Günter
Pelzer
Joachim
Monninger
Gerold
Dieser
Stefan
Thorn
Martin
Zielasek
Jürgen
Verein d.Fr.d. STW Regensburg e.V.
Bischoff
Thomas
Schumacher
Klaus
Schank
Manfred
Dr. Wunder
Edgar
Wienrich
Klaus
Henke
Stephan
Mersinger
Christopher
Dr. Frank
Andreas
Astron. Vereinig. Weikersheim/Rainer Zierlein
Flach-Wilken
Bernhard
Dr. Glaser
Heinz-Ludwig
Volkssternw. Bayer. Wald e.V.
Panse
Mirko
Benner
Gerold
Vorbauer
Horst
Schulze
Jürgen Chr.
Kretschmann
Rainer
Kratky
Peter
Allgäuer
Josef
Korff-Karlewski
Michael
Am Silberberg 3 Hauptstr. 39b Auf der Steinbrede 4 Rektoratsweg 66 Heineweg 11 Haldenweg 7-3 Erlenweg 13 Jakob-Curio-Straße 6 Feuerbachstr. 6 Brahmsstr. 22 Papengey 40 Wildengrundweg 2 Silcherstraße 27 Geygerstr. 15 Einbecker Str. 1 (H. Singer) Am Teckenberg 12 d Am Hallenbad 3 Ziegelhäuser Landstr. 59 Alfred-Nobel-Str. 65 Im Meere 13 Oslebshauser Wurth 1 Hofkoppel 10 Hausener Str. 26 Mühlstr. 64 Südstr. 54 Richrather Str. 98 Ägidienplatz 2 Nelkenstr. 12 Chemnitzer Strasse 16 Welfenstraße 24 Felix-Wankel-Str. 7 Ehestorfer Weg 43 Hans Böckler Platz 1 Grempstr. 21 Klingenbachstraße 36 e Zwerchweg 3 Bahnhofstr. 55 Tauschenberg 8 Am Vogelsang 1, Willmerdinger Sonnbornstr. 14 Am Hohenrain 6 Am Gerner Keller 9 Becherweg 31 Moltkestr. 46 Am Berg 12 Ludmuehlstr. 15 Breslauer Weg 8
88718 79254 51674 48159 32139 88069 79822 97461 49134 93053 38116 76547 73269 12043 37603 40883 44534 69120 59399 31180 28239 29581 75050 63741 59557 40723 93047 89551 66955 83026 68535 21075 45468 60487 65207 97999 56422 96117 94577 40625 57647 84307 13407 76829 74864 83671 21365
Daisendorf Oberried Wiehl-Drabenderhöhe Münster Spenge Tettnang Titisee Hofheim in Unterfranken Wallenhorst Regensburg Braunschweig-Lamme Sinzheim Hochdorf ü. Plochingen Berlin Holzminden Ratingen Lünen Heidelberg Olfen Groß Förste Bremen Gerdau Gemmingen Aschaffenburg Lippstadt Hilden Regensburg Königsbronn Pirmasens Rosenheim Edingen-Neckarhausen Hamburg Mülheim/Ruhr Frankfurt Wiesbaden Igersheim Wirges Memmelsdorf Winzer Düsseldorf Nistertal Eggenfelden Berlin Landau/Pfalz Fahrenbach Benediktbeuern Adendorf
20-jähriges Jubiläum
15478 15479 15481 15482 15489 15497 15499 15500 15507 15508 15509 15514
Kobusch
Michael
Zimmermann
Andreas
Göhner
Roland
Steiner
Udo
Vogel
Marc
Haag
Arnold
Briesemeister
Jörg
Dr. Fleischmann
Frank
Lucas
John
Mattern
Bruno
Huebner
Kurt
Schul- u. Vstw. ,,K. E. Ziolkowski"
VdS-Journal Nr. 45
Waldweg 40 Peppmeierssiek 45 Kleiststr. 27 Sallauminerstr. 48 Hansastraße 4 Dorschweg 19 Dönhoffstr. 29 Sternwarte 7 Tölzer Str. 44 Rugenbarg 15 Nachtigallenstr. 62
38176 33739 72108 09385 41066 63110 10318 91320 83607 22549 63263 98504
Wendeburg Bielefeld Rottenburg Lugau Mönchengladbach Rodgau Berlin Ebermannstadt Holzkirchen Hamburg Neu-Isenburg Suhl
VdS-Nachrichten
95
15515 15520 15521 15522 15523 15526 15529 15530 15534 15535 15536 15539 15541 15543 15545 15546 15547 15559 15561
15562 15564 15566 15567 15572 15573 15575 15576 15581 15584 15588 15589 15591 15593 15595 15599 15603 15605 15607 15608 15616 15618 15623 15624 15625 15629 15632 15642 15647 15650 15652 15653 15654 15656 15657 15658 15661 15671 15672 15675 15679 15694 15702
Weißbrodt
Jens
Reddemann
Wolfgang
Pink
Hans-Werner
Lang
Manfred
Friese
Wolfgang
Kallmeyer
Gerhard
Geyer
Michael
Dr. Ritzka
Markus
Robben
Lars
Santiago-Estevez
Jost
Bauer
Michael
Pfarrer Witzel
Hans Eugen
Pankrath
Reinhard
Zimmer
Horst
Geßner
Ulrich
Astrofoto Inh. Bernd Koch e.K.
Antoni
Bernd
Koch
Bernd
Naturwiss. Verein AG Astronomie Volkssternwarte Ubbedissen
Clausnitzer
Lutz
Neumann
Stefan
Dr. Lalk
Michael
Bauens
Hans-Dieter
Spiess
Wolfgang
Haubeiß
Axel
Dr. Lüdtke
Wolfgang G.
Baer
Thomas
Hölldobler
Peter
Nowaczyk
Jürgen
Hofmann
Wilfried
Brandl
Ernst
Mueller
Winfried
Kinzel
Wolfgang
Schmidt
Ulrich
Zörner
Torsten
Päsler
Frank
Thiede
Joachim
Dr. Dick
Wolfgang R.
Oster
Wilfried
Hofmann
Claus-Henning
Kihn
Rolf Peter
Becher
Volkmar
Unbehaun
Doris
Greißner
Hans-Dieter
Pirke
Günter
Niedersteberg
Jürgen
Gassner
Christian
Reuter
Ottmar
Kießwetter
Herbert
Holzhauser
Philipp
Ehrenhard
Thomas
Kalz
Andreas
Gol
Franjo
Bergmann
Norbert
Kreye
Werner
Dr. Paulußen
Hans-Otto
Ternes
Doris
Siegert
Peter
Jäger
Alexander
Marten
Rainer
Grönert
Thomas
Quelle
Alexander
Lenteweg 20 Zwerchgraben 2 Ludwig-Schneider-Str. 2 Untere Angerlohe 16 Auf dem Bruch 1 Krajaer-Str. 125 Hambacher Weg 9 Bronnerstr. 6 Offensteinstr. 14 Kronenstr. 29 Edith-Stein-Str. 5 Brückweg 2 Keltenstr. 39 Eststr. 20 Mühlfeld 30 a Hauptstr. 3 a Jägerstr. 10 Alois-Reiner-Str. 15b Wietkamp 5
An der Siedlung 20 Bergstr. 17 Domstraße 30 Schleckheimerstr. 91 Schillerstr. 2 Akazienweg 18 Im Wiesengrund 11 Große Zellgasse 79 Waldringstr. 34 Nelkenstr. 24 B Am Heimgarten 57 Waldstrasse 12 Höhenstr. 13 Kreuzbergstr. 44 St.-Katharina-Str. 2 Dessauer-Str. 93 Schulweg 16 Lauffenerstr. 1 Vogelsang 35 A Kreuzstr. 12 Lindenstück 7 Im Kremerich 2 Zum Schürenberg 11 Fabrikstr. 75 Bahnhofstr. 35 Oppauer Str. 16 Kanalweg 6 Mühlheimer Str. 42 Frohnauer Str. 45 Amselweg 16 Feldstr. 27 Adolfstr. 4 Föhrenring 4 Im Steinfeld 17 Am Papelör 9 Liszt-Str. 6 Konrad-Stecke-Weg 6 Schillerstr. 3 Langenacker Straße 104 Mittlere Beutau 39 Pettenkoferstr. 13 Bergkopfstr. 42 Friedhofstr. 1
37671 97074 65385 80997 57078 99752 97532 86609 30451 42285 97218 66693 52382 45149 82211 57636 67105 86807 33699
Höxter-Stahle Würzburg Rüdesheim München Siegen Lipprechterode Üchtelhausen/Zell Donauwörth Hannover Wuppertal Gerbrunn Mettlach Niederzier Essen Herrsching Sörth Schifferstadt Buchloe Bielefeld
02708 63825 17489 52076 88521 99195 51588 85049 94360 44289 82024 35510 66649 06849 36419 06862 08626 71720 14478 56330 53773 53225 49740 66539 03238 45772 91077 63165 13467 42499 93077 06114 93087 51371 59889 26169 59494 68542 44357 73728 86316 79650 82064
Obercunnersdorf Schöllkrippen Greifswald Aachen Ertingen Riethnordhausen Nümbrecht Ingolstadt Mitterfels Dortmund Taufkirchen Butzbach Oberthal Dessau Bermbach Roßlau/Elbe Eichigt Oberstenfeld Potsdam Kobern-Gondorf Hennef Bonn Haselünne Neunkirchen Rückersdorf Marl Neunkirchen Mühlheim Berlin Hückeswagen Bad Abbach Halle Alteglofsheim Leverkusen Eslohe Friesoythe Soest Heddesheim Dortmund Esslingen am Neckar Friedberg Schopfheim Straßlach-Dingharting
VdS-Journal Nr. 45
96
VdS-Nachrichten
,,Preis der deutschen Astronomie" -
verliehen durch die Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Auf der Mitgliederversammlung 2009 in Jena wurde beschlossen, die seit 1999 von der VdS verliehene ,,VdSMedaille" in einen ,,Preis der deutschen Astronomie" umzubenennen. Dieser Preis soll alle zwei Jahre auf der VdS-Mitgliederversammlung verliehen werden.
Ungerade Jahre sind VdS-Jahre mit VdS-Tagung und Mitgliederversammlung. Am 10. September 2011 wurde erstmals diese Auszeichnung, die mit einem Preisgeld von 500,- verbunden ist, verliehen. Herr Peter Riepe war der erste Preisträger, der diese Auszeichnung entgegennehmen durfte.
Am 19. und 20. Oktober 2013 findet in Osnabrück die 31. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung statt, auf der der zweite Preisträger geehrt werden soll. Mitglieder und astronomische Vereinigungen haben die Möglichkeit, der Vereinigung der Sternfreunde e. V. Vorschläge zu unterbreiten.
,,Verliehen wird diese Auszeichnung an Sternfreunde in Anerkennung für besondere Verdienste im Bereich der astronomischen Beobachtung, der Auswertung, der Entdeckung oder in der astronomischen Bildung. Der VdSPreis ist mit einer Urkunde und einem Geldpreis verbunden."
Dieser alle zwei Jahre durch die VdS zu vergebende Preis soll das besondere Engagement von (Amateur)-Astronomen würdigen. Namensvorschläge mit einer entsprechenden Begründung nimmt der Vorstand ab sofort entgegen. Aus den eingereichten Vorschlägen wählen die Vorstandsmitglieder durch Mehrheitsbeschluss die neue oder den neuen Preisträger(in) aus.
Wir bitten um entsprechende Vorschläge an die Geschäftsstelle der VdS: Vereinigung der Sternfreunde e. V. | Postfach 11 69 | 64629 Heppenheim | E-Mail: service@vds-astro.de
VdS-Journal Nr. 45
Vereinigung
der Sternfreunde e.V. vor Ort
Vom 8. bis zum 12. Mai 2013 findet das 22. Internationale Teleskoptreffen ITV statt. Das Gelände befindet sich auf einem reservierten Bereich am Campingplatz Gederner See. Dies hat den Vorteil, dass eine gute Infrastruktur vorhanden ist, die auch mehrere hundert Sternfreunde gut verkraften kann. Innerhalb des Campingplatzes gibt es auch ein Restaurant. Für Sternfreunde, die nicht campen wollen, sind in der näheren Umgebung Ferienwohnungen und Fremdenzimmer vorhanden. Das Teleskoptreffen bietet die Möglichkeit, sowohl am Nacht- als auch am Taghimmel die verschiedenen Teleskope auszuprobieren und lädt in gemütlicher Runde zum Fachsimpeln ein. Der Eintrittspreis beträgt für einen Tag fünf Euro und für Donnerstag bis Sonntag zehn Euro. Dazu kommen noch die Preise für den Campingplatz. Erwachsene zahlen 6 Euro pro Nacht. Die Preise enthalten alle Kosten für Stellplatz, Toilette, Dusche, Warmwasser, Strom und Müllentsorgung.
Die Vereinigung der Sternfreunde e.V. ist mit über 4000 Mitgliedern der größte überregionale Verein von Amateur-Astronomen im deutschsprachigen Raum und wird wie im vergangenen Jahr mit einem eigenen Stand auf dem ITV2013 vertreten sein. Die VdS e.V. freut sich auf den direkten Kontakt mit ihren Mitgliedern. Nichtmitglieder zahlen während des ITVs keine Aufnahmegebühr.
Weitere Infos: www.sternfreunde.de, www.campingpark-gedern.de
VdS-Nachrichten
97
Die 31. VdS-Tagung
am 19. und 20. Oktober 2013 in Osnabrück
von Otto Guthier, VdS-Vorstand
Seit nunmehr 60 Jahren finden VdS-Tagungen im Rhythmus von zwei Jahren statt. Ungerade Jahre sind VdSJahre. Zuletzt war die VdS 2011 zu Gast bei der 6. AME in Villingen-Schwenningen. Die Mitgliederversammlung fand am 10. September 2011 im benachbarten Kurhaus zu Bad Dürrheim statt in einem würdigen und schönen Ambiente der Kurstadt am Rande des Schwarzwaldes.
Für 2013 sollte die 31. VdS- Tagung mit der VdS-Mitgliederversammlung wieder im Norden unseres Landes stattfinden. Freundlicherweise hat sich Herr Dr. Andreas Hänel vom Planetarium Osnabrück bereiterklärt, diese VdS-Tagung zu organisieren. Das Datum für die Tagung, die mit einem Vortrags- und Rahmenprogramm stattfinden wird, wurde vom Vorstand auf den 19. und 20. Oktober 2013 festgelegt. Das Treffen sollte in einem entsprechenden zeitlichen Abstand zur BoHeTa, die am 16. November stattfindet, über die Bühne gehen. Die Mitgliederversammlung mit Wahlen zum Vorstand ist für Samstag, 19. Oktober 2013, geplant.
Derzeit wird das Rahmen-Programm erstellt. Es ist vorgesehen, umfassend das Thema Lichtverschmutzung und die Arbeit der Fachgruppe ,,Dark Sky", der Dr. Andreas Hänel vorsteht, zu behandeln.
Der Besuch des Planetariums steht ebenso auf dem Programm, wie die Besichtigung der Osnabrücker Sternwarte. Auch die EXPO-2000-Sternwarte in Melle mit dem 1,12Meter-Spiegel kann besichtigt werden.
Wir möchten unsere Mitglieder und Sternfreunde schon jetzt zu der im Oktober stattfindenden 31. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung herzlich einladen.
Für Samstag, 19. Oktober 2013, ist ein Vortragsprogramm mit Beiträgen von Mitgliedern und Sternfreunden vorgesehen, zu dem wir interessierte Amateur-Astronomen einladen, sich mit einem Vortrag zu beteiligen.
Nach der Mitgliederversammlung mit Wahlen zum Vorstand soll der Abend in einer Tagungsstätte bei ostwestfälischen Köstlichkeiten und einem gemütlichen Beisammensein ausklingen.
Wer sich mit einem Vortrag oder einer Präsentation an der Tagung beteiligen möchte, ist herzlich dazu eingeladen. Interessenten wenden sich bitte an die Geschäftsstelle der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Das vorgesehene Programm der 31. Auflage der VdS-Tagungen werden wir Anfang Juli mit der nächsten Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie vorstellen.
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VdS-Journal Nr. 45
98
VdS-Nostalgie
Ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 16
Im April-Heft des VdS-Nachrichtenblattes von 1962 stellen sich zwei heute namhafte amateurastronomische Vereinigungen vor. Günter Doebel schreibt über die Volkssternwarte Köln. Er ist Autor des 1975 im Kosmos-Verlag erschienenen Buches ,,Die Sonne". Mit den Kölner Sternfreunden sind Namen wie Klaus Güssow und Hermann-Michael Hahn verbunden.
Aus den Hamburger Sternfreunden ist die GvA (Gesellschaft für volkstümliche Astronomie) geworden, heute einer der bedeutendsten astronomischen Vereine Deutschlands. Schwierigkeiten mit dem Wasserturm und dem Planetarium gab es damals schon ...
VdS-Journal Nr. 45
VdS-Nostalgie
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VdS-Journal Nr. 45
100
VdS vor Ort / Tagungsbericht
Das war der 9. PaS (Prakt. astr. Samstag) oder: die Rückkehr der Frikadellen
von Christoph Lohuis
Der Tag begann mit geselligen Gesprächen auf der Beobachtungsterrasse über den Dächern von Neuenhaus. Darüber hinaus war das kostenlose Buffet bereits zu diesem frühen Zeitpunkt nicht mehr unangetastet und so wurde die sich anschließende Rundführung durch die Sternwarte und das Planetarium Neuenhaus gleichzeitig zu einem kleinen Verdauungsspaziergang.
Das abwechslungsreiche Vortragsprogramm eröffnete Hans Schudy aus Dalum. Nach der eindrucksvollen Vorstellung seiner Selbstbauten (u.a. Montierung und Kuppel) präsentierte Hans Schudy den Gästen ein breites Repertoire seiner aktuellen Fotografien. Der Fokus lag dezent auf den Planetarischen Nebeln, ein Steckenpferd des Referenten, so dass eine Schwärmerei für diese Objektklasse nicht zu übersehen, respektive überhören war. Joachim Lindner nahm Asteroiden näher unter die Lupe und stellte die unterschiedlichen Typen sowie deren Lokalisation im Sonnensystem vor. Christoph Lohuis präsentierte seine Philosophie von Fotografie und dokumentierte, wie astronomische Objekte in Landschafts- und Architekturaufnahmen integriert werden können.
1 Gesellige Gespräche auf der Besucherterrasse
Thomas Büring analysierte NGC 5146 (Kokon-Nebel) unter Berücksichtigung selbsterstellter Fotografien. Die Diskussion verfolgte das Erkennen von visuellen und fotografischen Details des Nebels. Parallel eröffneten sich dem Zuhörer interessante historische Hintergründe. Uwe Dulle thematisierte die drei Keplerschen Gesetze, die er auf interessante Art und Weise den Zuhörern vermittelte. Jürgen Morawietz gab Einblicke in aktuelle Entwicklungen der Amateur-Radioastronomie. Auf großes Interesse stieß hierbei, dass der Referent den schmalen Geldbeutel nicht aus dem Auge verlor. Sowohl für den einzelnen Amateurastronomen als auch für Volkssternwarten gab es interessante Anregungen und Anknüpfungspunkte. Den letzten Vortragsblock des Tages eröffnete Thorsten Lohuis mit einem
VdS-Journal Nr. 45
2 Startrails und andere astrofotografische Leckerbissen
Einblick in die Mythologie der Sternbilder. Parallel wurde dokumentiert, wie mythologische Geschichten in die Planetariumsrundführungen der Sternwarte Neuenhaus einfließen. Christoph Lohuis nahm sich dem Thema Astronomie in der Schule an. Der Referent ist in der Öffentlichkeits- und Bildungsarbeit der Sternwarte Neuenhaus aktiv und beruflich als Lehrer am Lise-Meitner-Gymnasium in Neuenhaus tätig. Im Blickpunkt standen konkrete Beispiele, wie astronomische
Themen unterrichtsbegleitend oder in bereits existierende Fachcurricula in den Unterricht integriert werden können.
Während und nach dem Vortrag ergab sich eine anregende und lange Diskussion, die dokumentierte, wie Amateurastronomen diese Thematik auf dem Herzen liegt. Frank Hauswald stellte sein neues Buch ,,Stern-Freunde" vor, welches im Oculum-Verlag erscheint. In der kurzen Präsentation gab er Einblicke, welche
VdS vor Ort / Podium
101
Intention sich hinter dem Buch verbirgt und machte Lust, mehr über die portraitierten ,,Stern-Freunde" zu erfahren. Der PaS wurde mit einem eindrucksvollen Vortrag von Henning Brüske abgerundet. Der Referent konnte im Zuge seines Studiums über die ESA an Parabelflügen teilnehmen. Neben Exkursionen zur Durchführung von Parabelflügen und dem von den Studenten durchgeführten Versuch (Photophorese) waren die Zuhörer besonders an den praktischen Erfahrungen in der ,,Schwerelosigkeit" interessiert und nutzen die Chance für viele Nachfragen.
Was hat es nun mit der Rückkehr der Frikadellen auf sich? Ein Geheimnis? Eine Verschwörungstheorie? Auf dem kommenden PaS am 19. Oktober 2013 mehr dazu, das zehnte - ein kleiner Geburtstag.
3 Astronomie im Schulunterricht - ein spannendes Thema
Mitglieds-Nr. 13962
Arbeitskreis VSTW im VBW, Hofheim am Taunus
Als Teil des Volksbildungswerks Hofheim-Marxheim existiert der Arbeitskreis Volkssternwarte bereits seit 1976, und bietet seitdem wöchentliche Vorträge und Sternführungen an einer kleinen Beobachtungsstation an. Im Jahr 2000 wurde der lang gehegte Wunsch einer eigenen Sternwarte durch die Mitglieder fast vollständig in Eigenarbeit verwirklicht. In der 6 x 12 Meter messenden Holzkonstruktion mit fahrbarer Dachhälfte befinden sich seitdem ein 16-ZollMeade-RCX-Teleskop sowie mehrere kleinere Geräte auf drei Teleskopsäulen. Die Sternwarte wurde in Sterne und Weltraum, September 2008, ausführlich beschrieben.
Die Sternwarte hat inzwischen 70 Mitglieder. Regelmäßige Aktivitäten sind wöchentliche Vorträge sowie öffentliche Beobachtungsabende, zu denen jährlich etwa 2.500 Besucher kommen. Darunter sind viele Schulklassen und andere Kindergruppen. Da in Hessen Astronomie nicht als Schulfach gelehrt wird, können wir so dazu beitragen, ein Mindestmaß an astronomischer Bildung zu vermitteln. Alle Angebote für Besucher sind kostenlos. Die laufenden Kosten bestreiten wir aus Spenden, Mitgliedsbeiträgen sowie aus Erträgen einer Stiftung, die unsere Gründer Herr Hermann Minor und seine Frau aus Privatmitteln einrichteten.
Neben der Öffentlichkeitsarbeit ist die Astrofotografie ein weiterer Arbeitsschwerpunkt der Sternwarte. Etwa 15 Mitglieder sind hier sehr aktiv. Hierbei zeigte sich, dass die
Sternwarte Hofheim, mit begehbarer Sonnenuhr
1 (Bild: Olaf Filzinger)
Nähe zum Ballungsraum und seiner Lichtverschmutzung gar keine so große Rolle spielt, wie befürchtet. Und so ist bereits für die nahe Zukunft die Anschaffung eines großen Foto-Newtonteleskops, einer neuen CCD-Kamera und auch eines H-Alpha-Filters für die Sonnenbeobachtung geplant. Weitere Informationen zu Öffnungszeiten und Veranstaltungen sind unter www.sternwarte-hofheim.de zu finden.
Kontakt: Sternwarte in Hofheim-Langenhain am Ende der Eppsteiner Straße 65719 Hofheim am Taunus www.sternwarte-hofheim.de
VdS-Journal Nr. 45
102
VdS vor Ort/Podium
Mitglieds-Nr. 10163
Schwäbische Sternwarte e. V., Stuttgart
Die Sternwarte auf der Stuttgarter Uhlandshöhe ist eine der ältesten für den Publikumsverkehr geöffneten Sternwarten in Deutschland.
Bereits am 8. Januar 1922 wurde der gro-
ße Turm der Sternwarte eingeweiht. Darin
befindet sich ein über hundert Jahre altes
Zeiss-Teleskop. Der 7-Zoll-Fraunhofer-
Refraktor mit 2590 mm Brennweite ist bis
heute im täglichen Einsatz. Das Teleskop
begeistert durch sein nostalgisches Ausse-
hen, die einfache Bedienbarkeit, eine soli-
de Konstruktion, deutsche Montierung und
insbesondere mit seiner präzisen und rein
mechanischen Nachführung durch Gravi-
tationsantrieb mit klassischem Fliehkraftregler. Auf derselben Montierung sind ein
1 Blick in die geöffnete Kuppel der Sternwarte auf der Uhlandshöhe
Leitrohr und ein gestacktes 100-mm-H-
alpha-Teleskop von Lunt montiert, an dem
besonders kontrastreiche Sonnenbeobach-
unterhält der Verein mehrere Vortragsreihen, beteiligt sich
tungen durchgeführt werden können.
an einer Reihe von Sonderveranstaltungen und organisiert
unterschiedliche Workshops (z.B. CCD-Workshop), Tele-
Auf der Beobachtungsterasse der Sternwarte befinden sich skoptreffen (City-Star-Party) und vieles mehr. Zudem un-
drei fest installierte Beobachtungsstationen: ein hervor- terstützt der Verein mit einem separaten Förderkreis das
ragender 7-zölliger Starfire-Apochromat auf einer deut- Planetarium Stuttgart und betreibt dort einen Informa-
schen Montierung mit moderner Computersteuerung; ein tions- und Verkaufsstand.
16-Zoll-Newton-Teleskop, mit drehbaren Rohrschellen pa-
rallaktisch montiert und elektronisch gesteuert. Als dritte Die Geräte der Sternwarte stehen den Mitgliedern des Ver-
Beobachtungsstation steht eine All-Sky-Kuppel zur Ver- eins auch für eigene Beobachtungsprojekte zur Verfügung.
fügung. In ihr findet derzeit ein Forschungsprojekt des Von reinen Genussbeobachtungen über Astrofotografie bis
DLR in Kooperation mit der Sternwarte Stuttgart statt. Hier hin zu wissenschaftlichen Messprogrammen ist alles mög-
werden Methoden zur Erkennung und Bahnberechnung lich. Im wissenschaftlichen Bereich haben sich die Mit-
von Weltraumschrott entwickelt.
arbeiter der Sternwarte insbesondere im weitreichenden
Gebiet der Sternbedeckungen und High-Speed-Astronomie
Die Sternwarte Stuttgart wird vom Verein Schwäbische einen Namen gemacht.
Sternwarte e.V. getragen. Er zählt derzeit etwa 500 Mit-
glieder. Rund dreißig aktive Mitarbeiter betreiben die Kontakt:
Sternwarte in ehrenamtlicher Tätigkeit. Zu den Kernauf- Sternwarte Stuttgart
gaben des Vereins gehören die regelmäßigen Führungen Herrn Andreas Eberle
auf der Sternwarte für die Öffentlichkeit. Zusätzlich zu Zur Uhlandshöhe 41
den abendlichen Beobachtungen finden Sonnenführungen 70188 Stuttgart
und zahlreiche Gruppenführungen - insbesondere auch für Tel.: +49-711-281871
Schulklassen - statt. Im Jahr ergibt das über 200 Veran- (nur während der Führungszeiten besetzt)
staltungen - eine beachtliche Leistung für eine ausschließ- Fax: +49-711-2624546
lich ehrenamtlich betriebene Sternwarte! Ergänzend dazu www.sternwarte.de
VdS-Journal Nr. 45
Beiträge dieser Rubrik an: podium@vds-astro.de
VdS vor Ort
103
1 Auf dieser ,,Sternwartenfinderkarte" finden Sie alle Sternwarten und Vereine, die Mitglied in der VdS sind. Sicherlich befindet sich eine
solche Vereinigung auch in Ihrer Nähe. Sprechen Sie die Sternfreunde an, sie bieten Ihnen Astronomie-Erlebnisse in vielfältigster Weise.
VdS-Journal Nr. 45
SCHWAN LUCHS
LEIER Albireo
Wega HERKULES
GROSSER BÄR
Castor ZWILLINGE Pollux
SCHLANGENTRÄGER
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
SCHLANGE (KOPF)
Arktur JUNGFRAU
JAGDHUNDE
HAAR DER BERENIKE
SÜDOST SKORPION
Sternkarte exakt gültig für 15. April 1 Uhr MESZ
WAAGE
Saturn
Mondphasen im April 2013
Spica RABE
BECHER
SÜD
INER LÖWE KLE
KREBS
LÖWE
Regulus
KLEINER HUND
Procyon
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Partielle Mond nsternis
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune. Alle Zeitangaben in MEZ, für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite.
Letztes Viertel 3.4.
Planeten im April
Merkur ist Anfang April von südlichen Breiten aus am Morgenhimmel zu sehen. Am 19.4. zieht er 2 Grad südlich an Uranus vorbei.
Venus stand Ende März in oberer Konjunktion mit der Sonne. Ihr östlicher Abstand vergrößert sich bis Ende April auf 9 Grad ; noch taucht Venus nicht am Abendhimmel auf.
Mars nimmt am 18.4. seine Konjunktion zur Sonne ein und steht demnach unsichtbar am Taghimmel.
Jupiter läutet zusammen mit den Wintersternbildern seinen Abschied ein. Noch kann man ihn abends im Stier sehen; am 14.4. steht der Mond bei Jupiter.
Saturn ist Planet der ganzen Nacht: am 28.4. steht er in Opposition zur Sonne.
Uranus stand Ende März in Konjunktion mit der Sonne und bleibt nachts unsichtbar.
Neptun zieht seine Bahn im Wassermann und kann sich in der Morgendämmerung noch nicht bemerkbar machen.
Neumond 10.4.
Erstes Viertel 18.4.
Vollmond 25.4.
Ereignisse im April
01.
c Cygni im Anstieg zum
Maximum Anfang Mai mit
3,3 mag oder schwächer
01.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), Morgenhimmel
03. 05:37 Letztes Viertel
04. ca. 20:30 Komet C/2011 L4 (PAN-
STARRS) 5 mag (?) 2,5 Grad W M31,
NW-Himmel, Abenddämmerung
07.
max. Libration im Mond-SO,
8,0 Grad
10.
Kleinplanet (27) Euterpe
(9,9 mag) in Opposition zur
Sonne, Sternbild Virgo
10. 10:36 Neumond
13.
Mond zwischen Hyaden und
Plejaden, Abendhimmel
14.
Mond bei Jupiter (-2,0 mag),
Abendhimmel
15. 23h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,59'
18. 13:32 Erstes Viertel
18. 21h Komet C/2011 L4 (PAN-
STARRS) 7 mag (?) 2,5 Grad W
Cassiopeiae (2,2 mag), NNW-
Himmel, Abenddämmerung
20.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Abendhimmel
21.
max. Libration im Mond-NW,
9,2 Grad
21. ca. 21:30 Komet C/2011 L4 (PAN
STARRS) 7 mag (?)1,5 Grad W
Cassiopeiae (2,3 mag), N-
Himmel, Abenddämmerung
22.
Maximum Sternschnuppen-
schauer Lyriden, ca. 18/h
23. 23:48 AI Draconis Minimum
8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag
in rd. 2 Std.
25. 2h Mond bei Spica ( Virginis,
1,1 mag), früher Morgenhimmel
25. 20:54 Partielle Mondfinsternis,
Größe 0,01, Ende 21:21
25. 20:58 Vollmond
27. 21h Mond erdnah, Winkeldurchm.
32,90'
28.
Saturn (0,1 mag) in Opposition
zur Sonne
LUCHS
Deneb SCHWAN
DRACHE
FÜCHSC HEN
DELFIN PFEIL
Wega Albireo LEIER
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Atair
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGENTRÄGER
SCHLANGE (KOPF)
GROSSER BÄR
JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
R LÖWE KLEINE
LÖWE
Regulus
SCHILD
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Mai 1 Uhr MESZ
Pluto
SKORPION Antares
Mondphasen im Mai 2013
Saturn WAAGE
Spica RABE
BECHER
WOLF SÜD
WASSERSCHLANGE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Letztes Viertel 2.5.
Neumond 10.5.
Planeten im Mai
Merkur zeigt sich Ende Mai im Nordwesten am Abendhimmel. In seiner Nähe stehen Jupiter und Venus; ein Blick, drei Planeten.
Venus macht sich am Abendhimmel im Nordwesten bemerkbar. Ihr Weg führt sie Ende Mai an Jupiter und Merkur vorbei.
Mars stand Mitte April in Konjunktion mit der Sonne und bleibt nachts unsichtbar.
Jupiter verabschiedet sich mit einer großen Show vom Abendhimmel. Ende Mai bildet er mit Merkur und Venus ein Dreigestirn.
Saturn stand Ende April in Opposition und ist auch im Mai so gut wie die gesamte Nacht lang zu beobachten.
Uranus in den Fischen hat seine Konjunktion mit der Sonne gerade hinter sich und wird bald am Morgenhimmel auftauchen.
Neptun hat seinen Winkelabstand zur Sonne ausgebaut, ist am Morgenhimmel aber noch kein attraktives Objekt.
Erstes Viertel 18.5.
Ereignisse im Mai
01.
c Cygni im Maximum mit
3,3 mag oder schwächer
02. 12:15 Letztes Viertel
04.
max. Libration im Mond-SO,
8,8 Grad
05.
Maximum Sternschnuppen-
schauer Eta-Aquariden, ca.
60/h, Morgenhimmel
07. ca. 04:04 Mond bedeckt Pisces
(4,4 mag), genaue Zeit abh. v.
Beobachtungsort, bis ca. 04:51
09. ca. 15:40 Mond bedeckt Mars (1,3 mag),
genaue Zeit abh. v. Beobach-
tungsort, bis ca. 16:48
10. 01:25 Neumond,
ringförmige Sonnenfinsternis
in Australien und Ozeanien
12.
Mond bei Jupiter (-1,9 mag),
Abenddämmerung, W-Horizont
13. 15h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,84'
13. ca. 22:00 Komet C/2011 L4 (PAN-
STARRS) 8 mag (?) 0,2 Grad NW
Cephei (3,2 mag), N-Himmel,
Abenddämmerung
18. 05:35 Erstes Viertel
18.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), Abendhimmel
19.
max. Libration im Mond-NW,
9,5 Grad
19. 22:07 RR Lyrae Maximum 7,1 mag,
rd. 1,5 Std. schneller Anstieg
Vollmond 25.5.
Letztes Viertel 31.5.
von 8,1 mag
21. ca. 22:03 Mond bedeckt 40 Virginis
(4,8 mag), genaue Zeit abh. v.
Beobachtungsort
22.
Mond zwischen Spica (1,1 mag)
und Saturn (0,3 mag), Abend-
himmel
23. 21:24 RR Lyrae Maximum 7,1 mag,
rd. 1,5 Std. schneller Anstieg
von 8,1 mag
23.
Kleinplanet (6) Hebe (9,6 mag)
in Opposition zur Sonne,
Sternbild Serpens
25.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), später Abendhimmel
25. 05:25 Vollmond
25. 23:05 AI Draconis Minimum 8,1 mag,
Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.
26. ca. 00:30 Komet C/2011 L4 (PAN-
STARRS) 9 mag (?) 5 Grad S Polaris
( Ursae Minoris, 2,0 mag),
N-Himmel
26. 3h Mond erdnah, Winkeldurchm.
33,49' (!)
28. ca. 14h Venus (-3,9 mag) 1 Grad N Jupiter
(-1,9 mag) und 2,6 Grad SW Merkur
(-0,6 mag), Taghimmel!, Süden
31.
max. Libration im Mond-SO,
9,4 Grad
31. 19:59 Letztes Viertel
31.
Merkursichtbarkeit, Abend-
dämmerung, NW-Horizont
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune. Alle Zeitangaben in MEZ, für 10 Grad östl. Länge/50 Grad nördl. Breite.
KLEINER LÖWE
Deneb
DRACHE
PEGASUS
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
WASSE RMAN N
SCHWAN
Wega
LEIER Albireo
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
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BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
LÖWE
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Juni 1 Uhr MESZ
STEINBOCK
SCHILD
Pluto SCHÜTZE
Mondphasen im Juni 2013
SKORPION Antares
SÜD
Saturn WAAGE
Spica
WOLF
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.
Neumond 8.6.
Planeten im Juni
Merkur baut seine Abendsichtbarkeit aus, in den Tagen um den 7.6. wird man ihn am besten am Nordwesthimmel sehen.
Venus steht tief am abendlichen Nordwesthimmel. Anfang Juni sowie um den 18.6. zieht Merkur an ihr vorbei.
Mars steht im Stier und damit unsichtbar am Taghimmel.
Jupiter hat sich vom Nachthimmel zurückgezogen und steht am 19.6. in Konjunktion mit der Sonne.
Saturn rückt ein Stück weiter nach Westen, ist in den Nachtstunden aber weiterhin in der Jungfrau zu finden; am 19.6. begegnet der Mond dem Ringplaneten.
Uranus ist ein Objekt für Frühaufsteher, man findet ihn vor der Morgendämmerung in den Fischen.
Neptun verbirgt sich im Wassermann. Wie Uranus kann man ihn nach Mitternacht beobachten.
Erstes Viertel 16.6.
Ereignisse im Juni
05. 22:22 RR Lyr Maximum 7,1 mag, rd.
1,5 Std. schneller Anstieg von
8,1 mag
06. 21:53 U Sge Minimum 9,2 mag, rd.
2 Std. schneller Anstieg auf
6,6 mag aus einem 1,6-Std.-
Minimum gleicher Helligkeit
08. 16:57 Neumond
09. 23h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,27'
12. 18h Merkur (0,6 mag) in größter
Elongation Ost, NW-Horizont,
Abenddämmerung
14.
Mond bei Regulus ( Leonis,
1,4 mag), W-Himmel, Abend-
dämmerung
16.
max. Libration im Mond-NW,
9,2 Grad
16. 18:24 Erstes Viertel
17. 22:22 U Ophiuchi Minimum 6,6 mag,
rd. 2,5 Std. Abstieg von 5,9 mag
18.
Mond bei Spica ( Virginis,
1,1 mag), SW-Himmel, Abend-
dämmerung
19.
Mond bei Saturn (0,5 mag),
SW-Himmel, Abenddämmerung
20. 18h Merkur (1,3 mag) 2 Grad S Venus
(-3,9 mag), Taghimmel, Westen
Vollmond 23.6.
Letztes Viertel 30.6.
21. 06:04 Sommersonnenwende,
Sommeranfang
21.
Mond bei Antares ( Scorpii,
1,1 mag), später Abendhimmel
22. 22:22 RR Lyr Maximum 7,1 mag, rd.
1,5 Std. schneller Anstieg von
8,1 mag
23. 12h Mond erdnah, Winkeldurchm.
32,95'
23. 12:33 Vollmond
28.
max. Libration im Mond-SO,
9,4 Grad
30. 05:54 Letztes Viertel
Leserbriefe
107
Liebe Sternfreunde,
eine Passage im VdS-J Nr. 43 veranlasst mich zu diesem Leserbrief. Peter Völker meint auf Seite 93 in der Vorbemerkung zur Rubrik ,,Das war`n noch Zeiten" unter Bezug auf einen Dialog zwischen Astronomen und Theologen im Jahre 1962: ,,Ein Vorbild, welches wiederholt werden sollte."
Das sehe ich anders; zwischen Theologie und Naturwissenschaft gibt es keine sachlich zu diskutierenden Berührungspunkte, denn: Theologie ist immer an eine (oder mehrere) wissenschaftsferne und dogmatische Weltanschauung gebunden (im Gegensatz zur Religionswissenschaft, welche das Phänomen Glauben unter historischen, psychologischen, soziologischen (...) Aspekten erforscht). Naturwissenschaft dagegen hat weltanschaulich neutral zu sein. Sie ist dem unvoreingenommenen Erkenntnisgewinn verpflichtet; dies gilt vor allem für Grundlagenwissenschaften, wie etwa Physik, Chemie, Biologie und Astronomie. Kein Naturforscher darf bei der Gewinnung, Auswertung und Interpretation seiner Daten auch nur im Entferntesten die von ihm präferierte Weltanschauung einfließen lassen. Sein Forschungsgegenstand, die Natur, ist wie sie ist, nicht wie irgendeine Weltanschauung es vorzuschreiben versucht. Jede Form von Weltanschauungs-Bias in der Wissenschaft würde Erkenntnisse verfälschen und ist daher zu vermeiden, ob das Gläubigen nun gefällt oder nicht. Wissenschaft ist ein undogmatisches und erkenntnisoffenes Unterfangen.
Desweiteren: Jahrtausendelang haben kühne ontologische Behauptungen in ,,heiligen" Büchern den Gang der Wissenschaften behindert; Naturphilosophen und -forscher wurden bedroht, ausgegrenzt, gefoltert, getötet. In ehrendem Andenken an die vielen gequälten und ermordeten Pioniere
Leserbriefe zum Thema ,,Zeichnungen von Deep-Sky-Objekten"
Die Endredaktion hat einen weiteren kritischen Leserbrief von Wolfgang Steinicke zum Thema ,,Zeichnungen von Deep-SkyObjekten, angefertigt von Johannes Schilling", erhalten. Wir sind jedoch der Meinung, dass nach mehreren kritischen Meldungen dazu, die im VdS-Journal für Astronomie bereits erschienen sind, das Thema im verfügbaren Rahmen nun ausdiskutiert ist. Jede/r Leser/in, der/die sich für das Thema interessiert, konnte sich damit auseinandersetzen und sich ein eigenes Bild, hoffentlich auch durch eigene Beobachtungen, verschaffen. Die Endredaktion verzichtet daher auf die Veröffentlichung des Leserbriefes. Interessierten steht es natürlich frei sich an Kritiker wie auch an Beobachter direkt zu wenden. Auch Mailinglisten wie z. B. die die Deep-Sky-Mailingliste deepsky@naa.net stehen für weitere Diskussionen zur Verfügung. Red.
unserer freien Wissenschaften wird heute nicht jeder Forscher ein allzu großes Verlangen nach Gesprächen mit den Nachfolgern der damaligen Täter haben.
Schlussendlich: Welcher Forscher könnte überhaupt zurecht im Namen der Naturwissenschaften oder auch nur einer Einzelwissenschaft den Dialog mit Religionen führen? Wer in Dialog mit einer wissenschaftsfernen, dogmatischen Weltanschauung tritt (was jedem freisteht), spricht allein für sich selbst, nicht aber für die Gemeinschaft der Wissenschaftler. Sternfreundliche und weltanschaulich neutrale Grüße, Gottfried Beyvers, Landshut
Sehr geehrter Herr Dr. Hänel,
in der Broschüre ,,Erlebnis Astronomie" fiel mir auf, dass neue Gesichtspunkte bezüglich der Lichtverschmutzung nicht berücksichtigt sind. Sie finden unten meine Überlegungen unter der Überschrift: Sternklare Sicht. Mit freundlichem Gruß G. Woede
Sternklare Sicht Die 24-Seiten-Broschüre ,,Erlebnis Astronomie" stellt die Fachgruppen der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) kurz und knapp dar. Die Gruppe ,,Dark Sky" steht dort genau vor der ,,Geschichte der Astronomie". Ich las das zunächst so, als sei der klare Sternenhimmel Geschichte. Das fand ich bedauerlich, aber kaum zu ändern. Nach einiger Überlegung will auch ich den Missstand nicht mehr kampflos hinnehmen.
Ich denke, dass die klammen Kassen der Kommunen der Rückgewinnung sternklarer Nächte in die Hände spielen. Der vorindustrielle Stand ist natürlich nicht durchzusetzen. Aber die Lichtverschmutzung kann deutlich gemindert werden, weil die Stadtkämmerer die Senkung der Stromkosten vorantreiben und langfristig die Straßenbeleuchtung umrüsten wollen.
Dort kann man einhaken und politisch fordern, dass in Fußgängerentfernung der Wohnviertel so dunkle Flächen ausgewiesen werden, dass Eltern ihren Kindern den Sternenhimmel zeigen können. Wir sollten die sternklare Nacht als Menschenrecht einfordern. Ein Beispiel der jüngeren Geschichte ist der blaue Himmel über der Ruhr. Anfänglich belächelt wurde der Anspruch erfüllt - und das nicht nur im Ruhrgebiet. Ich vergesse aber keineswegs die Bedürfnisse der AmateurAstronomen. Diese Hobby-Sterngucker fahren erhebliche Strecken, um ihre
Teleskope in den verbliebenen dunklen Flecken aufstellen zu können. Bezogen auf die Bevölkerung besteht der größte Bedarf jedoch nahe den Städten und Ballungsgebieten. Hier tun sich dank der Schließung von Bundeswehr-Standorten Chancen auf. Man kann - zumindest theoretisch - in den weiträumigen Arealen Astro-Stützpunkte einrichten.
Die VdS-Ausführungen zur Rückgewinnung sternklarer Nächte wurden nach meinem Eindruck vor der Finanzkrise und vor der Bundeswehr-Reform verfasst. Unsere Forderungen sollten jetzt neu formuliert werden.
Plus und Minus der BoHeTa 2012
- Eindrücke eines neuen VdS-Mitglieds auf der 31. Bochumer Herbsttagung
Der Titel führt leicht in die Irre: Denn ich erlebte mehr Plus als Minus. Aber ein wenig Meckern muss auch sein.
Ich bin der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) frisch beigetreten und nahm die Bochumer Veranstaltung wahr, um den Verein hautnah kennen zu lernen. Ich erwartete eine bunte Mischung aus Vorträgen einer-
seits und der Darstellung handwerklicher Praxis der Amateur-Astronomie andererseits. Das war auch so und entsprach der Ankündigung im Wissenschafts-Journal ,,Sterne und Weltraum". Die angekündigte Verleihung des Reiff-Preises weckte bei mir keine euphorische Erwartung. Da hatte ich mich aber getäuscht. Das Preisgeld wurde diesmal gesplittet, um mehrere Schülerarbeitskreise auszuzeichnen und Nachahmer zu mo-
108
Rezensionen
tivieren. Besonders überraschte mich der Preis für ein Sternbild-Puzzle, das einem Kindergarten zugeht. Mit so einem Material hätte ich die Sternbilder auch lernen wollen. Man kann auch zu früh geboren sein. Es gibt doch immer wieder Neues auf einem alten Feld.
Zum Abschluss kritisiere ich noch. Ich habe den Vortragssaal erst nach einigen Irrwegen gefunden. Das war zwar kein Unglück, weil ich früh
anreiste. Aber neue Mitstreiter sollten in der Ankündigung sicher mit einem Wegeplan geführt werden. Denn das Schaubild am UniversitätsEingang verrät zwar die Lage der Gebäude aber leider nicht den geeigneten Weg. Erfragen lässt sich am Samstagvormittag der Weg nur, wenn man das Glück hat, eine ortskundige Person zu finden. Nach der Veranstaltung war ich nicht nur astronomisch, sondern auch lokalgeografisch klüger und fand den Weg zur U-Bahn-Station mühelos.
Perlen des Südhimmels
von Astrid Gallus
Bibliografische Daten: Dieter Willasch, Auke Slotegraaf: Perlen des Südhimmels - Eine Reise zu exotischen Sternhaufen, Nebeln und Galaxien, Oculum-Verlag, Erlangen-Nürnberg, 176 Seiten, Hardcover, 21cm x 30cm, durchgehend farbig, ISBN 978-3-938469-55-2, 39,90
Der Leser hält einen hochwertigen Einband in den Händen und klappt neugierig und voller Spannung die erste Seite auf. Wie immer bei einem neuen Buch, ist das ein ganz besonderer Moment. Gleich wird sich entscheiden, ob das Buch gefällt.
Der Blick fällt auf einen verkleinerten Ausschnitt des Posters der Milchstraße von Axel Mellinger, in welches zur Orientierung die wichtigen Deep-SkyObjekte von Sagittarius bis Puppis eingezeichnet sind: Der berühmte und süchtig machende Südhimmel breitet sich vor dem Leser aus.
Und unmittelbar danach geht es gleich los: Auf der linken Seite liegt die Perlenketten-Galaxie in kühler Schönheit, wunderbar fotografiert von Dieter Willasch, auf der gegenüberliegenden rechten Seite beschreibt Auke Slotegraaf warmherzig und kenntnisreich die Lage und Geschichte des NGC 55, oder Dunlop 507 oder Bennet 1 oder Caldwell 72, wie die Perlenketten-Galaxie in der Fachliteratur bezeichnet wird. Und damit hat sich in mir sofort die Überzeugung breit gemacht, dass hier ein ganz besonderes Buch vor mir liegt.
Wer solche schöne Namen für die DeepSky-Objekte findet, dem folge ich gern auf seiner Wanderung über den Südhimmel. In diesem Buch begegnet man einem Kobold, einem dunklen Pferd, einem psychedelischen Nebel, sogar einer dunkeln Phyton, dem Fornax-Propeller und selbstverständlich auch vielen anderen
VdS-Journal Nr. 45
südlichen Berühmtheiten wie dem Kohlensack, dem Schmuckkästchen und dem Feuervogel, die ihre Eigennamen bereits von früheren Astronomen erhalten haben.
Das Buch beschreibt 71 Objekte des Südhimmels und beginnt im Frühling mit der erwähnten Perlenketten-Galaxie und endet im Winter mit dem Helix-Nebel, es folgt somit der Reihenfolge der Rektaszension.
Sämtliche Bilder wurden entweder unter dem dunklen Himmel der IAS-Sternwarte Hakos in Namibia oder in der Privatsternwarte von Dieter Willasch in Somerset West in Südafrika aufgenommen. Sie zeichnen sich durch eine hohe Auflösung und farbliche Brillanz aus und wirken ungemein ästhetisch.
Die Texte zeigen einen erfahrenen Beobachter, Kenner und Liebhaber des Südhimmels. Auke Slotegraaf beschreibt zunächst die Lage und die Physik der Objekte. Das hört sich jetzt so trocken an, aber wie er es sagt, geht es einem, als ob man über einen alten Bekannten spricht und diesen dennoch in einem neuen Licht wahrnimmt. Auch die Abrisse zur Geschichte oder Entdeckung kommen nah an den Leser heran, viele OriginalZitate machen den Text authentisch.
Am Ende des Buches kann der Leser in sechs zweiseitigen Kapiteln sein Wissen über Leben und Tod der Sterne, Offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen, Galaktische Nebel, Planetarische Nebel und Supernovareste, Galaxien und Galaxienhaufen auffrischen.
Und das ist ein typisches Merkmal des Oculum-Verlages: Immer werden auch die Leser mitgenommen, die noch Anfänger sind oder Leser, die manches auch wieder vergessen haben.
Diese Beiträge haben einen außerordentlich guten allgemeinverständlichen Charakter und da Wissenschaft und Forschung fast täglich neue Erkenntnisse auf den Markt werfen, achtet der Verlag sehr darauf, dass diese Kapitel stets auf dem aktuellen Wissensstand der Astronomie des Erscheinungsjahres des Buches stehen.
Für die Astrofotografen unter den Lesern wird im Anhang die Entstehung jedes Bildes (Teleskop, Ort, Öffnung, Belichtungszeit, Nachführung, Bildbearbeitung) genau beschrieben.
Der Titel des Buches spricht für sich: Perlen des Südhimmels. Mir hat es ausgesprochen gut gefallen, zumal ich das Glück hatte, schon mehrmals die Myriaden von Sternen des Südhimmels mit eigenen Augen zu beobachten. Es ist aber auch ein Buch für diejenigen, die noch nie dort sein konnten und mit ihm in der Hand dem Südhimmel wirklich nah kommen, was auch die Intention des Fotografen war. Und es ist ein Buch, und das ist sein größtes Kompliment, welches tatsächlich nicht noch ein weiteres Bilderbuch vom Südhimmel darstellt, sondern eines, das ganz hohe ästhetische Ansprüche erfüllt und dabei so lebendig wirkt, als ob man das Windrad der Hakosfarm tatsächlich leise im Hintergrund hört ...
Rezensionen
109
Zwischen Wunder und Wirklichkeit
von Ulrich Rieth
Bibliografische Daten: Birgit Schlegel, Kristian Schlegel: Polarlichter - zwischen Wunder und Wirklichkeit Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, 217 Seiten, Hardcover 1. Auflage, 2011, ISBN 978-3-8274-2880-6, 24,95 Euro
Nachdem kurz zuvor bereits ein Polarlicht-Bildband mit theoretischen Ausführungen im Oculum-Verlag erschienen war (A. Pfoser, T. Eklund: Polarlichter - Feuerwerk am Himmel, ISBN 978-3938469-46-0), veröffentlichte das Ehepaar Schlegel im Spektrum-Verlag ein weiteres Buch zum Thema Polarlicht. Dieses Buch ist eindeutig als Sachbuch mit begleitenden Bildern und Abbildungen angelegt und bedient damit eine andere Zielgruppe als der Bildband.
Von der Aufmachung her erhält der Leser ein handliches Werk im DIN-A5-Format mit einem stabilen Hardcover-Einband. Der Schutzumschlag ist dabei mit einem Polarlicht-Gemälde verziert, welches leider eher auf einen Roman und nicht auf ein gut recherchiertes Sachbuch hinweist. Dieses kleine Manko ist aber der Veröffentlichungspolitik des Verlages geschuldet und könnte in folgenden Auflagen - hoffentlich - verbessert werden. Aufgrund des recht kleinen Formates leiden auch einige Abbildungen etwas in ihrer Detailschärfe, was aber meist durch einen ganzseitigen Abdruck umgangen wird. Daher ist die Handlichkeit letztlich sogar als positiv zu bewerten, denn das Buch kann einfach in die Bahn oder das Flugzeug mitgenommen und gelesen werden, was bei großen Bildbänden eher schwierig ist.
Die thematisch strukturierte Herangehensweise der beiden Autoren an das Thema ist sehr konsequent durchdacht und führt von der Sagen- und Erzählwelt zur faktenfundierten Wissenschaft. Abgerundet wird das ganze durch umfangreiche Literaturund Quellenangaben sowie Hinweise auf weiterführende Seiten im Internet. Diese nicht selbstverständlichen Informationen weisen eindeutig auf die hohe fachliche Kompetenz der beiden Autoren hin. Die einzelnen Kapitel des Buches sind in sich abgeschlossen, wobei sie aber auch untereinander immer wieder durch Rückgriffe miteinander verknüpft werden.
Das Buch beginnt mit der Schilderung von Erzählungen zur Erscheinung des Polarlichts über weiten Bereichen der Erde. So liest man hier erstmalig im deutschen Sprachraum auch von frühen Beobachtungen des Südlichts und von zahlreichen Berichten nordamerikanischer Indianer. Zuvor erschienene Bücher zum gleichen Thema beschränkten sich hier meist auf Berichte des nordeuropäischen Kulturkreises.
Kapitel 2 leitet über in die geschichtliche und damit auch datierbare Polarlichtbeobachtung. Hier fließen Berichte aus China genauso ein, wie Beschreibungen von Polarlichterscheinungen aus der Bibel. Mittelalterliche Beobachtungen und der wichtige norwegische Königsspiegel runden diesen historischen Einstieg ab.
Eine einzigartige Zusammenstellung erwartet den Leser dann im dritten Kapitel, wo mittelalterliche Flugblätter besprochen, aber vor allem auch abgebildet werden. Diese Form der Beobachtungsdokumentation fehlte bisher eigentlich in allen Büchern zum Thema Polarlicht.
Kapitel 4 leitet schließlich zum mehr physikalischen Teil des Buches über, indem der Bogen aus den Beobachtungen des späten Mittelalters zur frühen Erforschung des Polarlichts gespannt wird.
Im fünften bis siebten Kapitel werden schließlich die wichtigen ,,Zutaten" des Polarlichts und deren Zusammenwirken besprochen. Außerdem wird das Polarlicht mit seinen wichtigsten Eigenschaften wie Form und Farbe, Sichtbarkeitsbedingungen und geografische Verteilung besprochen. Mit diesen Kapiteln wird dem praktischen Beobachter ein wertvolles Handwerkszeug in die Hand gelegt, das es ihm ermöglicht, auch von zu Hause aus eigene Beobachtungen machen zu können. Insgesamt ist der ,,wissenschaftliche Teil" wirklich sehr anschaulich und strukturiert geschrieben. Selbst ohne großes Vorwissen kann man damit
die Entstehung von Nordlichtern und die Häufigkeiten der visuellen Sichtbarkeit in Mitteleuropa sehr schön nachvollziehen. In diesen Kapiteln spiegelt sich die große Kompetenz aufgrund jahrelanger Tätigkeit auf dem Gebiet der geophysikalischen Forschung und Lehre des Autors Kristian Schlegel wieder. Gleiches muss auch in den ersten Kapiteln für seine Frau geltend gemacht werden.
Durch das 8. Kapitel werden die Auswirkungen des Weltraumwetters eindrucksvoll thematisiert. Die Polarlichter sind schließlich nur eine kleine sichtbare Auswirkung des großen ,,Wettersystems" im interplanetaren Raum. Kapitel 9 rundet das Buch thematisch ab, indem auch die Polarlichterscheinungen auf anderen Planeten unseres Sonnensystems in den Blick des interessierten Lesers gelegt werden.
Insgesamt liegt hier endlich ein ,,reines" Polarlicht-Fachbuch im deutschen Sprachraum vor, welches das große Thema sowohl kulturhistorisch als auch von der geophysikalischen Seite her beleuchtet. Diese ,,runde" Darstellung macht das Buch nicht nur für den bereits versierten Beobachter interessant, sondern speziell auch für den Einsteiger in die Beobachtung der Aurora-Erscheinungen. Wer nur schöne Nordlichtbilder sucht, ist mit diesem Buch definitiv nicht gut bedient, aber dies ist auch eindeutig nicht die Zielsetzung von ,,Polarlichter - zwischen Wunder und Wirklichkeit".
Aufgrund seiner umfassenden und wirklich fundierten Darstellung des Themas kann das Buch bereits jetzt als aktuelles Standardwerk für den Amateur-Nordlichtbeobachter bezeichnet werden. Ein gleichwertiges Buch ist momentan auch im internationalen Raum nicht verfügbar. Am ehesten wäre ein Vergleich mit dem amerikanischen ,,Aurora Watcher's Handbook" von Neil Davis aus dem Jahre 1992 gegeben, welches aber meist vergriffen und zu dem auch in einigen Punkten veraltet ist.
VdS-Journal Nr. 45
110 Vorschau