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0 Editorial (Beitrag)
0 INHALTSVERZEICHNIS (Beitrag)
0 Forum für Sternfreunde (Beitrag)
0 7. Norddeutsches Sternwartentreffen (NST) am 20. Mai 2017 in Münster (Beitrag)
0 Rätselecke (Beitrag)
0 Veranstaltung geplant? (Beitrag)
BEITRAG
6 Die Sonnenfinsternis am 21. August 2017 (Hörenz Martin)
8 Vor 18 Jahren: Sonnenfinsternis in Süddeutschland (Hörenz Martin)
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0 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! (Beitrag)
0 Inserentenverzeichnis (Beitrag)
BEITRAG
10 Wetter- und Atmosphärenbeobachtungen bei einer totalen Sonnenfinsternis (Strickling Wolfgang)
14 Beobachtung und Aufnahme der fliegenden Schatten (Strickling Wolfgang)
17 Die Ausdehnung der Sonnenkorona (Celnik Werner E.)
19 Wenn der Drache die Sonne frisst (Detken Kai-Oliver)
24 Erinnerungen an die Sonnenfinsternis vom 31. Mai 2003 (Kaiser Karl)
26 Die IOTA/ES-Expeditionen (Guhl Konrad, Tegtmeier Andreas)
30 Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 01.09.2016 (Möller Andreas)
34 Sonnenring über dem Indischen Ozean (Wolf Thomas)
38 Die ringförmige Sonnenfinsternis über La Reunion am 1. September 2016 (Fuchs Berthold)
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0 Impressum (Beitrag)
BEITRAG
41 Sonnenfinsternisreisen (Johannsen Claudia, Ehmann Dietrich )
42 Ringförmige Sonnenfinsternis vom 01.09.2016 (Rätz Manfred)
43 Totale Sonnenfinsternis vom 01.08.2008 (Kopplin Jörg)
43 Totale Sonnenfinsternis vom 20.03.2015 (Kopplin Jörg)
44 Die nächsten Sonnenfinsternisse (Hörenz Martin)
46 Cepheus A - ein Blick ins Infarote lohnt sich (Mrotzek Manfred)
46 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
49 Sonnenphänomene im Fokus der Astrofotografen (Leich Jens)
53 Bildseite der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
57 Beobachtung einer Leuchtenden Nachtwolke (Kaiser Karl)
59 Mars-Ephemeriden mit R (Simon Olaf)
62 Stellarium scripten (Jahns Helmut)
63 Dämmerungszeiten, Auf- und Untergänge (Jahns Helmut)
63 Fast Fourier Transformation online (Jahns Helmut)
63 Java lernen (Jahns Helmut)
64 Beobachtung einmal anders - Sternassoziation Vulpecula OB1 (Hay Christopher, Merting Rene)
66 Skyguide 2017 - I (Frühjahr) (Zebahl Robert, Merting Rene)
69 13. Tagung der Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Regensburg (Steinicke Wolfgang)
69 Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
72 Jungastronomen greifen nach den Sternen (Cala Beatrice, Kluge Louise, Landwehr Lina, Ruder Marvin)
76 Kosmische Teilchen erobern das Astronomische Sommerlager (Härer Lucia)
77 Sofibrillen - selber basteln statt kaufen! (Liefke Carolin)
79 Visuelle Beobachtung eines nahen Erdbahnkreuzers (Beck Stefan)
79 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
81 Sternkataloge in der Astronomie: Gaia-DR1 (Kretlow Mike)
83 Astrometrie mit Astrometrica, Teil 3 (Liefke Carolin)
85 Kosmische Begegnungen (Hohmann Klaus, Ries Wolfgang)
87 Der mobile Planetenweg auf dem BTM 2016 (Geiss Alexander)
88 Neuer Fachgruppen-Redakteur Sonne (Zunker Andreas)
89 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. + 3. Quartal 2017 (Riedel Eberhard)
93 Delta Scorpii (δ Sco) - ein Be-Stern im Helligkeitsausbruch (Vollmann Wolfgang)
94 BAV-Veränderlichenbeobachter-Treffen in Hartha 2017 (Bannuscher Dietmar)
95 Neues aus dem Vorstand (Melchert Sven)
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0 In Memoriam 2016 (Beitrag)
0 Jubiläen (Beitrag)
BEITRAG
97 Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e.V. (Keßler Thomas)
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0 Wir begrüßen neue Mitglieder (Beitrag)
BEITRAG
98 Nachruf zum Tod von Günter D. Roth (1931-2016) (Guthier Otto)
99 Das war’n noch Zeiten, Folge 28 (Völker Peter)
104 35. BoHeTa - im Zeichen der Sonne (Detken Kai-Oliver)
107 Aus den Fachgruppen (Guthier Otto)
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0 Himmelsvorschau April-Juni 2017 (Beitrag)
BEITRAG
111 Mond bedeckt Aldebaran (Celnik Werner E.)
111 Warum ist eine Lehrerfraktion gegen das Fach Astronomie? (Woede Georg)
112 Oh, du stimmungsvoller Mond (Riepe Peter)
114 Sonnenbeobachtung macht Freude (Quester Wolfgang)
117 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen April - Juni 2017 (Celnik Werner E.)
118 Wichtige Informationen für unsere Mitglieder! (Garbe Eva)
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0 VdS-Fachgruppen-Redakteure (Beitrag)
0 VdS-Fachgruppen-Verantwortliche (Beitrag)
0 Autorenverzeichnis (Beitrag)
Textinhalt des Journals 61
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
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Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
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Nach Redaktionsschluss
Forum für Sternfreunde
Mit dem neuen Diskussionsforum im Internet baut die Vereinigung der Sternfreunde den Dialog mit und unter aktiven Sternfreunden aus. Die Teilnahme am Forum steht allen Interessenten offen und ist nicht an eine Mitgliedschaft gebunden. Mitlesen ist auch ohne Anmeldung möglich. Unterteilt ist das Forum in verschiedene Unterforen, die sich an den Themen der VdSFachgruppen orientieren.
Nach einem Probebetrieb ist das VdS-Forum nun auch offiziell am Start und freut sich über alle Sternfreunde, die mit Themen und Beiträgen zum Austausch beitragen.
Die Fachgruppen waren auch Initiator des Forums. Einige bisher separate Online-Angebote der VdS-Fachgruppen sind unter dem Dach des VdS-Forums vereint worden. Mit nur einer Anmeldung stehen Nutzern entsprechend gleich mehrere Dienste zur Verfügung. Die Themenpalette wird in nächster Zeit weiter ausgebaut werden.
Im Vordergrund des VdS-Forums steht der Dialog. Damit ergänzt das VdS-Forum die VdS-Website und den Facebook-Auftritt der VdS. Wer im VdS-Forum angemeldet ist, kann nicht nur existierende Themen aufgreifen und kommentieren, sondern selbst neue Diskussionen ins Leben rufen. Bei der Registrierung und im Forum wird mit den richtigen Namen gearbeitet. Damit soll ein respektvoller und offener Austausch gesichert werden.
Das VdS-Forum findet man unter der Adresse forum.sternfreunde.de Den Facebook-Auftritt der VdS findet man unter www.facebook.com/sternfreunde Unter @astronomietag gibt es aktuelle Nachrichten zum Astronomietag im Twitterformat.
VdS-Journal Nr. 61
Nach Redaktionsschluss
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Rätselecke
7. Norddeutsches Sternwartentreffen (NST)
am 20. Mai 2017 in Münster
Wir laden herzlich Sternfreunde und Mitglieder astronomischer Vereinigungen aus Norddeutschland zu diesem Treffen nach Münster ein. Anmeldungen für kurze Beiträge sind herzlich willkommen, die übliche Tagungstechnik steht bereit.
Tagungsablauf 11:00 Uhr Begrüßung 11:30 Uhr Vortrag ,,Die astronomische Uhr im münsterischen Dom" 12:30 Uhr Mittagessen 13:15 Uhr Sonderveranstaltung im Planetarium 14:00 Uhr Tagungsbeiträge, Diskussionsrunden (werden je nach Eingang von
Meldungen bis 1 Woche vor der Tagung aktualisiert), Kaffeepausen sind eingeplant! 18:00 Uhr Tagungsende 18:30 Uhr Abendessen in der Pizzeria LaVela, Mecklenbecker Str. 112, 48151 Münster 20:30 Uhr Besichtigung der Sternwarte Münsterland bei Kattenvenne
Anmeldungen Vortrags- oder Diskussionsthemen bitte frühzeitig anmelden! Teilnahme bitte bis 15. Mai anmelden, damit wir entsprechend planen können! E-Mail: md@astronomie-ms.de
Tagungsort Sternfreunde Münster e.V. LWL-Museum für Naturkunde Sentruper Straße 285, 48161 Münster Kostenloses Parken ist am Freilichtmuseum Mühlenhof möglich (5 min Fußweg) oder vor dem Naturkundemuseum auf dem Parkplatz des Zoos (gebührenpflichtig)
Kontakt Michael Dütting, md@astronomie-ms.de Björn Voss, bv@astronomie-ms.de Jürgen Stockel, kasse@astronomie-ms.de
In dieser Aufnahme konnten durch intensive Bildverarbeitung mit der Software ,,PixOutside" fünf seltene Phänomene sichtbar gemacht werden. Finden Sie sie?
Veranstaltung geplant?
Zur Aufnahme in den VdS-Terminkalender schreiben Sie bitte an
termine@vds-astro.de
Vielen Dank!
VdS-Journal Nr. 61
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Sonnenfinsternisse
Die Sonnenfinsternis
am 21. August 2017
von Martin Hörenz
Bereits mehrfach war das Thema ,,Sonnenfinsternisse" (SoFi) Schwerpunktthema im VdS-Journal. Umfangreiche Anleitungen bildeten die Grundlage eines Artikels im Journal 1/1999 [1], der größtenteils seine Gültigkeit behalten hat und hier deshalb nicht noch einmal wiedergegeben werden soll. Im Journal 1/2010 wurde die längste totale SoFi im 21. Jahrhundert als Nachlese thematisiert. Zahlreiche Berichte von SoFi-Reisen in anderen Ausgaben zeugen von einem großen Interesse unserer Mitglieder. Am 21.08.2017 trifft der Mondschatten wieder einmal die Erde.
In Vorbereitung dessen soll das Thema ,,Sonnenfinsternisse" daher erneut aufgegriffen werden.
Durch gute Reiseverbindungen, dazu in der Ferienzeit, ist die totale Sonnenfinsternis am 21.08.2017 ein einfaches Reiseziel. Musste man in den vergangenen Jahren noch in die Arktis (2015) oder nach Indonesien (2016) reisen, überstreicht der Mondschatten nun einen ca.100 Kilometer breiten Streifen quer durch die USA, beginnend im Nordwesten (Oregon) bis nach Südosten (South Carolina).
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Beginn bei Son nen
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,
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Maximum Totalitätszo ne
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Dort, wo der Kernschatten erstmals auf das amerikanische Festland trifft, dauert die Totalität auf der Zentrallinie zwei Minuten. Im Verlauf der Finsternis nimmt die Totalitätsdauer auf der Zentrallinie weiter zu und erreicht in den Bundesstaaten Missouri, Illinois, Kentucky und Tennessee mit 2:40 Minuten ein Maximum, ehe sie langsam wieder abnimmt und an der Ostküste der USA immerhin noch 2:35 Minuten beträgt [2].
In Bezug auf die Finsternisdauer sind also tendenziell die östlich gelegeneren Orte der USA von Interesse. Wer eine möglichst lange Totalität erleben möchte, sollte für die Wahl des Beobachtungsortes aber auch die Wetterverhältnisse im Auge behalten. Auf Basis langjähriger Statistiken sind die besseren Wetterverhältnisse eher im westlichen Teil des Totalitätsgebietes zu erwarten. So lag
die durchschnittliche Bewölkung in der Vergangenheit im gebirgigen Nordosten Oregons bei etwa 20 bis 30 Prozent und nahm entsprechend der Statistik nach Osten hin deutlich zu. Detaillierte Informationen hierzu finden sich in [3]. Am Ende wird aber das tatsächliche Wetter entscheidend sein, hier hilft es, ggf. mobil zu sein, um den Wolken kurzfristig davonfahren zu können. Zuverlässige Wetterprognosen sollten einige Tage vorher verfügbar sein.
: UTC : UTC : UTC : UTC : UTC : UTC : UTC
1 Die Sonnenfinsternis vom 21.08.2017 im Überblick, Grafik: Sven Melchert unter Verwendung
einer Karte der Software ,,Solar Eclipse Maestro" von Xavier Jubier.
Die Finsternis ereignet sich übrigens unter ähnlichen geometrischen Bedingungen wie die totale Sonnenfinsternis von 1999 (siehe Kasten 1), die auch in Süddeutschland beobachtet werden konnte. Das liegt vor allem daran, dass 223 syno dische Monate (Zeitspanne zwischen zwei gleichen Mondphasen) fast genau 242 drakonitischen Monaten (Zeitspanne zwi-
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Sonnenfinsternisse
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schen zwei gleichartigen Durchgängen des Mondes durch die Ekliptikebene) entsprechen. Dieser Zeitraum wird auch als Sarosperiode (6585,3 Tage bzw. 18,03 Jahre) bezeichnet.
Was nicht vergessen werden sollte: Die Sonnenfinsternis lässt sich eventuell auch im äußersten Nordwesten Deutschlands kurz vor Sonnenuntergang als leichte partielle Finsternis beobachten - vorausgesetzt man hat eine freie Horizontsicht und verfügt über ein Fernrohr und geeignete Filter. Eine wirklich exakte Vorhersage über die Sichtbarkeit lässt sich nicht treffen, da sich der Mond ,,von unten" vor die Sonne schiebt und somit die Finsternis nur kurz vor Beginn des Sonnenuntergangs zu sehen ist. Dabei spielt die Refraktion eine entscheidende Rolle, die sich aber nicht langfristig genau vorhersagen lässt, da diese von der Schichtung der Atmosphäre abhängt. Auf den Inseln Sylt, Helgoland, Borkum oder im ostfriesischen Raum (Emden, Aurich) ist eine Beobachtung durchaus Erfolg versprechend, falls das Wetter mitspielt.
Kasten 1: Die totalen Sonnenfinsternisse 1999 & 2017 im Vergleich [4, 5]
Datum: Größe: Max. Dauer: Max. Breite des Finsternispfades: Durchmesser der Sonne: Durchmesser des Mondes: Geogr. Breite des Ortes der max. Finsternis: Saroszyklus:
11.08.1999
1,092
2:23 min
112 km
31' 34'' 32' 01'' 45 Grad 05'
145 (Nr. 21/77)
21.08.2017
1,031
2:40 min
115 km
31' 37'' 32' 07'' 36 Grad 58'
145 (Nr. 22/77)
Internet- und Literaturhinweise: [1] Riedel, Chr.; Staps, D.: Die totale
Sonnenfinsternis am 11. August; VdS-Journal Nr. 2 (1/1999), Seiten 20-33 [2] Zeiler, M.: GreatAmericanEclipse. com; URL: www.greatamerican eclipse.com/ (Status: 02.10.2016) [3] Anderson, J.; West, J.: 2017 Overview; URL: http://eclipsophile. com/overview/ (Status: 02.10.2016) [4] Espenak, F.: Total Solar Eclipse of 1999 Aug 11; NASA Eclipse Web Site; URL: http://eclipse.gsfc. nasa.gov/SEplot/Seplot 1951ZSE1999Aug11T.GIF (Status: 05.11.2016) [5] Espenak, F.: Total Solar Eclipse of 2017 Aug 21; NASA Eclipse Web Site; URL: http://eclipse. gsfc.nasa.gov/SEplot/SEplot2001/ SE2017Aug21T.GIF (Status: 05.11.2016)
2 Die Sonnenfinsternis in Westeuropa, Grafik: Wolfgang Strickling,
berechnet mit der Software EclipseDroid, Kartenmaterial: OpenStreetMap
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Sonnenfinsternisse
Vor 18 Jahren: Sonnenfinsternis in Süddeutschland
- ein Rückblick
von Martin Hörenz
Fast achtzehn Jahre ist es her, seit der Mondschatten zum letzten Mal über den deutschsprachigen Raum zog. In einem etwas mehr als 100 Kilometer breiten Korridor, der sich damals quer durch Süddeutschland zog, ereignete sich eine totale Sonnenfinsternis. Viele Amateurastronomen hatten sich damals lange auf dieses Ereignis vorbereitet. Viele konnten das Schauspiel indes aufgrund der Bewölkung nicht sehen oder standen sogar im Regen. Andere hatten mehr Glück
und konnten die Korona zwischen den Wolken bestaunen.
Insbesondere die VdS-Fachgruppe Sonne war damals gefragt, Aktivitäten auf die Beine zu stellen. Hauptevent war eine Internationale VdS-Sonnenfinsternis-Tagung, die unter Vermittlung von Klaus Reinsch im ESO-Headquarter in Garching stattfand. Die Tagung wurde Donald F. Trombino gewidmet, der vor seinem Tod 1998 plante, eine Finsternis-
Hinweis
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 62 ,,Künstliche Satelliten" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Treffen, Messen, Veranstaltungen" in Journal Nr. 63 Redaktionsschluss: 01.05.2017 Redakteur: S. Melchert, Sven.Melchert@vds-astro.de
,,Feuerkugeln und Meteorite" in Journal Nr. 64 Redaktionsschluss: 01.08.2017 Redakteur: Sirko Molau, fg-meteore@vds-astro.de
,,Vorbereitung Mars-Opposition" in Journal Nr. 65 Redaktionsschluss: 01.11.2017 Redakteur: S. Kowollik, redaktion-planeten@vds-astro.de
Zur Gestaltung unserer Journale benötigen wir Beiträge der Mitglieder. Dies kann sowohl ein wissenschaftlich fundierter Artikel als auch ein einfaches Beobachtungserlebnis sein. Außerdem soll es möglichst regelmäßig eine Galerie von Fotografien und Zeichnungen geben. Wer nicht gerne schreibt, kann also auch auf diese Weise vertreten sein! Wir freuen uns über alle Einsendungen!
Beiträge sollen an die zuständigen Redakteure (siehe auch Liste der VdS-Fachgruppen-Redakteure) oder an die VdS-Geschäftsstelle (Mail/Postadresse) geschickt werden. Vorher empfehlen wir, als Hilfestellung die Autorenhinweise zu nutzen (siehe www.vds-astro.de/fuer-mitglieder/vds-journal/vds-journal-autorenhinweise.html). Dort finden Sie in der rechten Randspalte auch einen Musterartikel als Vorbild und das Artikeldeckblatt zum Eintragen der wichtigsten Daten.
Mit dem Einsenden gibt jeder Autor gleichzeitig sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht jedoch keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form abzudrucken. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
Die Redaktion
VdS-Journal Nr. 61
1 Pressemappe und Faltblatt der VdS
zur Sonnenfinsternis 1999
Expedition nach Garching zu führen und schließlich auch dafür sorgte, dass auch Teilnehmer aus den USA an der Tagung teilnahmen. Insgesamt nahmen 93 Teilnehmer aus elf Nationen teil. Ihnen wurde eine bunte Mischung aus Vorträgen und Exkursionen geboten. Die erste - mit dem Ziel der Sonnenfinsternisbeobachtung - verlief leider weniger erfreulich, verdeckte doch gerade zur Totalität eine Wolke die Sonne. Trotzdem konnte der angestaute Frust am Abend bei der VdSFinsternisparty vertrieben werden, bei der die eigens angereiste Band ,,Crocodile Pilots" für Stimmung sorgte [1, 2].
Im VdS-Journal stand die Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 über einen längeren Zeitraum im Mittelpunkt. So informierte das vor der Sonnenfinsternis herausgegebene Heft ,,VdS-Journal 1999" - das zweite seiner Art überhaupt - auf fast 20 Seiten u.a. über die Möglichkeiten zur Beobachtung des Ereignisses. Jedem Heft lag eine vom AstroMediaVerlag Klaus Hünig gesponserte SofiBrille bei. Eine erste Rückschau lieferte dann das nach der Finsternis erschienene VdS-Journal ,,Herbst 1999" [2]. Auch im Folgeheft ,,Sommer 2000" - dem vierten Journal - war die Sonnenfinsternis noch thematischer Schwerpunkt. Neben weiteren fast zehn Seiten Rückschau wurde erstmals mit einem Schwerpunkt-
Sonnenfinsternisse
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Begleitbroschüre zum Kinospot zur Sonnenfinsternis 1999
thema (Sonnenaktivität) - damals noch als ,,Hauptthema" bezeichnet - die Arbeit einer Fachgruppe vorgestellt.
Neben der Tagung gab es eine Reihe von Veranstaltungen unter dem Dach der VdS. Hier ist v.a. ein durch Uwe Reimann organisiertes Jugendcamp in Violau zu nennen, einem ersten Vorläufer des heutigen ,,Astronomischen Sommerlagers" (ASL) der Fachgruppe Jugendarbeit. Auch ein weiteres, von Andreas Murner organisiertes Camp am Chiemsee diente der Beobachtung der Sonnenfinsternis und wurde über die VdS beworben.
Die breite Öffentlichkeit wurde damals vor allem durch ein Informationsfaltblatt informiert (siehe Abb. 1). Ein von Peter Völker entworfenes Infoblatt wurde textlich von Natalie Fischer, Klaus Hünig, Dietmar Staps und Peter Völker gestaltet. Ziel war es, allen VdSMitgliedern, Mitgliedssternwarten und -Planetarien diesen Flyer kostenfrei zur Verfügung zu stellen (andere bezahlten 0,10 DM pro Stück). Für die Finanzierung der 8.000 DM Druckkosten gelang es Peter Völker, Sponsorengelder einzuwerben: Zeiss-Augenoptik/Aalen, Klaus Hocker, AstroMedia-Verlag Klaus Hünig und SunWatch-Verlag Jürgen Lehmann/ Nils Rhode legten zusammen. Mit einer Auflage von fast 270.000 Exemplaren [1] stellt das Faltblatt bis heute die auflagenstärkste Publikation der VdS dar.
Aus dem Verkauf an Nichtmitglieder sowie durch Lizenznachdrucke, aber auch durch Überschüsse aus den Tagungseinnahmen wurde die Sonnenfinsternis auch für die VdS-Kasse ein Erfolg - ein insgesamt fünfstelliger DM-Betrag wurde von der FG Sonne an den damaligen Schatzmeister der VdS, Hans-Joachim Bode, überwiesen. Zu erwähnen ist hier, dass Robert Hilz die geschäftsmäßige Abwicklung der Vorhaben ehrenamtlich übernommen hatte. Mehrere Pressekonferenzen im Vorfeld der Finsternis, die erste bereits am 22. Mai 1998 in Magdeburg (u.a. mit Harald Müller und Jost Jahn), zeugten von einem großen Interesse an der Öffentlichkeitsarbeit der VdS (Pressemappe siehe Abb. 1). Sogar mit einem Kinospot, der gemeinsam mit Zeiss produziert wurde, konnte die breite Öffentlichkeit erreicht werden (siehe Abb. 2). Darüber hinaus beteiligten sich auch mehrere VdS-Mitglieder mit Beiträgen an einem Sterne-und-Weltraum-Special [3].
Literaturhinweise: [1] Völker, P.: Erstens kommt es zwei-
tens anders als man drittens denkt; SONNE 92, Seiten 99-100, 1999 [2] Völker, P.: Internationale VdSTagung, VdS-Journal Nr. 3 (2/1999), Seiten 8-9 [3] SuW Special 4: Sonne - Der Stern in unserer Nähe, Verlag Sterne und Weltraum, Heidelberg, 1999
Inserentenverzeichnis
astronomie.de, Neunkirchen 63
Astro-Shop, Hamburg
U2
ATT, Essen
47
Baader Planetarium, Mammendorf U4
e.Media GmbH, München
91
euro EMC, Postau
107
Gerd Neumann jr., Hamburg 27
Fritz G. Koring, Marokko
29
Kosmos Verlag, Stuttgart
19
Lille
87
Optical Vision Ltd., UK
Optische Geräte Wolfgang Lille, Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg
U3 87 13, 33
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Sonnenfinsternisse
Wetter- und Atmosphärenbeobachtungen bei einer totalen Sonnenfinsternis
von Wolfgang Strickling
Eine totale Sonnenfinsternis gehört zu den eindrucksvollsten Naturschauspielen, die man auf diesem Planeten erleben kann. Entscheidend für das Erlebnis und das subjektive Empfinden sind aber nicht nur der Anblick am Himmel, sondern auch die Veränderungen der Umwelt, vor allem des Wetters und der Natur. Neben der fotografischen Dokumentation einer Finsternis ist es reizvoll, auch das Wetterg eschehen zu beobachten und aufzuzeichnen. Solche Beobachtungen haben auch einen nicht zu unterschätzenden Vorteil: Sie lassen sich auch bei schlechtem Wetter oder bei Bewölkung erfolgreich durchführen, selbst dann, wenn die Korona hinter Wolken verborgen bleibt! Nach der ,,Wolkenfinsternis" von 1999 waren diese ,,Wettermessungen" im Wesentlichen meine einzigen Ergebnisse. Besonders interessant sind solche Messungen auch deswegen, weil sich bei einer totalen Sonnenfinsternis die Bestrahlungsverhältnisse derart schnell ändern wie niemals sonst in der
Natur, so dass eine Finsternis ein ideales Atmosphärenexperiment ist.
Naheliegend sind Messungen von Temperatur, Wind und Helligkeit, weil diese den Umgebungseindruck für den Menschen sehr wesentlich bestimmen. Um nicht die Messwerte dauernd notieren zu müssen und sich vom vielfältigen Geschehen bei der Finsternis abzulenken zu lassen, empfiehlt sich die Nutzung einer automatischen Wetterstation, welche die Messwerte für eine spätere Analyse selbstständig aufzeichnet und abspeichert. Solche Geräte sind im Handel in vielen Varianten erhältlich. Versierte Elektronikbastler können sich aber auch aus einzelnen Komponenten eine Wetterstation nach Maß zusammenbauen und optimieren. Auf Basis des C-Control-Mikrocontrollers habe ich so eine Station aufgebaut und schon bei mehreren Finsternissen erfolgreich einsetzen können (siehe Abb. 1). Eine Dokumentation zum Nachbau habe ich im Internet veröffentlicht.
1 Kompakter Aufbau einer mobilen Selbstbau-Wetterstation auf Basis eines
Mikrocontrollers (hinten), der gleichzeitig eine Spiegelreflexkamera mit Weitwinkeloptik ansteuert und einem Nachbau des Sky-Quality-Meters, dessen Sensor schwenkbar auf einem Servomotor montiert ist (vorne).
VdS-Journal Nr. 61
Die Helligkeit während der Finsternis Eindrucksvoll ist es, den Verlauf der Umgebungshelligkeit insgesamt sowie der des Himmels selbst zu registrieren. Das kann im einfachsten Fall mit einem Foto-Belichtungsmesser oder mit einer Digitalkamera geschehen, für genauere Anwendungen kann ein kalibriertes Luxmeter verwendet werden. Während der Totalität kann man die Helligkeit des Himmels auch mit einem Sky-Quality-Meter messen. Von einer maximalen Helligkeit von ca. 100.000 Lux bei wolkenlosem Himmel sinkt die Beleuchtungsstärke auf wenige Lux während der Totalität ab. Dann leuchtet der Horizont in reizvoll anzuschauenden Dämmerungsfarben und erzeugt ein merkwürdiges Zwielicht, das einen wesentlichen Beitrag zur Umgebungshelligkeit leistet. Die Quelle dieses Lichtes ist der beleuchtete Rand der Totalitätszone.
Der Verlauf von Temperatur und Feuchtigkeit Interessant ist die Registrierung des Temperaturverlaufs während der Finsternis. Wegen der verminderten Sonneneinstrahlung wird es kühler und es ist spannend zu verfolgen, wann die Temperaturänderung einsetzt, wie stark sie ist, wie lange sie dauert und wann man sie erstmalig subjektiv bemerkt. Wie erfahrene Finsternisbeobachter bestätigen können, ist schon etwa 20 Minuten nach dem ersten Kontakt eine leichte Abkühlung spürbar. Ein Thermometer zeigt dann mitunter noch gar keinen oder nur einen sehr geringen Temperaturabfall an. Unsere Haut verspürt in dem Moment jedoch schon die nachlassende Infrarotstrahlung der Sonne. Dieses Phänomen ist sogar bei einer geschlossenen dünnen Wolkendecke oder mit warmer Bekleidung zu beobachten. Es ist bemerkenswert, dass man den Wärmestrahlungsabfall mit der Haut wesentlich früher bemerkt als den Lichtabfall mit dem Auge. Unser Auge kann den Helligkeitsabfall sehr lange kompensieren und erst ab einem Bedeckungsgrad von etwa 60 bis 70 Prozent bemerkt ein Beobachter
Sonnenfinsternisse
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2 Grafik aus den Wetteraufzeichnungen mit zwei Thermometern, Hygrometer, Luxmeter und Anemometer (Windmesser)
bei der Sonnenfinsternis am 09.03.2016 in Indonesien
das Nachlassen der Lichtintensität. Abhängig von Totalitätsdauer, Luftfeuchte und Umgebungsbedingungen kann die Temperatur bis etwa fünf Minuten nach der Totalität um 5 bis 10 Kelvin sinken. Dabei überlagern sich natürlich die Finsterniseinflüsse mit dem normalen Tagesgang der Temperatur und anderen meteorologischen Veränderungen, die durch Luftströmungen o.ä. verursacht werden. Ein Problem bei Temperaturmessungen besteht darin, dass ein Thermometer nicht zwingend die Lufttemperatur misst, sondern erst einmal die Temperatur seines Sensors. Diese kann beträchtlich von der Lufttemperatur abweichen. Deshalb sind Vergleiche von Messungen mit verschiedenen Geräten und an unterschiedlichen Orten schwierig. Besonders wenn das Thermometer der direkten Sonnenstrahlung ausgesetzt wird, wird die solare Wärmestrahlung den Sensor beträchtlich aufheizen. Die angezeigte Temperatur hängt dann in schwer vorherzusagender Weise von den Strahlungs-Absorptionseigenschaften und dem Aufbau des Thermometers ab. Deshalb ist unbedingt darauf zu achten, dass das Thermometer im Schatten steht oder gut abgeschattet ist. Auch die Nähe von Gebäuden, dem Boden oder gepflasterten Flächen, die sich durch die direkte Sonnenbestrahlung stark aufheizen, beeinflusst die gemes-
sene Lufttemperatur erheblich. Um diese Störungen genauer zu bestimmen, habe ich gelegentlich einen Temperatursensor oberflächlich im Sand vergraben und auch einen Sensor bodennah montiert (siehe Abb. 2). Andererseits montieren Meteorologen ihre Messgeräte in weißen, gut belüfteten Wetterhäuschen zwei Meter über dem Grund in möglichst großem Abstand von Gebäuden.
Auch die relative Luftfeuchtigkeit ändert sich während einer Finsternis in starkem Maß. Ursache dafür ist jedoch im Wesentlichen der Temperaturrückgang, der bei unverändertem absoluten Wassergehalt der Luft einen Anstieg der relativen Feuchte verursacht. Ein spezifischer Einfluss des astronomischen Geschehens auf den Wassergehalt ist dagegen eher gering. Da die Schwankungen der Temperatur bei trockener Luft aber stärker ausfallen als bei hoher Feuchtigkeit, ist die Registrierung der Feuchte trotzdem sinnvoll.
Der Finsterniswind In der Literatur wird häufig ein sogenannter Finsterniswind beschrieben. Beobachter berichteten, dass zur Totalität ein starker Wind einsetzte und vor allem teleskopische Beobachtungen und langbrennweitige Fotografien behinderte. Ich konnte so etwas jedoch nie feststellen. In
der Regel kam es durch das Nachlassen der Sonnenstrahlung und durch die damit reduzierte Konvektion der Luft auch zu einem Abflauen des Windes. Trotzdem ist natürlich interessant, Windrichtung und -geschwindigkeit zu messen und vielleicht mit dem Temperaturgang in Beziehung zu setzen. Natürlich sollte sich auch der Windmesser nicht in der Nähe von Gebäuden oder ähnlichen Hindernissen befinden.
Weitere Phänomene Messtechnisch schwierig sind Luftdruckschwankungen zu erfassen. Theoretisch sind bei der plötzlichen Abkühlung der Luft Druckveränderungen zu erwarten, allerdings nur in sehr geringem Ausmaß von ca. einem Hektopascal oder weniger. Diese werden jedoch überlagert von Einströmungen aus der Umgebung und Veränderungen aufgrund des ,,normalen" Wettergeschehens, welche die Größe der theoretisch zu erwartenden Änderung deutlich übersteigen. Als Messgerät bieten sich Smartphones mit eingebautem Barometer an. Apps wie z.B. ,,EclipseDroid", die mit möglichst hoher zeitlicher Auflösung die Messwerte protokollieren, könnten hierzu interessante Daten liefern.
Ein Phänomen, das mit atmosphärischen Einflüssen eng gekoppelt ist, sind die
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Sonnenfinsternisse
3 Fischaugenaufnahme des von Westen (rechts) heranziehenden Mondschattens unmittelbar vor dem zweiten Kontakt;
Finsternis vom 22.07.2009 in China
sog. ,,fliegenden Schatten". Das sind sich wellenartig über den Boden oder über Wände ziehende bandartige Muster, die kurz vor dem zweiten oder nach dem dritten Kontakt sichtbar werden können. Ursache der fliegenden Schatten sind Turbulenzen und Dichteschwankungen in der Luft. Da die fliegenden Schatten sehr kontrastarm sind, ist es schwierig, sie zu fotografieren oder zu filmen. Ein nächster Artikel in diesem Heft widmet sich speziell diesem Thema.
Weitere atmosphärische Erscheinungen wie die Veränderung der Lichtstimmung und Himmelsfärbung, die Dynamik der Bewölkung oder das Heran- und Wegziehen des Mondschattens lassen sich gut mit Videokameras oder in Fotosequenzen festhalten (siehe Abb. 3). Die Kamera sollte dazu einen freien Horizontblick haben, mit einer Weitwinkel- oder Fischaugenoptik ausgerüstet sein und möglichst rauscharm sein. Gut geeignet sind dafür auch hochwertige Actioncams.
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Um Kameraequipment und Aufnahmeeinstellungen ausgiebig zu testen, eignet sich gut die Dämmerung, denn die Helligkeit zur Totalität entspricht etwa dem Beginn der nautischen Dämmerung am Abend, wenn die Sonne sechs bis sieben Grad unter dem Horizont steht.
Die nachlassende Konvektion in der zentralen Phase der Finsternis sorgt übrigens bisweilen dafür, dass sich Kumuluswolken pünktlich zur Totalität auflösen. Viele Beobachter berichten davon, es bieten sich also auch Video- oder Zeitrafferaufnahmen des Himmels mit Weitwinkeloptiken über einen längeren Zeitraum an. Eine Finsternis bietet somit neben der Beobachtung und Fotografie der Korona eine Fülle von Beobachtungsmöglichkeiten. Mit den heute verfügbaren technischen Mitteln lassen sich viele davon automatisch registrieren und später bequem am PC analysieren. Man muss sie nur im Vorfeld bei der Planung berücksichtigen!
Internet- und Literaturhinweise: [1] Strickling, W.: Meteorologische
Beobachtungen bei der Sonnenfinsternis 2001, SONNE 100 (2001), S. 107-109 [2] Strickling, W.: Der Dämmerungsverlauf bei der Sonnenfinsternis am 31.05.2003, SONNE 107 (2003), S. 66-67 [3] Strickling, W.: Die Sonnenfinsternis am 29.3.2006, Wetter- und andere Beobachtungen. Interstellarum 47 (2006), S. 34-38 [4] Dokumentation meiner C-ControlWetterstation: www.strickling.net/ c-control.htm [5] ,,EclipseDroid", Finsternis-App zur Kamerasteuerung und Messwertprotokollierung: https://play.google. com/store/apps/details?id=com. eclipsedroid
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Sonnenfinsternisse
Beobachtung und Aufnahme der fliegenden Schatten
von Wolfgang Strickling
Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist eine Vielzahl interessanter Phänomene zu beobachten. Eines davon sind die ,,fliegenden Schatten", merkwürdige Bänder, die kurz vor oder kurz nach der Totalität über den Boden oder über Hauswände huschen. Die Ursache dieser Erscheinung war lange Zeit rätselhaft und lag im Unklaren. Wegen der schon fortgeschrittenen Dunkelheit kurz vor oder nach der Totalität waren die fliegenden Schatten lange Zeit auch schwierig zu fotografieren oder auf bewegten Bildern festzuhalten. Heutzutage, im Zeitalter hochempfindlicher Video- und Fotokameras, ist es aber auch für Amateure kein Problem mehr, diese aufzunehmen und es lohnt sich, die fliegenden Schatten in ein Beobachtungsprogramm zu integrieren.
Die Erscheinung entsteht durch Interferenz und gegenseitige Überlagerung von Lichtstrahlen, die bei der Durchquerung der Atmosphäre mit all ihren Turbulenzen und Dichtevariationen einen etwas unterschiedlichen Weg genommen haben. Ein prinzipiell ähnliches Phänomen sind die flirrenden Muster auf homogen strukturierten Flächen, die mitunter an sehr heißen Tagen beobachtet werden können.
Bei einer Sonnenfinsternis allerdings verwandelt sich die ursprünglich flächenhafte Lichtquelle, die Sonnenscheibe, in eine immer schmaler werdende Sichel, die schließlich nur noch einem
1-3
Bildersequenz der fliegenden Schatten vor dem zweiten Kontakt (Aufnahmen am 09.03.2016 in Indonesien). Im Inset ein zeitgleich aufgenommenes Bild der Sonnensichel mit der gleichen Orientierung, wie sie auf dem Projektionsschirm erscheinen würde. Die Schattenbänder verlaufen parallel zum projizierten Bild der Sonnensichel. Leider waren die fliegenden Schatten bei dieser Finsternis recht kontrastarm und deshalb nur sehr schwach zu sehen.
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leuchtenden Strich ähnelt. Während eine Punktlichtquelle ein fleckiges Interferenzmuster erzeugen würde, wird das Muster, das die schlitzförmige Sonnensichel erzeugt, zu Bändern verschmiert und in Form der fliegenden Schatten sichtbar. Die Orientierung der resultierenden Schattenbänder verläuft parallel zu einem projizierten Abbild der Sonnensichel. Wenn der Beobachtungsort direkt auf der Zentrallinie liegt, sind die fliegenden Schatten vor und nach der Totalität identisch orientiert. Abseits der Zentrallinie ändert sich die Orientierung vorher und nachher, denn die Positionswinkel des zweiten und dritten Kontakts am Himmel sind nicht mehr exakt um 180 Grad versetzt.
Die Bewegung der Schattenbänder wird durch die Windbewegung der atmosphärischen Turbulenzzellen verursacht und erscheint stets senkrecht zur Verlaufsrichtung der Schattenbänder, da man mit dem Auge Parallelverschiebungen der Bänder kaum wahrnehmen kann. Je schmaler die Sonnensichel wird, umso schmaler und kontrastreicher erscheinen auch die Schattenbänder. Während der Totalität verschwinden sie schließlich, können aber nach dem dritten Kontakt noch einmal erscheinen.
Eine interessante Variante der fliegenden Schatten sind Schattenbänder in den Wolken. Aufmerksame Beobachter und Fotografen konnten in den letzten Jahren des Öfteren fliegende Schatten in den Wolken beobachten. Auf Fotografien des Diamantrings, zeigten sie sich bisweilen in dünnen Wolken, also wenige Sekunden vor dem zweiten bzw. nach dem dritten Kontakt. Diese Schattenbänder sind verhältnismäßig schmal, so dass sie vor allem auf höher aufgelösten Aufnahmen erkennbar sind. Genauso wie die Schattenbänder am Boden verlaufen sie parallel zur Ausrichtung der schmalen Sonnensichel. Die Wolken-Schattenbänder sind erstmals durch die Bildpublikation im ,,Astronomy Picture of the Day" (APOD) im Jahr 2010 weiten Kreisen bekannt geworden [5].
Equipment für die Beobachtung Idealerweise benutzt man als Projektionsschirm eine mattweiße homogene Fläche (Abb. 1-3), z. B. eine beschichtete Holzplatte von ca. 1 bis 1,5 Meter Größe, die
4 Screenshot des Video-Editors von Blender [6] zur Erzeugung des gemittelten Videos
aus der Originalsequenz.
idealerweise genau senkrecht zur Sonne aufgestellt wird. Tücher sind weniger geeignet, weil man sie kaum faltenfrei hinlegen kann und der Wind das Tuch bei der Aufnahme oft bewegt. Ein akzeptabler Kompromiss sind preiswert erhältliche und gut transportable Faltreflektoren aus dem Fotohandel. Es ist vorteilhaft, den Schirm im Blickfeld des Beobachters zu platzieren, damit man einerseits nicht von den übrigen Beobachtungen zu sehr abgelenkt ist und andererseits die fliegenden Schatten bei der Beobachtung gut im Auge behalten kann.
Möchte man die fliegenden Schatten fotografieren oder filmen, sollte man vermeiden, dass Personen zwischen Kamera und Projektionsschirm durchlaufen oder ihr Schatten auf den Schirm fällt. Die Kamera sollte möglichst empfindlich und rauscharm und mit einer lichtstarken Optik ausgestattet sein. Man kann schon im Vorfeld durch Aufnahmen in der fortgeschrittenen Dämmerung ein möglichst rauscharmes Gerät auswählen, da das Bildrauschen die spätere Analyse ganz besonders erschwert! Der Autofokus muss auf jeden Fall abgestellt werden und die Kamera manuell auf den
Schirm fokussiert werden. Die Belichtungsregelung sollte jedoch automatisch erfolgen, denn die Lichtintensität ändert sich im fraglichen Zeitraum kontinuierlich und sehr schnell. Bei der Fotografie sind Belichtungszeiten von höchstens 1/100 Sekunde anzustreben, damit man auch schnelle Variationen der Schatten nachweisen kann. Für eine Analyse sind jedoch Videoaufnahmen besser geeignet, weil man dabei die zeitliche Entwicklung besser nachvollziehen kann. Man kann die Aufnahme einfach etwa fünf Minuten vor dem zweiten Kontakt starten und dann bis etwa fünf Minuten nach der Totalität noch laufen lassen.
Neben den genauen geografischen Koordinaten sollten im Beobachtungsprotokoll auch der visuelle Eindruck und möglichst detailliert die Wetter- und Windbedingungen notiert werden. Auch sollte die Kamerauhr vorher sekundengenau gestellt werden, am besten nach einer Funkuhr oder einem GPS-Empfänger. Das Gleiche gilt für die Uhren aller weiteren Kameras, die bei einer Finsternisexpedition zum Einsatz kommen. Einfach und hilfreich zur Dokumentation und für die spätere Auswertung ist ein
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Foto der Referenzuhr. Dadurch können eventuelle Abweichungen der Kamerauhr im Nachhinein leicht ermittelt werden. Wichtig ist ebenfalls die genaue Aufzeichnung von Lage und Größe des Projektionsschirms.
Analyse und Auswertung der Videos Die Auswertung der Aufnahmen ist nicht ganz einfach, denn die fliegenden Schatten haben nur einen sehr geringen Kontrastumfang von einem bis wenige Prozent. Im Vergleich dazu betragen die Helligkeitsvariationen selbst einer sehr homogenen Projektionsfläche einige Dutzend Prozent. Daneben erschwert die niedrige Beleuchtungsstärke während der Totalität und das damit verbundene Rauschen die Auswertung. Auf einfachen Fotos oder Standbildern aus einem Video sieht man deshalb meist gar keine Schattenmuster, diese sind häufig erst im bewegten Bild erkennbar. Um dennoch Fotos aus der Videosequenz erstellen zu können, ist deshalb einiges an Bildund Videobearbeitung erforderlich. Nach meiner Erfahrung ist die Differenz aus dem Originalvideo und einem zeitlich daraus gemittelten Video am besten geeignet. Man geht dazu folgendermaßen vor: Zuerst erstellt man aus der Videosequenz ein über eine halbe bis eine Sekunde zeitlich gemitteltes Video, indem man mit einer Videosoftware 25-mal die gleiche Videosequenz, jeweils um 1/25 Sekunde versetzt aufmittelt (siehe Abb. 4).
Auf dem resultierenden Film mittelt sich wie beim Stacken von Astroaufnahmen das Rauschen weg. Auch die Bewegungen der fliegenden Schatten verschmieren. Konstante oder nur langsam veränderliche Bildanteile wie unerwünschte Helligkeitsabstufungen des Projektionsschirms bleiben dagegen scharf. Dieses gemittelte Video dient praktisch als Flatfield-Aufnahme, es wird vom Originalvideo abgezogen und gleichzeitig ein mittlerer Grauwert addiert, um negative Werte zu vermeiden. Das Resultat ist ein Video, das nur noch die zeitlichen Veränderungen als Abweichungen vom Grauwert zeigt. Nach meiner Erfahrung ist das Ergebnis bei Subtraktion des gemittelten Flatfieldvideos besser als bei einer Division. In dem resultierenden Differenzvideo kann dann recht einfach der Kontrast verstärkt werden. Da die Berechnungen
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5 Screenshot des Node-Editors von Blender zur Differenzbildung der Videos,
Kontrastverstärkung und Rauschreduktion.
selbst auf schnellen Rechnern ziemlich zeitaufwendig sind und große Datenmengen erzeugen, teile ich die Sequenzen praktischerweise in Abschnitte vor und nach der Totalität auf. Wichtig ist, dass man möglichst einen verlustfreien Codec für die Zwischenvideos wählt, um nicht zusätzliche Artefakte durch die Datenkompression zu erzeugen! Als Software für diese Videobearbeitungen hat sich Video-Editor von ,,Blender" als geeignet erwiesen. Da eine Einführung in Blender an dieser Stelle den Rahmen bei Weitem sprengen würde, sei auf die zahlreichen im Internet verfügbaren Tutorials verwiesen.
Aus den schließlich erhaltenen Videos kann man eine Vielzahl an Auswertungen vornehmen. Es lassen sich zum Beispiel daraus gut Standbilder extrahieren, ebenso lassen sich Orientierung und Abstand der Schattenbänder bestimmen. Außerdem lohnt es sich, aus Aufnahmeserien oder Videos Helligkeits- und Intensitätsvariationen der Schattenbänder zu bestimmen.
[3] Jones, Barrie W.: Shadow Bands Explanation; http://web.williams. edu/Astronomy/IAU_eclipses/explanation.html
[4] Meine Onlinedokumentation zu den fliegenden Schatten mit weiteren Informationen: www.strickling.net/ fliegende_schatten.htm
[5] APOD (Astronomy Picture of the Day) am 24.07.2010: http://apod. nasa.gov/apod/ap100724.html
[6] Blender-Videosoftware (Freeware): www.blender.org/download/
Comic
Internet- und Literaturhinweise: [1] Codona, J. L.: The scintillation the-
ory of eclipse shadow bands. Astronomy and Astrophysics 164 (1986), Seiten 415 - 427; online verfügbar unter http://adsabs.harvard.edu/ abs/1986A&A...164..415C [2] Codona, J. L.: The Enigma of Shadow Bands, Sky and Telescope 81 (1991), Seite 482
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Die Ausdehnung der Sonnenkorona
von Werner E. Celnik
Auf fotografischen Aufnahmen der Sonnenkorona bei totalen Sonnenfinsternissen erkennt man meist ,,nur" die innere, dem Sonnenrand nahe liegende Korona mit einer Ausdehnung von ca. 1-1,5 Grad in ekliptikal Ost und West. Technisch ist dies dem geringen Gesichtsfeld der Kamera bei langbrennweitigen Aufnahmen oder auch der kurzen Belichtungszeit von einigen hundertstel bis zu einigen Sekunden Dauer geschuldet. Klar, dies ist die strukturell attraktivste Region mit zahlreichen Streamern und Bögen in der Korona, die sich so bei keiner Sonnenfinsternis wiederholen, obwohl man bei Maximums- und Minimumsfinsternissen einen allgemeinen Strukturwechsel beobachtet.
Belichtet man länger als einige Sekunden, so erscheint die innerste Korona schnell überbelichtet. Ihre Flächenhelligkeit ist am Sonnenrand maximal und nimmt mit zunehmendem Abstand von der Sonne schnell ab. Um hier die visuell leicht erkennbaren Strukturen fotografisch sichtbar zu machen, sind entsprechende Bildbearbeitungstechniken erforderlich. Aber wo hört die Sonnenkorona dann auf? Endet sie überhaupt irgendwo bei einem bestimmten Sonnenabstand? Natürlich nicht, aber ihre Zusammensetzung ändert sich. Daten zur Sonne sind z.B. zu finden bei Keller ,,Astrowissen" [1] und zur Sonnenkorona bei Wikipedia [2].
Bei Wikipedia [3] ist auch ein schematisches Helligkeitsprofil der Sonnenkorona dargestellt: Am Rand der Photosphäre der Sonne (d.h. ein Sonnenradius Abstand zur Sonnenmitte) beträgt die Helligkeit der Korona ca. 1/100.000 (10-5) der der Photosphäre. Bei zwei Sonnenradien sind es nur noch ein Hundertmillionstel (10-8), bei zehn Sonnenradien (d.h. 2,5 Grad von der Sonnenmitte) gar nur noch ca. 10-10.
Wie in [4] nachzulesen ist, war ich an einer Sonnenfinsternisexpedition in die libysche Wüste beteiligt, wo am 29.03.2006 unter besten Bedingungen Aufnahmen der Sonnenkorona mit Brennweiten von 700 und 30 Millime-
1 Totale Sonnenfinsternis am 29.03.2006, 10:15 Uhr UT, Kamera Kiev 60 mit Objektiv
1:3,5/30 mm, Arbeitsblende 5,6, 2 s belichtet auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100, Format 6x6, Bildautoren: Otto Guthier und Werner E. Celnik
tern, jeweils auf 6x6-Farbdiafilm, gelangen. Die langbrennweitigen Aufnahmen zeigen bei Darstellung in Originalgröße Sterne bis zur Helligkeit 7,3 mag und Koronastreamer in einem Abstand von mehr als acht Sonnenradien.
Die hier zur Auswertung kommenden Weitwinkelaufnahmen (Bilddiagonale 180 Grad ) wurden mit einer Kiev-60-6x6-Kamera mit einer Objektivbrennweite von 30 Millimetern ohne Filter auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100 gemacht, Kamera auf Stativ, Blickrichtung Süd. Merkur (0,9 mag) und Venus standen westlich der Sonne in Elongationen von 24,7 Grad und 46,5 Grad . Vier Aufnahmen mit stehender Kamera von ein bis vier Sekunden Belichtungsdauer wurden gemittelt. Das Bild mit zwei Sekunden Belichtungsdauer ist in voller Größe unter [4] abgebildet,
hier nur in kleiner Version dargestellt (Abb. 1).
Bei der Bildbearbeitung mit Photoshop wurde eine unscharfe Maske angewandt, um die rotationssymmetrischen Anteile der Korona zu entfernen und nur die davon abweichenden Strukturen darzustellen. Dazu wurde das in S/W umgewandelte Ausgangsfarbbild um die Sonnenmitte zweimal um 100 Grad rotiert und vom Original subtrahiert. Das Ergebnis wurde kontrastverstärkt. In den überbelichteten Zentralbereich wurde das mit 700 Millimeter Brennweite aufgenommene Bild im selben Maßstab einkopiert, um die Größenverhältnisse anschaulich darzustellen (Abb. 2 unten). Um das Rauschen im Bild weiter zu reduzieren, wurde die linke Hälfte des Bildes der rechten Hälfte überlagert. Das Bild ist
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2 Oben: untersuchter Bildausschnitt aus Abb. 1. Unten: Bear-
beitungsergebnis von Abb. 1, Bearbeitungsschritte s. Text. Größte nachgewiesene Ausdehnung der Korona mehr als 61 Sonnenradien. Bildautoren: O. Guthier und W. E. Celnik, Bildbearbeitung: W. E. Celnik
wegen der nichtlinearen Bildbearbeitung natürlich nicht mehr auswertbar hinsichtlich der Helligkeitswerte in der Korona. Dennoch wurden die Konturen der Photoshop-Helligkeiten eingetragen, um die Ausdehnung der Korona durch die schwächste geschlossene Kontur darzustellen. Im Ergebnis ist die Sonnenkorona bis in einen Sonnenabstand von 15,3 Grad, also mehr als 61 Sonnenradien, nachweisbar (Abb. 2).
Die Sonnenkorona besteht im Wesentlichen aus zwei Komponenten: die KKorona (,,Kontinuierliche Korona") und die F-Korona (,,Fraunhofer-Korona"). Das Spektrum der K-Korona folgt dem kontinuierlichen Sonnenspektrum, da es durch Thomson-Streuung des Sonnenlichtes an quasifreien Elektronen in der Korona erzeugt wird. Das Spektrum der F-Korona zeigt die Fraunhofer-Linien des Sonnenspektrums und wird durch die Streuung des Sonnenlichtes an interplanetaren Staubteilchen erzeugt. Interplanetare Staubteilchen werden zwar u.a. durch den Lichtdruck aus der Sonnenumgebung entfernt, gleichzeitig jedoch durch den Staubverlust von Kometen stetig nachgeliefert. Interplanetare Staubteilchen bilden bekannterweise durch Streuung des Sonnenlichtes auch die Basis für das Leuchten des Zodiakallichtes.
Kimura und Mann [5] stellten 1998 eine Grafik vor, die auf der Basis von Messungen verschiedener Autoren aus den Jahren 1955 bis 1996 den kontinuierlichen Übergang von K-Korona, F-Korona und Zodiakallicht zeigt. Ab einem Ab-
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stand von vier Sonnenradien dominiert demnach bereits die F-Korona über die K-Korona. Bei 60 Sonnenradien Abstand sehen wir bereits Zodiakallicht. Während das Zodiakallicht eher entlang der Ekliptik ausgerichtet ist, zeigt die F-Korona (wegen der Eigenschaft der sonnennahen Staubpartikel) auch eine ausgeprägte sphärische Komponente. Letztere wurde durch den Bildbearbeitungsprozess im vorliegenden Fall jedoch wegreduziert, um die Komponente entlang der Ekliptik besser herausarbeiten zu können.
Die Farbe der Korona ist eher rot. Kimura und Mann zeigten durch eine Zusammenstellung von Messungen verschiedener Autoren aus den Jahren 1956 bis 1994, dass die Korona bei vier Sonnenradien Abstand bei 2000 Nanometer Wellenlänge (Nah-Infrarot) etwa viermal heller ist als bei 400 Nanometer (Blau).
Um die Sonnenkorona in größtmöglicher Ausdehnung beobachten zu können, sollte ein Farbfilter eingesetzt werden, der tiefrotes Licht durchlässt, also z. B. Schott-Filtergläser vom Typ RG 780 bis RG 1000. Das reduziert gleichzeitig das Streulicht des Finsternishimmels, was den Kontrast weiter erhöht. Für das Aufnahmeobjektiv sollte eine nicht zu große Brennweite gewählt werden, bei einer Kamera mit Vollformat-Chip also höchstens 35-40 Millimeter. CCD-Kameras haben wegen der höheren Dynamik und geringerem Rauschen Vorteile gegenüber einer DSLR, auch wenn die Technik bei DSLRs zurzeit Riesensprünge bei der Bildqualität macht.
Dass die Beobachtungsbedingungen einwandfrei sein sollten, ist klar. Auch ein hoher Sonnenstand ist natürlich von Vorteil. Das Glück, beides vorzufinden, hatten wir bei der Sonnenfinsternis 2006 in der libyschen Wüste.
Unter den in den nächsten Jahren auf uns zukommenden totalen Sonnenfins-ternissen scheint die vom 14.12.2020 in Chile und Argentinien die besten Bedingungen für eine erfolgreiche Aufnahme der ausgedehnten Korona zu bieten: Sie findet zur Mittagszeit statt, bei 72 Grad Sonnenhöhe und guten Wetteraussichten. Man siehe dazu auch den Beitrag von M. Hörenz am Schluss des Schwerpunktthemas in diesem Heft.
Internet- und Literaturhinweise: [1] H. U. Keller, 2000: ,,Astrowissen",
Kosmos Verlag, ISBN 3-44008074-9 oder neuere Auflagen [2] Wikipedia ,,Sonnenkorona": https:// de.wikipedia.org/wiki/Korona_ (Sonne) [3] Helligkeitsprofil der Sonnenkorona: https://de.wikipedia.org/wiki/ Korona_(Sonne)#/media/File: Corona_Brightness_Profile.png [4] W. E. Celnik, O. Guthier, U. Reimann, 2006: ,,Von der schwarzen Oase zur schwarzen Sonne der Sahara", VdS-Journal für Astronomie 21 (III/2006), 50 [5] H. Kimura, I. Mann, 1998: ,,Brightness of the solar F-corona", Earth Planets Space 50, 493
Die Schönheit -- der Wahrheit
-- Verblüffende Erkenntnisse: Warum ist das Universum so elegant aufgebaut?
-- Zusammenhang von Harmonie und Wahrheit in Wissenschaft, Kunst und Kultur
-- Ein historischer Streifzug mit brisanter Aktualität
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256 Seiten, /D 19,99
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Wenn der Drache die Sonne frisst
oder was man bei einer SoFi alles beachten sollte
von Kai-Oliver Detken
Sonnenfinsternisse (SoFi) gehören zu den eindrucksvollsten astronomischen Ereignissen die man sich vorstellen kann. Selbst Menschen, die sich sonst wenig mit der Astronomie beschäftigen, werden von einer SoFi in den Bahn gezogen. Oft kommen SoFi-Beobachter auf den Geschmack und reisen um die ganze Welt, um dieses Ereignis immer wieder erleben zu können. Dabei wird ganz unterschiedliches Equipment um die halbe Welt geschleppt, je nachdem wie nahe man der Sonne sein will. Allerdings reicht theoretisch auch bereits eine etwas einfachere Ausrüstung aus. Trotzdem sollte man, unabhängig von seinem Equipment, gut vorbereitet auf eine solche Reise gehen, da nichts schlimmer ist, als vor Ort festzustellen, dass man den Sonnenfilter zu Hause hat liegen lassen.
Mich hat der SoFi-Virus so richtig erst 2012 in Arizona erfasst. Vorher hatte ich zwar auch 1999 bereits die Sonnenfinsternis in Deutschland am Rande während meiner Arbeitszeit in Norddeutschland mitbekommen. Aber auf die Idee, in den Zug zu steigen, um in voller Schönheit das Ereignis im Stuttgarter Raum zu betrachten, bin ich damals nicht gekommen. Es wäre wahrscheinlich auch kein bleibendes Erlebnis gewesen, da seinerzeit bekanntlich nur an wenigen Stellen die SoFi wolkenfrei beobachtet werden konnte. Daher schaute ich mir die Berichterstattung ausschließlich im Fernsehen an: das ZDF war mit einem Flugzeug unterwegs, um am Chiemsee Aufnahmen ohne Wolkenhindernisse machen zu können, wodurch das Spektakel für alle Fernsehzuschauer live mit verfolgt werden konnte. Danach war das Kapitel
Sonnenbeobachtung für mich erst einmal wieder abgeschlossen - wie für viele Menschen.
Ringförmige SoFi in den USA 2012 Nachdem mich der Astronomie-Virus aber 2007 wieder richtig erfasste und mich in einen Verein [1] in meiner Nähe eintreten ließ, wollte ich 2012 auch endlich eine SoFi selbst erleben. Schließlich dauert es bis zum 03. September 2081, bis sich die nächste totale Sonnenfinsternis in Deutschland ereignet. Da die USA immer ein lohnendes Reiseziel sind und sich dort am 20. Mai 2012 eine ringförmige SoFi ereignen sollte, packte ich die Gelegenheit beim Schopf: Mit zwei weiteren Vereinsmitgliedern wurde die Reise geplant. Dabei fertigte ich eine Checkliste im Vorfeld an, da ich nichts vergessen wollte. Kurz vor dem Einpacken prüfte
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1 Die Sonnenbeobachter bauen in der Nähe von Page ihr Equipment auf.
ich mein damaliges Stativ und erlebte eine böse Überraschung: Der Schwenkkopf ließ sich nicht mehr fixieren, was an einem defekten Schraubgewinde lag, welches nicht mehr zu reparieren war. Es blieben mir noch genau 45 Minuten, um zum nächsten Fotoladen zu kommen und ein neues Stativ zu kaufen, bevor die Geschäfte am Samstag schlossen. Dieses Erlebnis zeigte mir, wie wichtig es ist, sich frühzeitig mit seinem Equipment und dessen Funktionsfähigkeit auseinanderzusetzen. Denn schließlich ist eine solche Reise kostspielig und aufwändig.
In den USA selbst standen neben der Sonnenfinsternis natürlich auch noch andere Besichtigungen auf dem Programm. So besuchten wir das LowellObservatorium in Flagstaff, den Barringer-Meteoriten-Krater und den Bryce Canyon. Letzterer informierte die Besucher über die bevorstehende SoFi und stellte sogar Gerätschaften zur Sonnenbeobachtung im Weiß- und Ha-Licht zur Verfügung. So lernt man nebenbei auch Land und Leute kennen, was immer sehr viel Abwechslung verspricht. In der Nähe von Page (Arizona) bauten wir dann zusammen mit anderen Hobby-Astronomen unser Equipment auf einer Anhöhe in der prallen Sonne auf (siehe Abb. 1).
Als es losging, schrie jemand ,,First Contact" und ein Raunen ging durch die Menschenmenge. Das verursachte schon eine gewisse Gänsehaut, die immer stärker wurde, als die Beobachter während
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der ringförmigen Phase zu klatschen begannen. Das Sonnenlicht während dieser Zeit erschien unwirklich, fast gräulich, während die Temperatur nach unten ging. Die Ringstruktur hielt zirka vier Minuten an und ich glaubte, sogar Mondkrater am Rand zur Sonne durch mein Teleobjektiv erkennen zu können, während der Mond den Ring wieder durchbrach. Das Ende der ringförmigen Phase wurde von den Beobachtern ebenfalls wieder entsprechend begeistert gefeiert. Dieses Erlebnis prägte sich mir damals so tief ein, dass ich mir schwor, dies öfters zu wiederholen. [2]
Totale SoFi in Australien 2012 Das nächste Mal ließ auch gar nicht allzu lange auf sich warten, da sich eine totale Sonnenfinsternis in Australien am 14. November des gleichen Jahres mit ähnlich guten Wettervoraussagen ankündigte. Auch diese Reise wurde mit AVL-Mitgliedern geplant und durchgeführt. Dabei konnte ich auf die für die USA-Reise erstellte Checkliste zurückgreifen und verfeinerte diese noch. Denn schließlich gibt es immer Verbesserungspotenzial: So sind neben dem Kamera-Equipment ja auch weitere Dinge zu beachten, wie z.B. eine gegebenfalls herrschende Visumspflicht, ein gültiger Reisepass, ein internationaler Führerschein, die Wegbeschreibung zur Unterkunft oder vorab getauschtes Geld in der passenden Währung. Als Equipment kam natürlich das neue Stativ wieder mit, meine DSLR-Kamera Canon 1000D mit
den entsprechenden Filtern (Sonnenfilter Hoya NDx400, Hoya-Polarisationsfilter), ein 200-Millimeter-Teleobjektiv mit zusätzlichem 2fach-Telekonverter. Denn schließlich möchte man die Sonne mit mindestens 400 Millimetern Brennweite aufnehmen. Wichtig waren und sind natürlich auch Ladegeräte, Timer/Fernauslöser zur Fernbedienung der Kamera, Speicherkarten und aufgeladene Akkus. Einen Universalsteckdosenstecker sollte man ebenfalls unbedingt mit dabei haben, da man in außereuropäischen Gefilden sonst böse Überraschungen erleben kann: So hat man dann zwar alles Notwendige mit, kann aber leider die Akkus nicht aufladen, weil der Stecker nicht passt.
Die Sonnenfinsternis in Australien haben wir dann in Cairns erlebt. Aber auch hier gab es wieder Überraschungen bzw. Hindernisse. Zwar klappte die Anreise mit Zwischenstopp in Singapur ohne Probleme, aber als wir um vier Uhr morgens aufstanden, um zum vorausgeplanten Beobachtungsplatz zu fahren, wollte der Motor des Leihwagens nicht anspringen. Auch Schieben und den Gang kommen lassen halfen nicht. Bis wir den Wagen wieder fahrtüchtig hatten, was letztendlich an der elektronischen Wegfahrsperre lag, war eine halbe Stunde vergangen. Also kam nur noch die nähere Umgebung in Frage, da die Sonne bereits um 5:34 Uhr aufging und die SoFi nur wenig später begann. Aber es kam noch dicker: Alle Parkplätze mit entsprechenden Aus-
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sichtspunkten waren gesperrt, da man ein Verkehrschaos mit voraussichtlich 60.000 Besuchern vermeiden wollte. Als wir endlich einen Platz am Strand fanden, waren wir Gott sei Dank nicht allein, doch hatte sich inzwischen auch ein Wolkenteppich gebildet. So war es leider immer noch bewölkt, als die bereits etwas durch den Mond angeschnittene Sonne über einer vorgelagerten Bucht aufging (Abb. 2).
Nun kam sofort Bewegung in die Menge. Allerdings meinte es das Wetter auch weiter nicht besonders gut mit uns und schob eine große Wolkenbank vor die Sonne, die auch während der Finsternis nicht gewillt war, sich weiter zu bewegen. Währenddessen war es im Landesinneren wolkenfrei, wie uns ein Vereinskollege bestätigte, der sich auf eigene Faust auf den Weg gemacht hatte.
Trotzdem war es ein besonderes Erlebnis, als der Strand und die Umgebung in ein fahles Licht getaucht wurden - ähnlich wie bei der ringförmigen Sonnenfinsternis in Page (Arizona), als das Licht eine irreale Stimmung vermittelt hatte. Im Gegensatz zur ringförmigen SoFi in den USA ging es diesmal aber noch weiter. Die ersten Lichter tauchten an der Strandpromenade auf, bis die ganze Umgebung in Dunkelheit gehüllt war. Andächtiges Schweigen bestimmte die Kulisse - kein Aufschrei und kein Gespräch drangen ans Ohr: Jeder war mit sich und der SoFi beschäftigt. Ich fotografierte die Kulisse zuerst mit der gleichen Blende, wie am Anfang, um die Lichtunterschiede sichtbar zu machen. Durch die unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnisse musste ich dann aber immer wieder die manuellen Einstellungen verändern (Blende, Belichtung, Fokus) und teilweise auch die Sonnenblende entfernen, wenn man die Umgebung ablichten wollte. Daher kann auch eine zweite Kamera durchaus nützlich sein, wie ich feststellte. Nach zwei Minuten wurde es wieder heller und zwar gefühlt wesentlich schneller, als es vorher dunkel geworden war. Jetzt endlich tauchte die Sonne hinter der Wolkenbank wieder auf und konnte ausgiebig fotografiert werden. Auch dieser Anblick war aufregend, besonders für die Menschen, die bisher noch keine SoFi erlebt hatten. Die Totalitätsphase hatten wir aber leider verpasst. [3]
2 Sonnenaufgang bei Cairns (Nord-Australien) mit teilbedeckter Sonne
Ringförmige SoFi auf La Reunion 2016 In den folgenden Jahren ergaben sich leider relativ wenige Gelegenheiten, um weitere SoFi-Streifzüge zu unternehmen. Entweder passte es zeitlich nicht in den Terminplan (z.B. im Frühjahr 2013 wieder in Australien), es waren schon alle Unterkünfte ausgebucht (20. März 2015 auf den Färöer-Inseln) oder die Wettervorhersagen waren zu schlecht (9. März 2016 zur Regenzeit in Indonesien). Daher nahm ich erst im August 2016 an meiner dritten SoFi-Expedition teil. Es handelte sich dabei wieder um eine ringförmige Sonnenfinsternis, die ich als Vorbereitung zur SoFi-Reise im kommenden Jahr in die USA nutzen wollte. Denn schließlich hatte sich inzwischen mein Kamera-Equipment wieder etwas verändert (modifizierte Canon 700Da, neues Teleobjektiv mit höherer Lichtstärke, neuer Sonnenfilter, AstroTrac-Reisemontierung) und zusätzlich wollte ich auf der Insel La Reunion auch die Gunst der Stunde nutzen, um nachts den Südsternhimmel zu erkunden. Da ich eine astromodifizierte Kamera einsetzte, mussten auch dafür die entsprechenden Filter von Astronomik (OWB-Filter für den Tag und CLS-Filter für die Nacht) mitgenommen werden. Durch die Reisemontierung kam
ein anderes Stativ als Basis zum Einsatz und es musste zusätzlich ein Akku-Pack mitgenommen werden.
Laut Wettervorhersage sollte es in SaintDenis gutes Wetter mit starken Windböen geben. Wir hatten für das ,,Fußball-Stadion" gebucht und kamen mit unseren Karten auch direkt durch die polizeilichen Absperrungen. Der ortsansässige Astronomie-Verein hat alles bestens organisiert und diverse Geräte zur Beobachtung aufgebaut. Dort wurden die Teilnehmer beraten, konnten durch diverse Teleskope die Sonne sicher beobachten oder auf einer Großleinwand das Ereignis später kommentiert verfolgen. An die 250 Hobby-Astronomen waren wie wir dem Aufruf gefolgt und machten sich bereits eine Stunde vor Finsternisbeginn daran, die mitgebrachten Instrumente auszurichten sowie erste Kennenlerngespräche zu führen. Sie wurden hinter dem Fußballfeld positioniert und waren durch eine Absperrung von den später erscheinenden Zuschauermassen geschützt. Das war auch nötig, da sich später an die 4.000 Zuschauer auf dem Feld tummelten und quasi keinen Platz mehr ließen.
So konnten wir in aller Ruhe unser Equipment aufbauen, ausrichten und
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3 Ringförmige Sonnenfinsternis bei Saint-Denis auf La Reunion
uns mit anderen Sternenfreunden unterhalten. Während ich meine AstroTrac zur Nachführung nutzte und mit einem 70-200-Millimeter-Objektiv und 2fachem Telekonverter immerhin 400 Millimeter Brennweite an meiner Kamera Canon 700D zur Verfügung hatte (siehe Abbildung 4), machte mein Vereinskollege größtenteils bei 600 Millimetern Brennweite (300-Millimeter-Objektiv mit 2fach-Tele-konverter) seine Aufnahmen aus dem Handgelenk. Auch dies funktionierte gut, da man hier nur extrem kurz,
bei höchster Blendeneinstellung belichten musste (1/4.000 Sekunde).
Abbildung 3 zeigt die drei wichtigsten Phasen der Sonnenfinsternis, die sich insgesamt über einen Zeitraum von ungefähr vier Stunden erstreckte. Anhand zweier kleiner Sonnenflecken ließ sich die Sonne dabei ganz gut in den Fokus bringen und halten. So wurden in zeitlichen Abständen verschiedene Fotos gemacht und auf ihre Qualität geprüft. Während der Finsternis-Phase kam es zu
einer deutlichen Veränderung des Lichts (fahler Eindruck und dunkler) sowie zu einem starkem Abfall der Temperaturen. Wir mussten uns einen Pullover anziehen, da es uns sonst empfindlich kalt geworden wäre. Auch die schmale Sonnensichel war während der ringförmigen Phase filigraner, als das noch bei meiner letzten ringförmigen SoFi in den USA im Jahr 2012 der Fall gewesen war. Zudem ging der Mondschatten nicht in einer Richtung durch die Sonne hindurch, sondern trat links unten ein und oben wieder
4 Blick auf die Montierung und aufnehmende Kamera während der SoFi
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Sonnenfinsternisse
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5 Zuschauermassen auf La Reunion verfolgen gebannt die Sonnenfinsternis.
hinaus. Die Dauer von vier Stunden hatte eine Drehung durch die Erdbewegung bewirkt. Auch dies war anders, als noch in den USA, wo der Mondschatten von rechts unten nach links oben in einer Linie über die Sonne verlief. [4]
Fazit Sonnenfinsternisse bleiben interessante und eindrucksvolle Phänomene. Mich jedenfalls hat die erste richtige SoFi, an der ich teilgenommen habe, so gepackt, dass ich auch an weiteren teilnehmen möchte. Dabei ist nicht jede SoFi wie die andere, wie die beiden hier beschriebenen ringförmigen Sonnenfinsternisse bereits gezeigt haben. Bei mir ergänzen sich verschiedene Hobbys (Fotografieren, Reisen, Astronomie) perfekt, so dass eine solche Reise auch immer einen Erlebnisurlaub darstellt, von dem man noch lange zehren kann. Oft trifft man dabei auch alte Bekannte wieder, die sich ebenfalls mit dem SoFi-Virus infiziert haben. Die Planungen für die nächste Sonnenfinsternis in den USA laufen daher bereits und die Vorfreude ist groß. Nur vergessen sollte man am besten nichts. Aber dafür gibt es ja Checklisten!
Internet- und Literaturhinweise: [1] Website der Astronomischen
Vereinigung Lilienthal e.V. (AVL): www.avl-lilienthal.de
[2] Detken, K.-O.: Abenteuer-Reise nach Arizona: Die ringförmige Sonnenfinsternis in Page, USA. Die Himmelspolizey Nr. 31 (3/2012)
[3] Detken, K.-O.: Totale Sonnenfinsternis in Australien: Auf der Jagd nach den besten Sichtbedingungen. Die Himmelspolizey Nr. 33 (1/2013)
[4] Detken, K.-O.: Ringförmige SoFi auf La Reunion: unter dem Südsternhimmel im indischen Ozean. Die Himmelspolizey Nr. 48 (4/2016)
6 Hobby-Astronomen bauen ihr Equipment am Stadion von Saint-Denis auf.
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Sonnenfinsternisse
Erinnerungen an die Sonnenfinsternis vom 31. Mai 2003
- Beobachtung einer Sonnenfinsternis in Horizontnähe
von Karl Kaiser
Noch in sehr guter Erinnerung ist uns, einer kleinen Gruppe von Astronomiebegeisterten aus dem oberen Mühlviertel in Oberösterreich, die totale Sonnenfinsternis im August des Jahres 1999, die wir gemeinsam mit unseren Familien im Burgenland, nahe der ungarischen Grenze bei Schandorf, beobachten konnten. Eine partielle Finsternis, so vermuteten wir damals, könne auf keinen Fall auch nur annähernd an dieses herausragende Ereignis herankommen. Doch vier Jahre später, am 31. Mai 2003, sollten wir eines Besseren belehrt werden!
Einige Wochen vor der in Mitteleuropa am frühen Morgen sichtbaren partiellen Phase der ringförmigen Finsternis wurden erste Überlegungen bezüglich des Beobachtungsortes angestellt. Die größte Bedeckung der Sonne durch den Mond sollte sich bei Sonnenaufgang zeigen. Es begann also die Suche nach dem besten
Standort: Dieser sollte wegen unserer Gerätschaften mit Autos erreichbar sein und gleichzeitig eine sehr gute Sicht bieten, wenn möglich bis fast zum mathematischen Nordosthorizont. Die Wahl fiel auf den Bergrücken zwischen Großer und Kleiner Mühl westlich von Schlägl, von dem aus der bis knapp über 1.000 Meter hoch ansteigende Kamm des österreichischen Böhmerwaldes die Beobachtung nur wenig störte. Von hier aus fotografierten wir bereits wenige Wochen vorher, am 7. Mai 2003, den Merkurtransit bei bestem Wetter.
Schon kurz nach vier Uhr fanden sich zahlreiche Beobachter ein, um ihre Geräte aufzustellen, sie einzunorden und um alles für die Fotografie der sehnlichst erwarteten Finsternis vorzubereiten. Der scheinbare Sonnenaufgang am mathematischen Horizont sollte um 5:09 Uhr (MESZ) erfolgen (nach [1]). Die Span-
1 Abbildung oben: Auftauchen der
Sonnensichel (des ,,Wikingers") zwischen und über den Bäumen des Böhmerwaldes ab 5:18 Uhr; Meade SC 203/2000 mm, ohne Sonnenfilter, Bildserie 1/30 s, 1/60 s, 1/125 s, 1/125 s auf Agfa precisa CTx100
nung stieg, und um 5:18 Uhr leuchteten zwischen den entfernt am Böhmerwaldkamm stehenden Bäumen erste rote Punkte auf - es war so weit: Unser größtenteils bereits verfinstertes Tagesgestirn war erstmals zu sehen! Erst später wurde uns bewusst, dass der vom schwarzen Mond bedeckte Oberrand der Sonne schon vorher, für uns noch unsichtbar, am Bergrücken aufgegangen war - eine faszinierende Erfahrung! In den folgenden Minuten ging alles viel zu schnell: Zeigte sich zu Beginn nur das linke ,,Horn" der
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Sonne, so folgte kurz darauf das rechte (Abbildung 1). Die unvergesslich schöne, beinahe noch horizontal liegende Sonnensichel ruhte für einen Augenblick auf den Baumspitzen des wenige Kilometer entfernten Böhmerwaldkammes! Spontan bemerkte einer von uns: ,,Das sieht ja aus, als komme ein Wikinger hinterm Böhmerwald hervor!" Wie treffend war doch seine Beschreibung! So schnell wurde eine Verbindung zwischen unserer Beobachtung und der ringförmigen Sichtbarkeit auf Island, dem Land der Wikinger, hergestellt! Ich selber war in Gedanken bei meiner Tochter in Húsavík, die im Nordosten der Insel während ihres zu Ende gehenden Auslandsschuljahres die ringförmige Phase der Finsternis miterleben durfte. Unsere Gruppe hatte mit der Wahl ihres Beobachtungsortes unglaubliches Glück. Man muss einfach nur zum richtigen Zeitpunkt am richtigen Ort sein! Der Zeitpunkt war vorgegeben, der passende Ort aber musste gefunden werden! Das Maximum der Finsternis (Bedeckungsgrad 77,66 %) wurde um 5:23 Uhr bei einer scheinbaren Sonnenhöhe von 1,7 Grad erreicht, sie endete um 6:21 Uhr. Ein knapp überm Horizont stehendes Wolken-
2 Maximum der Finsternis, 1/125 s auf Agfa precisa CTx100 (Instrumentarium wie
bei Abb. 1)
feld störte bei der Beobachtung nicht. An die Schönheit der Totalität der Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 kam diese partielle Finsternis zwar nicht ganz heran, aber viel hat nicht gefehlt!
Konnten zu Beginn unserer Beobachtung die Bilder der Sonnensichel noch ohne Filter am Teleskop aufgenommen werden (die atmosphärische Extinktion schwächte das Licht stark genug ab), so
mussten später für die Fotografie Glas-, Folien- beziehungsweise Graufilter eingesetzt werden.
Internethinweis: [1] Stellarium, Version 0.15.0
(quelloffenes Planetariumsprogramm), URL: www.stellarium.org/de/
3 Blick vom Beobachtungsort auf 829 Metern Höhe um 5:23 Uhr über das Tal der Großen Mühl zu den östlichen Ausläufern des
Böhmerwaldes. Noch vor wenigen Minuten lag die gelb leuchtende Sonnensichel auf den Fichten und Tannen des Höhenrückens; für eine besondere Stimmung sorgten zahlreiche Wolkenstrahlen.
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Sonnenfinsternisse
Die IOTA/ES-Expeditionen
zur ringförmigen Sonnenfinsternis am 1. September 2016
von Konrad Guhl und Andreas Tegtmeier (VdS-Fachgruppe IOTA/ES)
Wie an dieser Stelle bereits berichtet (vgl. ,,Sonnenschein im Keselevka-Tal", VdSJournal für Astronomie 3 und 4/2009) können Beobachtungen des Perlschnurphänomens am Rand der Zentralzone einer Sonnenfinsternis zur genauen Bestimmung des Sonnendurchmessers beitragen.
Die ,,International Occultation and Timing Association - IOTA" und ihr europäischer Tochterverein IOTA/ES führen deshalb seit vielen Jahren Expeditionen zu Sonnenfinsternissen durch. Die Beobachtungen, deren Prinzip Abbildung 1 zeigt, können sowohl bei totalen als auch bei ringförmigen Sonnenfinsternissen ausgeführt werden. Die Abbildung 2 zeigt die Karte zur Sonnenfinsternis vom 1. September 2016 mit deren Zentralzone.
Naturgemäß ist die Reise zum Rand der Zone der Totalität nur etwas für Beobachter mit großem Engagement, weil man ja nur eine sehr kurze Totalität erlebt. Bei einer ringförmigen Sonnenfinsternis, bei der ja ebenfalls Beobachtungen möglich sind, ist der Verlust des ,,Erlebnisses Finstern is" eher zu verschmerzen. Entsprechend des Bedeckungsverlaufs kamen als Beobachtungsorte für uns Madagaskar, La Reunion, Mozambik und Tansania in Frage. Unter Berücksichtigung der Wetterverhältnisse und statistiken und der Erreichbarkeit bzw. Verkehrsverhältnisse waren die möglichen Expeditionsziele schnell gefunden: Andreas Tegtmeier entschied sich für Madagaskar, Konrad Guhl wollte nach Tansania. Damit war auch schnell klar, dass Konrad Guhl vom Südrand aus beobachten sollte, da der Nordrand in Tan-
1 Schema der Bestimmung des
Sonnendurchmessers, Grafik: Wortmann
2 Sichtbarkeit der Sonnenfinsternis am 1. September 2016 (berechnet mit der Software ,,Solar Eclipse Maestro"
von Xavier Jubier, Kartenmaterial: Google Earth)
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sania nur schwer erreichbar war. Andreas Tegtmeier übernahm den Nordrand von Madagaskar aus.
Die Beobachtungstechnik ist in der IOTA/ ES vereinheitlicht und besteht aus einer leichten Reisemontierung mit Stativ und einem 100/1000-mm-Maksutov-Objektiv. Das auch als ,,Russentonne" bekannte ,,Teleskop" ist für die Aufnahmen mit einem speziellen, von der IOTA/ES in Auftrag gegebenen verspiegelten Sonnenfilter ausgerüstet. Ein weiterer Filter (535 Nanometer) kommt in den Strahlengang zwischen Objektiv und Videokamera, um das Sonnenlicht in einer definierten Wellenlänge aufzuzeichnen. In die aufgenommenen Videodaten werden mit einem ,,Time-Inserter" in jedes Halbbild die aktuelle Uhrzeit und bei Bedarf auch die GPS-Koordinaten eingeblendet.
Beobachtungen am Nordrand (A. Tegtmeier) Wie zuvor erläutert, erfolgte die Beobachtung am Nordrand von Madagaskar aus. Als Ort hatten wir (das Beobachtungsteam bestand aus meiner Frau Carmen und mir) einen Platz nördlich der Stadt Mahajanga an der Westküste ausgewählt. Hier war das Risiko, dass die aus Osten vom Indischen Ozean kommenden Wolken die Sicht beeinträchtigten oder verhinderten, eher gering.
Da wir einige Tage vor dem Ereignis bereits in Madagaskar angekommen waren, bestand im Vorfeld der Finsternis die Möglichkeit, einen Teil des Landes zu erkunden. Madagaskar ist flächenmäßig etwa zweimal so groß wie die Bundesrepublik und damit der zweitgrößte Insel-
3 Zutrauliche Lemuren
staat der Welt bei nur 37 Einwohnern je Quadratkilometer (Gesamtbevölkerung: ca. 23,5 Millionen).
Der größte Teil der Tier- und Pflanzenwelt auf Madagaskar ist endemisch (nur auf der Insel vorkommend), davon am
bekanntesten sind die Lemuren, eine kleine Affenart. Sie leben überwiegend in den verbliebenen Resten der tropischen Regenwälder, die als Nationalparks ausgewiesen sind. Da es am Bedeckungstag bereits morgens wolkig war, haben wir unsere Station
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Sonnenfinsternisse
5 Irisierende Wolken während der Sonnenfinsternis
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4 Aufnahmestation mit Wolken am
Himmel
frühzeitig am vorberechneten Ort an einem Wegesrand aufgebaut (Abb. 4). Durch die Bewölkung dauerte die Justierung der Gerätschaften fast zwei Stunden. Kurz vor dem 2. Kontakt waren immer noch viele Wolken da, Carmen gelangen dabei Fotos mit interessanten Lichteffekten (irisierende Wolken, Abb. 5). Glücklicherweise riss die Wolkendecke kurz vor dem Bedeckungszeitpunkt auf, so dass die Videoaufnahmen durchgeführt werden konnten. Die Aufnahmen werden zurzeit ausgewertet, die Ergebnisse veröffentlichen wir im ,,Journal for Occultation Astronomie", der Vereinszeitschrift der IOTA/ES.
Beobachtungen am Südrand (K. Guhl) Die Südgrenze der Totalitätszone erreichte den afrikanischen Kontinent im nördlichen Mozambik. Im Südosten Tansanias war wegen der Nähe zum Meer mit Bewölkung zu rechnen. Bereits 2014 hatte das IOTA/ES-Mitglied Roman Kostenko den Süden Tansanias bereist und
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die Straßen nördlich von Mbeya begutachtet. Als ,,Einschub" in eine SafariReise (Dank an das Reisebüro ,,DIAMIR" in Dresden) konnte ein zweitägiger Aufenthalt in Mbeya organisiert werden. Die erst in den 1920er-Jahren entstandene Stadt Mbeya ist ein Zentrum für Verkehr und Bergbau, jedoch keine touristisch erschlossene Stadt. Nach der Ankunft am 31.08. in Mbeya (per Flugzeug aus Daressalam) ging es per Taxi ins Hotel. In der Stadt hatten sich bereits einige Finsternistouristen eingefunden, die jedoch alle auf die Zentrallinie in die Mitte der Zone gereist waren. Von dort berichteten auch Presse und Fernsehen. Wir fuhren am Morgen des 1. September mit einem Taxi ca. 30 Kilometer nach Norden zur vorher berechneten Position der Kreuzung des Südrandes der Finsterniszone mit einer Straße. Da sich nördlich von Mbeya große Gebirge befinden, war ein Höhenunterschied bis auf 2000 Meter zu überwinden. Am Beobachtungsort herrschten perfekte Sichtbedingungen, jedoch auch ein mäßiger Wind. Die Reisemontierung mit Nachführung (umgeschaltet auf die Südhalbkugel) bewährte sich in diesem Fall erneut und das aufgenommene Video kann nun ausgewertet werden. Ab-
bildung 6 zeigt das Instrument und den Beobachter beim Versuch, einen schattigen Platz zum Aufstellen des Bildschirms zu finden. Das Insertbild zeigt die partielle Phase der Finsternis.
6 Konrad Guhl an der
Aufnahmestation Anzeige
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Sonnenfinsternisse
Die ringförmige Sonnenfinsternis vom 01.09.2016
von Andreas Möller
Unseren Sommerurlaub 2016 verbrachten wir auf einer kleinen, grünen, französischen Insel im südlichen Indischen Ozean: Reunion. Reunion stand schon immer auf unserem Reiseplan, jedoch war die Sonnenfinsternis am 01.09.2016 ausschlaggebend für unsere Entscheidung, jetzt dorthin zu reisen. Während die ringförmige Sonnenfinsternis im Rest der Welt keine große Aufmerksamkeit genoss, war sie in Reunion das Thema schlechthin. Schon Wochen vorher wurde auf Plakaten für die Sonnenfinsternis und Veranstaltungen geworben. Es gab T-Shirts zu kaufen, die Schutzbrillen wurden einem hinterhergeworfen und die Tageszeitungen widmeten der Sonnenfinsternis mehrere Doppelseiten.
Nun war es endlich soweit: Der Tag der ringförmigen Sonnenfinsternis war gekommen. Wir hatten schon einige Tage vorher das Wetter beobachtet. Einheimische und andere Reisende empfahlen
uns, in den Süden zu fahren und die Finsternis in der Gegend um Saint-Louis zu beobachten. Der Vulkan Piton de la Fournaise hält die Wolken auf, so dass es an der Südküste Reunions meistens klar
1 SoFi-T-Shirt
ist, so ihr Tipp. Wir fuhren also rechtzeitig zum Strand der Gemeinde L`Etang Sale les Bains. Noch gab es Parkplätze. Später wurde es so voll, dass die Autos auf dem Mittelstreifen oder auf Grünflächen parkten. Aber die Polizei drückte ein Auge zu.
Am Strand angekommen, trafen wir auch schon die ersten Beobachter, zwei Deutsche. Ansonsten reisten viele Inselbewohner in den Süden von Reunion, denn die ringförmige Phase konnte nicht auf der ganzen Insel beobachtet werden. Die Zentrallinie verlief südlich von Reunion im Meer. Wenige Meter vor dem Strand fand eine ,,Sonnenfinsternis-Veranstaltung" für geladene Gäste mit Moderation statt. Mit der Zeit füllte sich der Strand immer mehr und es wurde voller und voller. Einige Einheimische tanzten und spielten Musik auf traditionellen Instrumenten. Auch das lokale Fernsehen war vor Ort und berichtete vom Geschehen.
2 Beginn der partiellen Phase; aufgenommen mit Canon EOS 7D und Canon
EF 100-400 mm 1:4.5-5.6L IS II USM, Filter: AstroSolar-Folie
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Um 12:23 Uhr Ortszeit begann dann schließlich das Spektakel. Der Mond schob sich von unten links kommend langsam und unaufhaltsam vor die Scheibe der Sonne.
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3 Impressionen vom Strand während der Finsternis
Zu dieser Zeit konnte man sogar zwei Sonnenflecken sehen. Das ist nicht selbstverständlich, schließlich steuern wir gerade auf das Minimum des aktuellen Sonnenfleckenzyklus zu. Neben den ambitionierten Hobbybeobachtern mit ihren Teleobjektiven versuchte jeder Strandbesucher die Sonne auf seine eigene Art und Weise zu beobachten. Die Veranstalter verteilten kostenlose Sonnenfinsternisbrillen. Jemand ande-
res projizierte die Sonne mit Hilfe eines Fernglases auf einen weißen Karton. Am Strand wurden Freigetränke verteilt. Bei allen Besuchern herrschte spürbar großes Interesse an der Sonnenfinsternis. Viele Kinder kamen zu uns, um einen Blick durch das Teleobjektiv zu werfen. Sie staunten jedoch nicht schlecht, als ich ihnen die Schattenspiele zeigte, die während der Finsternis zu beobachten waren. Der Lochkameraeffekt sorgt bei
einer Sonnenfinsternis dafür, dass die Schatten der Bäume oder die der eigenen Finger zu Sicheln werden.
Dann waren es nur noch wenige Sekunden, bis sich der Mond genau vor die Sonnenscheibe schob. Die Lichtstimmung war merkwürdig und surreal. Die ganze Umgebung schien in einem gedimmten, braunen Licht. Am Strand wurde es unruhig und die Leute fieberten
4 Zweiter Kontakt - Beginn der ringförmigen Phase
(Aufnahmedaten wie Abb. 2)
5 Finsternismitte (Aufnahmedaten wie Abb. 2)
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Sonnenfinsternisse
6 Ringförmige Schatten
aufgeregt dem zweiten Kontakt entgegen. Als es dann endlich soweit war, begann der ganze Strand zu jubeln und zu applaudieren. Plötzlich schien die Sonne mit einem dicken schwarzen Loch in der Mitte; irgendwie surreal. Die Bäume zauberten zudem kreisrunde Loch-Schatten in den Sand. Da es sich um eine ringförmige und nicht um eine totale Sonnenfinsternis handelte, verfinsterte sich der Himmel nicht komplett. Der Bedeckungs-
grad der Sonne durch den Mond betrug in etwa 94 %.
Leider vergingen die zweieinhalb Minuten der ringförmigen Phase viel zu schnell, so dass ich gar nicht wusste, was man nun machen soll. Ich habe versucht, mit meinem Smartphone die Stimmung am Strand einzufangen und gleichzeitig Fotos mit der Spiegelreflexkamera zu schießen. Neben dem visuellen Erlebnis
mit der Sonnenfinsternisbrille blieb mir noch ein kurzer Blick auf die ringförmigen Schatten, welche die Bäume in den Sand warfen (siehe Abbildung 6).
Dann war es auch schon vorbei. Als Faustregel gilt übrigens: Mindestens eine Hälfte der Zeit während einer Finsternis beobachten und genießen und höchstens eine Hälfte der Zeit zum Fotografieren nutzen. Nach dem Ende der ringförmigen Phase verließen die meisten Leute den Strand. Wir blieben jedoch noch bis zum kompletten Ende der Finsternis. Um 15:42 Uhr Ortszeit war die Sonne wieder frei von jeglichem Mondschatten.
Auf der Heimfahrt nach Saint-Pierre sahen wir noch, wie ein Graffiti-Sprayer ein Gemälde der Sonnenfinsternis an eine Wand sprühte. Das Kunstwerk ist ab jetzt von der Autobahn Richtung Saint-Pierre zu bewundern. Der Tag verabschiedete sich mit einem Regenbogen, den wir aus dem Auto heraus beobachteten.
7 Collage der ringförmigen
Sonnenfinsternis
VdS-Journal Nr. 61
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Sonnenfinsternisse
Sonnenring über
Indischen Ozean
von Thomas Wolf
Für das Jahr 2016 organisierten fünf Mitglieder der Sternwarte Radeberg eine Exkursion auf die Insel La Reunion zur ringförmigen Sonnenfinsternis, welche sich am 1. September über Teilen des Atlantiks, Afrikas, Madagaskars und des Indischen Ozeans ereignen sollte. Mit einer ringförmigen Phase von 3:06 Minuten im Maximum war diese Finsternis besonders durch den zu erwartenden schmalen Ring sehr reizvoll.
dem
Die französische Insel La Reunion bot durch die Zugehörigkeit zur Europäischen Union den Vorteil einer unkomplizierten Einreise - ungeachtet ihrer Lage weit abseits des Punktes der größten Finsternisdauer.
Die Tropeninsel ist ein idealer Ort, um unter Palmen zu träumen oder im Regenwald zu wandern und bietet unzählige Möglichkeiten für Aktivitäten. La Reunion befindet sich im Indischen Ozean etwa 700 Kilometer östlich von Madagaskar auf 21 Grad südlicher Breite. Die Insel ist vulkanischen Ursprungs und etwa drei Millionen Jahre alt. Der Vulkan Piton de la Fournaise zählt zu den aktivsten Vulkane der Erde. Etwa einmal im Jahr speit er für wenige Tage an seinen Flanken Lavafontänen.
Das Wetter auf der Insel ist für astronomische Aktivitäten nur eher mittelmäßig geeignet. Vor allem im südlichen Sommer gibt es manchmal regional kurze, aber sehr heftige Regenschauer. Hinzu kommt, dass in dieser Jahreszeit häufig Zyklone die Insel treffen. Im südlichen Winter (unsere Reisezeit) hingegen nimmt die Niederschlagsmenge und die Zahl der Regentage pro Monat deutlich ab. Meist bildet sich zum Mittag Bewölkung, wobei es aufgrund der Ausdehnung und der Lage der Insel zur Bildung von Mikroklimata kommt. Die Klimadaten für den Finsternistag sagten eine etwa 61-prozentige Wahrscheinlichkeit für Sonnenschein vorher. Damit war die Insel auch vom Wetter her nicht die beste Wahl, aber eben auch nicht die schlechteste. Alles in
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1 Mitte der Finsternis um 10:09 Uhr UT; aufgenommen mit Canon EOS 550D an
TS Photoline 80 APO mit Baader-Fluorit-Flatfield-Konverter und Baader-Filterfolie ND 3,8, Belichtungszeit jeweils 1/4000 s
allem war unser Reiseziel ein guter Kompromiss aus allen Faktoren.
Am Morgen des 28. August befand sich unsere Boeing 777 der inseleigenen Airline im Landeanflug auf Saint Denis, der Hauptstadt Reunions. Ich schaute die Flugbegleitung verschlafen und etwas
verwirrt an, als diese mir, freundlich lächelnd, ein in Folie verpacktes Stück Papier mit dem Wort ,,Lunettes" entgegenhielt. Das Frühstück war gerade vorbei. Nach zehn Stunden mit nur mäßigem Schlaf war ich aber immer noch nicht ganz bei mir und konnte nicht nachvollziehen, was dieses Stück Papier mit einer
2
Beobachtung mit der geschenkten Finsternisbrille
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3 Mosaik der Finsternismitte, des 2. und 3. Kontaktes zur Abbildung des Mondrandes. Aufnahmeintervall zu den Kontaktzeiten: 1 s
(Instrumentarium wie in Abb. 1)
Brille gemein haben sollte und wozu man denn überhaupt eine Brille im Flugzeug benötigte. Geistesabwesend nahm ich es entgegen. Erst auf den Hinweis meiner Freundin drehte ich es um und erkannte darauf die schemenhafte Darstellung einer ringförmigen Sonnenfinsternis, verziert mit einem Gecko. Schnell wurde mir
klar, dass ich eine Finsternisbrille in der Hand hielt. Es war unglaublich: Während in Deutschland Schüler bei einem solchen Ereignis der Freiheit und Bildung beraubt wurden, hatte jemand auf dieser abgelegen Insel rechtzeitig an eine angemessene Organisation gedacht. Selbst eine mehrsprachige Bedienungsanleitung
war innen aufgedruckt. Auch in den folgenden Tagen wurden wir wiederholt auf die Finsternis aufmerksam gemacht und auch wenn wir es zu Beginn nicht wahrnahmen, so wiesen etliche Plakate an Schulen und öffentlichen Einrichtungen darauf hin.
4 Der Autor am Beobachtungsequipment nach geglückter
Beobachtung der ringförmigen Phase
5 Equipment am Beobachtungsort mit Blick auf den Piton
des Neiges
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Sonnenfinsternisse
6 Zodiakallicht, Milchstraße und Venus am Abend des 02.09.2016, aufgenommen in der Nähe des Piton de la Fournaise
Noch am Abend desselben Tages unternahmen wir einen Erkundungstrip zum Pas de Bellecombe, einem Aussichtspunkt am Vulkan Piton de la Fournaise auf 2.311 Metern Höhe, dem höchsten Punkt der Insel, der per PKW erreichbar ist. Wir starteten am späten Nachmittag bei stark windigem, aber sonnigem Wetter. Da unsere Unterkünfte in Küstennähe lagen und das letzte Stück der Strecke auf unbefestigter Straße durch eine Vulkanwüste führte, dauerte die Anfahrt beinahe zwei Stunden. Inzwischen hatten sich die Wolken verdichtet. Doch als wir aus der Wolkendecke brachen, breitete sich diese unter uns im goldenen Sonnenschein aus und gab den Blick auf die benachbarten Berge frei, welche wie einzelne Inseln aus dem Weiß emporragten. Einer von ihnen, der mit 3.070 Metern höchste Berg der Insel, der Piton des Neiges. An unserem Ziel auf der anderen Seite der Bergflanke angekommen, erwarteten uns bei nur zwei Grad Celsius dichter Nebel und ein Orkan, der uns den feinen, scharfkantigen Vulkanstaub ins Gesicht blies und uns beinahe umwarf. Nach kurzer Zeit und vor Kälte zitternd, traten wir wieder den Rückweg an und hofften, dass dies nur eine Ausnahmesituation war. An einer Stelle, an welcher
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sich scheinbar ein stabiles Wolkenloch hielt, legte ich eine Pause ein, um die Wolkenbewegung zu beobachten und einige erste Bilder der südlichen Milchstraße aufzunehmen, welche in der fortgeschrittenen Dämmerung im Zenit stand. Auch wenn die Himmelsqualität durch den oft vorherrschenden leichten Dunst und die Lichtkegel der Küstenstädte nicht mit Regionen wie der Atacamawüste in Chile oder auch La Palma vergleichbar war, so bestach der Anblick der Schildwolke wie immer und der Kontrast war hier doch deutlich besser als in den meisten Gebieten Deutschlands.
In den folgenden Tagen blieb das Wetter weiter unbeständig und windig. Es war unmöglich vorherzusagen, wie es sich die nächsten Tage entwickeln würde. Oft hatten wir an der Unterkunft am frühen Morgen dichte Bewölkung, Regen und Sturm. Meist verbesserte sich das Wetter bis 10 Uhr und gegen Mittag schien die Sonne, während der Süden der Insel von Wolken dominiert wurde.
Auch am Morgen des 1. September änderte sich die Situation nicht. Unsere Unterkunft hatte noch Sonnenschein, lag aber gefährlich nahe im Einzugsbereich
der Wolken. Da wir nicht einschätzen konnten, wie sich das Wetter bis zum Mittag entwickeln würde, entschieden wir uns, wie geplant in Richtung Vulkan zu fahren. Zunächst schien uns das eine gute Entscheidung zu sein. Die Temperatur war in den letzten Tagen auf zehn Grad Celsius angestiegen und auch der Wind hatte nachgelassen. Doch schon unterwegs wurden die Wolken immer dichter und kaum angekommen, strömten aus mehreren Himmelsrichtungen Wolken die Berghänge hinauf und wir standen im dichten Nebel. Die Sonne war nicht mehr zu sehen.
Nach einer halben Stunde ohne Wetteränderung fällten wir die Entscheidung, einen tiefer und weiter nördlich gelegenen Beobachtungsplatz in der Nähe zur Plaine des Cafres zu suchen, welcher uns schon bei der Auffahrt scheinbar besseres Wetter zu versprechen schien. Auch wenn wir so den 1. Kontakt verpassen würden, so war dies immer noch besser, als die ringförmige Phase gar nicht zu sehen. Das Wetter am neuen Standort war tatsächlich besser, doch die Suche nach einem passenden Platz auf einer Weide auf etwa 1.500 Metern Höhe gestaltete sich schwierig. Letztendlich versuchte ich
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7 Sonnenuntergang, aufgenommen an der Forststraße zum Piton de la Fournaise mit Blick auf den Piton des Neiges
mein Glück bei einem Bauern, der nach kurzem Stirnrunzeln zustimmte, unsere Gerätschaften auf seine Wiese zu stellen. Meine Freundin überredete mich trotz der fortgeschrittenen partiellen Phase und meiner Erkältung, die Ausrüstung noch einige Meter auf eine abgelegenere Wiese umzusetzen, von wo wir unseren Blick vom Strand bis zum Piton des Neiges schweifen lassen konnten.
Kurze Zeit später blickten das vereinseigene Lunt-H-Teleskop LS60 und mein TS Photoline 80 APO, beide bestückt mit Kameras und getragen von einer EQ5, in Richtung Sonnensichel. Dass ich dabei vergessen hatte, die Polhöhe korrekt einzustellen und die Belichtungszeit am H-Gerät falsch eingeschätzt hatte, entdeckte ich erst viel später.
Die Wolken über uns hatten sich inzwischen gänzlich zurückgezogen und hielten sich am entfernten Bergrücken in ausreichendem Sicherheitsabstand. Die Temperatur fiel deutlich, während sich der Mond immer weiter vor die Sonne schob, so dass ich mir zuletzt sogar die Daunenjacke überziehen musste. Immer wieder schweifte mein Blick durch die Teleskope und durch die Finsternisbrille
aus dem Flugzeug. Während das Licht immer fahler wurde, zeichneten sich die Schatten in den bekannt scharfen Umrissen ab. Leider fehlte ein geeigneter Baum, um die projizierten Sonnensicheln zu beobachten. Schließlich schloss sich der Ring langsam, langsamer als ich es erwartet hatte. Da es meine erste ringförmige Sonnenfinsternis war, hatte ich im Vergleich zu den totalen Finsternissen erwartet, dass es sehr rasch gehen würde. Da es aber aufgrund der extrem schmalen Sonnensichel, dem starken Flimmern der Luft und der dezentralen Lage unseres Standortes schwer einzuschätzen war, wann der 2. Kontakt eintreten sollte, erschien mir der Vorgang verwirrend lang. Tatsächlich waren wir durch unseren neuen Standort weiter vom Zentralpfad abgeraten, als mir zu diesem Zeitpunkt bewusst war. Im Teleskop zeichneten sich am Kontaktpunkt die Mondberge und -täler ab und schließlich schien ein zarter, geradezu fragil wirkender Sonnenring am Himmel. Obwohl es keine totale Sonnenfinsternis war, hatte dieser Anblick seine eigene, besondere Schönheit. Es war deutlich mehr als einfach nur eine partielle Verfinsterung. Nach 2:50 Minuten endete das Himmelsschauspiel genauso langsam, wie es begann. Mond und
Sonne trennten sich immer deutlicher, die Temperatur stieg merklich an und nach 3:22 h endete schließlich die Finsternis. Erst jetzt bemerkte ich, dass ich für die H-Aufnahmen offenbar zu kurz belichtet hatte.
Als wir am Abend wieder in unserer Unterkunft ankamen, berührte die Sonne schon fast den Ozean, um kurze Zeit später schließlich darin zu versinken. Durch die Nähe zum Äquator wurde es rasch dunkel.
Den Abschluss unserer Reise bildete die Halbschattenfinsternis des Mondes zwei Wochen später. Doch noch bevor wir diese unter klarem Himmel beobachten konnten, wurden wir Zeugen eines anderen Naturschauspiels. Nur eine Woche nach der Sonnenfinsternis begann der Vulkan Piton de la Fournaise am Morgen des 11. September damit, nahezu ohne Vorwarnung an seiner südöstlichen Flanke Lava in die Luft zu schleudern. Ein Ereignis, das Schaulustige auf der ganzen Insel anzog und uns einen weiteren, vielleicht einmaligen Höhepunkt während unserer Reise bescherte.
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Sonnenfinsternisse
Die ringförmige Sonnenfinsternis über La Reunion am 1. September 2016
von Berthold Fuchs
Über 9000 Kilometer von der Limburger Sternwarte entfernt und doch gefühlsmäßig mitten in Europa, so stellte sich die Insel La Reunion ihren Besuchern dar. Auch ohne ein astronomisches Ereignis ist La Reunion eine Reise wert. Am 1. September 2016 aber verlief der Pfad der ringförmigen Sonnenfinsternis knapp an der südwestlichen Küste der Insel vorbei, die als französisches Über-
1 Ganz oben: Verlauf der ringförmigen Sonnenfinsternis
im H-Licht; Pentax 75SDHF mit Lunt-50-mm-H-Etalon, DMK51
2 Oben: Drei Finsternisansichten im Kalziumlicht: Scopos
66 mm/400 mm, Custom-Ca-K-Filter, ALccd IMG 1S-M
3
Links: Gruppenbild im botanischen Garten; von links nach rechts: Berthold Fuchs, Stefan Pinkert, Maja Weiss, Annette und Peter Remmel
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4 Der über 2.600 Meter hohe Vulkan Piton de
la Fournaise, mit 1-2 Eruptionen pro Jahr einer der aktivsten Vulkane der Welt
Sonnenfinsternisse
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seedepartement 974 zur Europäischen Union gehörend, alle Voraussetzungen für einen unkomplizierten Urlaub mit astronomischem Event bot.
Der Finsternispfad, der über Zentralafrika, Madagaskar und Reunion sich anschließend im Indischen Ozean verlor, legte eine Reise nach Reunion nahe - genauer in die Gegend um Saint Pierre - wo wir, eine kleine Reisegrupe der Sternwarte Limburg, in der Ansiedlung Ravine de Capris ein Ferienhaus mieteten. Man zahlt hier mit Euro, spricht französisch und fühlt sich heimisch wie in Frankreich, wäre da nicht die überwältigende tropische Natur der Insel, die atemberaubende Bergwelt und die freundlichen Menschen, die als Mischung aus europäischer, indischer, afrikanischer und asiatischer Herkunft harmonisch und friedvoll zusammenleben.
Die Nächte waren durchgehend von ungewöhnlicher Transparenz. Die Milchstraße spannte sich als glitzerndes Band über den gesamten Himmel und der Skorpion stand im Zenit. Erstmals war es mir vergönnt, das Kreuz des Südens zu sehen, Alpha Centauri im Teleskop zu trennen und die kleine Magellansche Wolke vom über 2000 Meter hohen Piton Maido zu bewundern, der zum Sonnenuntergang über der Wolkendecke des Tieflandes in der kristallklaren Luft wie eine Insel im Wolkenmeer schwamm.
Am Tag der ringförmigen Sonnenfinsternis fuhren wir, eingeladen von den Veranstaltern, zu dem Veranstaltungsgelände in Meeresnähe bei Saint Paul, das aufgeteilt in zwei Bereiche einerseits einigen tausend Besuchern via Großbildleinwand das Event darbot, andererseits in einem eigens abgesperrten Bereich einigen hundert Amateurastronomen die Möglichkeit gab, ungestört ihre Geräte aufbauen zu können. Nördlich, östlich und südlich sammelten sich Wolkenbänke, doch versicherten die Veranstalter, dass diese Region wolkenfrei bleiben sollte und so blieb es auch. Der kräftige, teils böige Wind vom Meer, bei weitem das größte Problem für die leichten Gerätschaften, wehte einige wenige Tröpfchen von den fernen Wolken heran, die aber kaum störten. So konnten wir die ringförmige Sonnenfinsternis in Gänze sowohl im Weißlicht als auch in H und
5 Zahlreiche wunderschöne Wasserfälle sind über die gesamte Insel verteilt:
ein Resultat der hohen Niederschlagsmengen (5000 mm/Jahr)
6 Ein Ausflug führte uns auch
in das Aquarium der Schildkrötenaufzuchtstation
7 Warnung vor den Haien
(Berthold Fuchs) VdS-Journal Nr. 61
40
Sonnenfinsternisse
im violetten Licht der Ca-K-Linie erleben und dokumentieren. Die Veranstalter des Observatoire Les Makes in Zusammenarbeit mit den örtlichen Behörden hatten die Veranstaltung perfekt durchgeführt und sollen hier ausdrücklich dankend erwähnt werden.
8
Vorsicht: Man bewegt sich auf einem aktiven Vulkan.
9
Hervorragende Organisation einer Großveranstaltung
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
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Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, Stephan Fichtner, Otto Guthier, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert, Peter Riepe.
Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
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Bezug: ,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitglieds-beitrag von 35,- E (Europa) und 40,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 25,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste).
Sonnenfinsternisse
41
Sonnenfinsternisreisen
von Claudia Johannsen und Dietrich Ehmann
Rund 100.000 Kilometer in 15 Jahren. Das scheint nicht viel, wenn man es mit der täglichen Laufleistung unserer Fahrzeuge vergleicht. Und wenn man dann sagt, dass man diese Distanz zurück-
gelegt hat, um 15 Minuten erleben zu können, wird man schnell komisch angesehen. Nun gut, ganz so war es nicht. Die Reisen führten meine Frau und mich in insgesamt zehn Länder und wir nah-
men uns dabei auch immer Zeit, Land und Leute kennen zu lernen. Mindestens vier Wochen Zeit hatten wir immer, um uns vom bereisten Land ein Bild machen zu können. Als Anlass für unsere Reisen
1
Von links oben nach rechts unten: Aufnahmen der totalen Sonnenfinsternisse von 1995 (Indien), 1998 (Karibikinsel Guadeloupe), 1999 (Normandie, Frankreich), 2006 (Türkei) und 2010 (Tahiti).
VVddSS--JJoouurrnnaall NNrr.. 6611
Sonnenfinsternisse
diente uns jeweils eine totale Sonnenfinsternis in unserem Zielland.
Während der Sonnenfinsternis-Reisen kamen verschiedene fotografische Geräte zum Einsatz. Bis zum Jahr 2001 wurden die Sonnenfinsternisse von uns ausschließlich auf Filmmaterial aufgenommen, danach digital. Foto-Objektive, russische Maksutov-Objektive und letztlich Apo-Astro-Optiken wurden zur Aufnahme verwendet. Sehr bewährt hat sich das Steuer-Programm ,,Eclipse Orchestrator" von Fred Bruenjes, mit dem sich die Aufnahmen steuern lassen, so dass die ganze Aufmerksamkeit beim Himmelsgeschehen bleiben kann.
Bei unseren Reisen zu totalen Sonnenfinsternissen waren wir immer erfolgreich. Zwei Reisen führten uns zu ringförmigen Sonnenfinsternissen, beide in Europa. Hier waren wir in Schottland nicht am richtigen Ort, auf Ibiza jedoch waren wir
dann wieder erfolgreich. Mit einer Umrundung unseres Heimatplaneten, die uns zur Beobachtung der Sonnenfinsternis in die Südsee führte, haben wir die Reihe unserer Sonnenfinsternis-Reisen im Jahr 2010 abgeschlossen.
2 Die Autoren auf ihrer Reise zur
Sonnenfinsternis 2010, Moorea (Südsee)
Ringförmige Sonnenfinsternis vom 01.09.2016
von Manfred Rätz
1 Verlauf der ringförmigen Sonnenfinsternis vom 01.09.2016 (von rechts nach links entsprechend
dem Tageslauf der Sonne); Aufnahmen von Manfred Rätz, Montage durch Kerstin Rätz / Team Volkssternwarte Kirchheim; Kamera EOS 600D mit Objektiv TAMRON SP 70 - 300 mm F/4-5,6; Montierung iOptron Skytracker; Brennweite 300 mm, Blende F/5,6, ISO 100
VdS-Journal Nr. 61
SSoonnnneennffiinnsstteerrnniissssee
43
Totale Sonnenfinsternis vom 01.08.2008
von Jörg Kopplin
1 Totale Sonnenfinsternis vom 01.08.2008, Novosibirsk (Russland), Komposit zahlreicher DSLR-Aufnahmen mit unterschiedlicher Belich-
tungszeit; TMB-Apo 80/600 mit Extender 1,4x, Canon EOS 20Da, Nachbearbeitung mit PS CS4 und Iris; Bildautor: Jörg Kopplin
Totale Sonnenfinsternis vom 20.03.2015
von Jörg Kopplin
1 Totale Sonnenfinsternis vom 20.03.2015,
Finsternisflug AB1000 zwischen Island und Färöer-Inseln (10,5 km über NN), Komposit aus extrahierten Video-Frames einer Aufnahme mit Canon HDCam HFG30 (60 fps, Zoom 20 x), während der totalen Phase (ca. 3:40 min) mit variierter Belichtung, Zentrierung/Stack mit ImPPG und Avistack2, Nachbearbeitung mit PS CS6; Bildautor: Jörg Kopplin
VVddSS--JJoouurrnnaall NNrr.. 6611
44
Sonnenfinsternisse
: UTC : UTC : UTC : UTC : UTC
: UTC
Die nächsten finsternisse
von Martin Hörenz
,,Und wo ist die Nächste?" fragt man sich nach dem Erlebnis einer totalen Sonnenfinsternis gern. Nach mehreren partiellen Finsternissen, von denen keine im deutschsprachigen Raum zu beobachten ist, findet am 2. Juli 2019 die nächste totale Sonnenfinsternis statt. Hier überstreicht der Mondschatten weite Teile des Südpazifiks, bevor er schließlich an der chilenischen Küste auf Land trifft. Danach wandert er über Argentinien in Richtung Atlantik, wo der Mondschatten die Erde wieder verlässt. Mit einer maximalen Finsternisdauer von mehr als vier Minuten ist diese Finsternis deutlich länger als die vorherige Sonnenfinsternis. Eine solche Finsternisdauer findet sich jedoch auf dem Festland nicht, so liegt die Finsternisdauer in Chile bei ca. 2:40 Minuten und reduziert sich an der Ostküste Argentiniens (zu Sonnenuntergang) auf 2:05 Minuten.
ufgang ufgang
nena i Son
End e bei S onnena
B eginn be
Sonnen-
talitätszone To
, , , , Maximum
,
Totalitätszon e
,
,
Be ginn bei Sonnen
E un n ter de b ga ei ng Sonnen untergang
Die totale Sonnenfinsternis vom 14. Dezember 2020 Die darauffolgende totale Sonnenfinster
1 Verlauf der totalen Sonnenfinsternis vom 02.07.2019, Grafik: Sven Melchert unter
nis vom 14. Dezember 2020 ähnelt in
Verwendung einer Karte der Software ,,Solar Eclipse Maestro" von Xavier Jubier.
ihrem Verlauf der vorherigen totalen
Finsternis und ist daher ebenfalls im
pazifischen Raum und vom südamerika-
nischen Festland zu sehen. Dabei findet
Tabelle 1: Zentrale Sonnenfinsternisse in den kommenden Jahren (vgl. [1])
das Maximum über dem Festland statt - dazu mitten im Süd-Sommer, d.h. mit deutlich besseren Wetteraussichten. Die
Datum
Finsternistyp Sichtbarkeitsgebiet (Totalität bzw. ringförmige Phase)
Max. Dauer
maximale Totalitätsdauer beträgt aber trotzdem nur 2:10 Minuten.
21.08.2017 02.07.2019 26.12.2019 21.06.2020 14.12.2020 10.06.2021 04.12.2021 20.04.2023
Total Total Ringförmig Ringförmig Total Ringförmig Total
RingförmigTotal
USA Chile, Argentinien Saudi-Arabien, Indien, Indonesien Zentralafrika, südl. Asien, China Chile, Argentinien Kanada, Grönland, Russland Antarktis
Indischer Ozean, Westaustralien, Indonesien
2:40 min 4:33 min 3:40 min 0:38 min 2:10 min 3:51 min 1:54 min
1:16 min
Und wie geht es weiter? Weitere totale Sonnenfinsternisse folgen 2021 (Antarktis) und 2023 (Westaustralien, Indonesien), bis ab 2024 wieder eine Zeit mit mehreren, gut erreichbaren totalen Finsternissen ansteht: 2024 in Mexiko, den USA und Kanada, 2026 in Island und Spanien sowie 2027 wieder in Spa-
14.10.2023 Ringförmig
08.04.2024 02.10.2024 17.02.2026 12.08.2026 06.02.2027
Total Ringförmig Ringförmig Total Ringförmig
USA, Mittelamerika, Kolumbien, Brasilien
Mexiko, USA, Kanada Chile, Argentinien Antarktis Grönland, Spanien Chile, Argentinien
5:17 min
4:28 min 7:25 min 2:20 min 2:18 min 7:51 min
nien sowie in Nordafrika.
Die nächsten Sonnenfinsternisse in Deutschland Eine totale Sonnenfinsternis findet in Deutschland erst wieder im Jahr 2081 statt. Bis zur nächsten partiellen Sonnenfinsternis ist noch eine Wartezeit bis zum
VdS-Journal Nr. 61
Sonnenfinsternisse
45
Ende bei Sonnenaufgang Beginn bei Sonnenaufgang
: UTC
10. Juni 2021 zu überbrücken. Dann
: UTC
kann eine Finsternis, die in der Arktis
,
als ringförmige Finsternis zu sehen sein
wird, zur Mittagszeit über ganz Deutsch- ,
Beginn bei Sonnenuntergang Ende bei Sonnenuntergang
land beobachtet werden. Mit einem Bedeckungsgrad von weniger als 20 % (abnehmend von Nord nach Süd) gestaltet sich diese jedoch wenig eindrucksvoll.
Totalitätszon e
, ,
Maximum
Totalitätszone
: UTC
: UTC
: UTC
,
Bei der Finsternis vom 25. Oktober 2022
: UTC
: UTC
: UTC
verfehlt die Schattenachse die Erde leider
,
komplett - nirgendwo auf unserem Planeten kann eine ringförmige oder totale ,
Sonnenfinsternis beobachtet werden. In
,
Deutschland zeigt sich diese Finsternis
mit einer Bedeckung von ca. 20 - 30 %,
ebenfalls zur Mittagszeit. Die größte Be-
deckung der Sonnenscheibe kann dabei
im Nordosten beobachtet werden, die
geringste im Südwesten. Eine weitere
partielle Finsternis ist am 29. März 2025
- wieder zur Mittagszeit - beobachtbar. Die Bedeckung ist dabei mit ca. 10 - 20 %
2 Verlauf der totalen Sonnenfinsternis vom 14.12.2020, Grafik: Sven Melchert unter
ebenfalls nicht sehr eindrucksvoll. Zur
Verwendung einer Karte der Software ,,Solar Eclipse Maestro" von Xavier Jubier.
Beobachtung der größten Bedeckung
muss man sich wieder in Richtung Nord-
osten begeben.
Eine weitere totale Sonnenfinsternis fin- Zum dritten Mal innerhalb von weniger
det nur ein Jahr später - dann wieder als 11/2 Jahren wird es am 26. Januar
Deutlich spannender wird die Sonnen- in Spanien - statt. Der Kernschatten der 2028 in Spanien eine zentrale Finsternis
finsternis vom 12. August 2026. Eine Sonnenfinsternis vom 2. August 2027 geben - dieses Mal ist es eine ringför-
totale Sonnenfinsternis zeigt sich hier überstreift große Teile des westlichen und mige Sonnenfinsternis. Auch diese wird
u.a. über Spanien. Auch in Deutschland südlichen Mittelmeerraums. In Deutsch- sich in Deutschland als partielle Finster-
wird in den Abendstunden eine sehr tiefe land ist diese Finsternis mit einer Bede- nis zeigen, hier jedoch nur im Südwesten
partielle Sonnenfinsternis (bis 90 %) zu ckung von ca. 30 - 50 % beobachtbar.
kurz vor Sonnenuntergang.
sehen sein.
Die Sonnenfinsternis vom 12. Juni 2029
ist wieder eine partielle Sonnenfinsternis,
Tabelle 2: Überblick zu den nächsten (partiellen) Sonnenfinsternissen in Deutschland
(berechnet mit CalSky [2]), Zeitangaben in MEZ
bei der die Sonne über Deutschland bereits partiell verfinstert aufgeht oder die Finsternis nach Sonnenaufgang beginnt. Die Reihe von sechs von Deutschland aus
Datum 10.06.2021
Hamburg
10:28 - 12:41 17 %
Berlin
10:36 - 12:43 13 %
Köln
10:22 - 12:28 14 %
München
10:37 - 12:22 6 %
sichtbaren partiellen Sonnenfinsternissen in sechs Jahren endet mit der Sonnenfinsternis vom 1. Juni 2030. An die-
25.10.2022
10:07 - 12:12 10:09 - 12:19
30 %
32 %
10:09 - 12:06 22 %
10:14 - 12:16 24 %
sem Tag ereignet sich eine ringförmige Sonnenfinsternis, bei der die ringförmige
29.03.2025 11:26 - 13:08 11:32 - 13:07
21 %
15 %
11:18 - 13:02 20 %
11:28 - 12:55 11 %
Phase u.a. auch von Griechenland aus zu sehen ist. In Deutschland zeigt sich in
12.08.2026 18:13 - 19:55 18:15 - 19:38
85 %
85 %
18:18 - 19:58 88 %
18:23 - 19:32 89 %
den Morgenstunden eine Finsternis mit einem Bedeckungsgrad von 50 - 60 %.
02.08.2027 26.01.2028 12.06.2029 01.06.2030
09:15 - 11:07 32 %
16:38 - 16:49 6 %
03:50 - 04:34 10 %
05:23 - 07:29 53 %
09:17 - 11:11 34 %
16:39 - 16:40 1 %
03:43 - 04:28 8 %
05:20 - 07:29 57 %
09:08 - 11:07 42 %
16:38 - 17:12 28 %
04:17 - 04:31 5 %
05:20 - 07:23 54 %
09:08 - 11:16 50 %
16:41 - 17:02 27 %
04:13 - 04:20 2 %
05:13 - 07:21 62 %
Internet- und Literaturhinweise: [1] NASA Goddard Space Flight Center:
NASA eclipse website; URL: https:// eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html, Status: 29.10.2016 [2] Barmettler, A.: CalSky Services; URL: www.calsky.com/; Status: 08.10.2016
VdS-Journal Nr. 61
46
Astrofotografie
Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
Aktueller Stand Die Fachgruppe (FG) Astrofotografie umfasst derzeit 146 Mitglieder. Von ihnen sind inzwischen 138 in unserer Mailingliste (ML) eingetragen. Eine Mitgliederbefragung ergab, dass es einem größeren Teil schon reicht, den täglichen Gedankenaustausch auf der ML aufmerksam zu verfolgen, um aus den Mailwechseln astrofotografisch auf dem Stand der Dinge zu bleiben oder erst einmal dorthin zu gelangen. Die Zahl der Aktivisten, die Themen anschneiden, Fragen in die Runde stellen, diskutieren und mehr oder weniger regelmäßige Beiträge liefern, ist deutlich geringer - ähnlich wie auch in anderen Fachgruppen. Neuzugänge stellen sich vor, werden begrüßt und sofort in die Gruppe einbezogen.
Überwiegend werden Sachfragen zur Astrofotografie und verwandten Randgebieten diskutiert. Es geht um neue Bilder, Aufnahmetechniken, Bildbearbeitung und dazu auch Themen zum astronomisch-wissenschaftlichen Hintergrund. Nun soll die FG-Arbeit laut Satzung aber nicht allein auf den Mitgliederkreis beschränkt sein, sondern auch nach außen wirken. Dies setzen wir auch um, einerseits durch interessante Artikel in unserer Zeitschrift. Andererseits werden nach wie vor Fragen von externen Sternfreunden an die FG-
Leitung gestellt, die es zu beantworten gilt. Solche Anfragen werden zum Teil auch in die ML hineingegeben, um die Mitglieder um Beantwortung zu bitten. In der Regel läuft diese Beantwortung dann mehr als zufriedenstellend, da verschiedene FG-Mitglieder Antworten aus ihrer Sicht und aus ihrem Erfahrungsbereich geben können. An dieser Stelle allen Aktiven einmal herzlichen Dank für ihre Bereitschaft!
Neuentdeckungen Die TBG-Gruppe der FG Astrofotografie konnte zu einer Neuentdeckung im System NGC 7331 beitragen. Die große Spiralgalaxie besitzt jetzt einen bestätigten neuen Begleiter: MAPS-PP O-778973630, das ist der Katalogname aus dem Minnesota Automated Plate Scanner Pisces-Perseus. Tiefe TBG-Aufnahmen zeigten, dass dieser Zwerg durch die Wechselwirkung mit NGC 7331 stark verzogen wird (siehe Abb.). Daraufhin ergaben spektrografische Messungen am russischen 6-m-Spiegel, dass die Radialgeschwindigkeit dieses Zwerges (und damit auch die Entfernung) mit der von NGC 7331 bestens übereinstimmt. Dazu konnte noch ein weiterer, sehr lichtschwacher Begleiterkandidat entdeckt werden. Aus unserem publizierten Fachartikel gehen alle weiteren Details hervor, siehe: https://arxiv.org/abs/1701.00615
1 Die mit A bis M (MAPS) bezeichne-
ten Objekte sind bereits bekannte Begleiter von NGC 7331, ,,M" ist stark verformt. Neu ist jetzt der extrem lichtschwache Begleiter ,,E". Näheres siehe in den oben genannten Links. Aufnahme: Harald Strauß.
und http://tbg.vdsastro.de/?page_id=2163
Sonnenbilder Die FG Astrofotografie hat in ihren Reihen einige recht versierte Sonnenfotografen. Daher werden ab diesem Heft in lockerer Folge Ergebnisse unserer Sonnenfotografen gezeigt. Jens Leich hat die erste Ausgabe zusammengestellt.
Cepheus A
- ein Blick ins Infrarote lohnt sich
von Manfred Mrotzek
- Teil 2 -
Im ersten Teil dieses Beitrags [6] habe ich mein Foto (Abb. 1) von Cepheus A und die Interpretation der Strukturen vorgestellt. Der Vergleich mit einem gleichartigen Bild (Abb. 2), das aus den POSS-II-Aufnahmen erzeugt wurde, lässt einen IR-hellen Nebel auf den POSS-IIAufnahmen vermissen. Der zweite Teil des Beitrags widmet sich deshalb vor allem der Frage:
Warum ist der rote Nebel nicht auf der POSS-II-Aufnahme sichtbar? Es ist schon kurios: Der lichtstarke 1,2-m-Schmidtspiegel auf Mount Palomar hat den Nebel bei den Aufnahmen zum Deep Sky Survey in den neunziger Jahren des letzten Jahrhunderts nicht bei 840 nm ablichten können, auf meiner Aufnahme bei ca. 850 nm ist er dagegen hell und auf RGB-Aufnahmen zumindest schwach rötlich sichtbar. Könnte die Helligkeit des Nebels variabel sein? Er
steht ganz offensichtlich mit den Jets des Vorhauptreihen- bzw. Protosterns HW2 in Verbindung. Junge Sterne, die die Hauptreihe noch nicht erreicht haben, weisen Jets auf und sind in der Helligkeit variabel. Der Stern könnte den Nebel beleuchten, womit seine variable Helligkeit also nichts Ungewöhnliches wäre. Damit bliebe die Frage: Wann wurde der Nebel heller, und wurde seine Variabilität bereits entdeckt?
VdS-Journal Nr. 61
Astrofotografie
47
1 Ausschnitt aus meiner Aufnahme
um Cepheus A. Der Nebel rechts der Mitte ist GGD 37. Aufnahmedaten: 18. u. 23.10.2013, Refraktor 140 mm / 750 mm, Atik 460EX, Belichtung 22 x 3 min (B), 19 x 3 min (R), 13 x 10 min (IR)
Ausgangspunkt meiner Vergleiche und Recherchen war die Aufnahme des POSS II auf der infrarotempfindlichen Platte von 1993, die 85 Minuten lang belichtet wurde. Die rotempfindliche Platte von 1991 wurde 65 Minuten lang belichtet und zeigte ebenfalls keine Anzeichen des Nebels. CCD-Aufnahmen von Amateuren nach der Jahrtausendwende zeigen den Nebel bereits. Und auf der rotempfindlichen Platte des POSS I vom 31.10.1953 (Abb. 3) ist er 40 Jahre zuvor bei einer mittleren Wellenlänge von 645 nm überraschenderweise auch sichtbar! Diese Aufnahme wurde mit demselben Teleskop, das auch für den POSS II benutzt wurde, erzielt. Am Schmidtspiegel liegt es daher auf keinen Fall.
Nun hieß es, nicht nur Artikel, sondern Aufnahmen von Cepheus A im nahen Infrarot (NIR) bei Wellenlängen von 800-1000 nm zu finden, und zwar aus der Zeit vor 1993 bis etwa zum Jahr 2000. Diese Aufgabe stellte sich schnell als schwieriger als gedacht heraus. Die Amateure belichteten noch überwiegend Kleinbild- oder Mittelformatfilme. Verglichen mit den Aufnahmen, die heute mit DSLRs und CCD-Kameras erzielt werden, nahmen sich die seinerzeit erzielten Ergebnisse bescheiden aus, so stolz man auch damals darauf war und es auch sein konnte. Weil die heutzutage erzielbaren Aufnahmen um ein Vielfaches besser sind, sind die alten Aufnahmen praktisch nicht mehr im Internet zu finden. Ich habe jedenfalls keine Vergleichsaufnahme von Amateuren aus der Zeit vor 1993 gefunden.
Die Fachastronomen setzten bereits CCDKameras ein, wenngleich sich auch bei ihnen die CCD-Fotografie noch in den Kinderschuhen befand. Entsprechend grob und wenig tief waren die wenigen Aufnahmen, die ich fand. Zwei Aufnahmen aus den Jahren 1984 und 1985 zeigten keinen Nebel, waren aber tief genug, um ihn detektieren zu können.
2 Etwa gleiches Feld wie in Abb. 1. Falschfarbenbild zusammengestellt aus den Auf-
nahmen des POSS II. Die Nebel links von GGD 37 sind nicht sichtbar. Aufnahmedaten: 1,2-m-Schmidtspiegel, f = 3.073 mm, Belichtung 65 min (B, 1991), 65 min (R, 1991), 85 min (IR, 16.08.1993)
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VdS-Journal Nr. 61
48
Astrofotografie
Die POSS-II-Aufnahmen aus den Jahren 1991 (rot) und 1993 (NIR) zeigten ebenfalls keinen Nebel. Aufnahmen aus dem Jahr 1997 zeigen den Nebel bei Wellenlängen von 2,12 m [1] und 1,25 m [2], nicht aber im Roten bei der Wellenlänge von H [1]. Die Aufnahme bei 1,25 m aus der Himmelsdurchmusterung 2MASS [2] zeigt bereits die hellsten Strukturen des roten Nebels auf meiner Aufnahme. In den Jahren nach 1997 müssen diese Strukturen vermutlich nach und nach auch bei kürzeren Wellenlängen bis in den visuellen Bereich hinein sichtbar geworden sein.
Habe ich jetzt die Variabilität dieses Nebels entdeckt? Nicht ganz, denn es gibt eine Arbeit von Hodapp et al. aus dem Jahr 2009 [3], die die Variabilität der Helligkeit ausgewählter Nebelkomponenten in Cepheus A untersucht, allerdings bei der Wellenlänge 2,12 m, bei der sie ja schon länger hell leuchten, auf jeden Fall schon vor 1993 [4]. Die Quelle A aus dieser Arbeit [3] entspricht ,,meinem" roten Nebel. Leider zeigt sie weder Messwerte vor 1990 noch zwischen den Jahren 1990 und 1998, und auch danach bis 2004 nur alle 1 bis 2 Jahre einen Wert. Hodapp et al. erklären die Variabilität mit Staub-
wolken, die den Stern im Abstand von 10 AU umkreisen. Im Visuellen und im daran direkt anschließenden NIR ist eine Variabilität zwar auch anzunehmen und konnte durch die zitierten Aufnahmen auch nachgewiesen werden, wurde nach meinen Recherchen aber weder in der wissenschaftlichen Literatur noch von Amateurastronomen bisher beschrieben. Warum wurde der Nebel zunächst dunkler und dann wieder heller? Was ist die treibende Kraft dahinter? Hängt dieses Phänomen mit den wiederkehrenden Aktivitätsphasen des Jets zusammen?
Es wurde bereits vorgeschlagen [5], dass die leichtere Komponente von HW2 bei jedem Umlauf die Staubscheibe um die Hauptkomponente von HW2 stört, so dass es zu einem verstärkten Materiestrom auf die Hauptkomponente kommt, der die Jetaktivität triggert. Möglicherweise ist der Materiestrom dabei noch nicht einmal kontinuierlich. Die letzte Aktivitätsphase liegt schon über 2000 Jahre zurück. Es mag sein, dass gerade jetzt der Jet erneut aktiv geworden ist und dafür sorgt, dass der Nebel auch im Roten und NIR über die Jahrzehnte eine starke Variabilität zeigt. Vielleicht sind es aber auch, wie von Hodapp vorgeschla-
gen, um HW2 kreisende Staubwolken, die die Beleuchtung des Nebels von innen heraus zeitweilig für mehrere Jahre blockieren.
Wenn kreisende Staubwolken für die Beleuchtungseffekte bzw. Schattenspiele sorgen, dann müsste das auch für Amateure relativ leicht nachweisbar sein. Falls die Entfernungsangabe von 725 pc (s. Teil 1) für den Nebels stimmt, sollte er eine Ausdehnung von fast drei Lichtjahren haben. Sorgt einer der vermuteten Sterne wie der östlich vom Nebel gelegene HW2 für die Beleuchtung, dann müsste eine Verdunkelung im Laufe von mindestens drei Jahren von Ost nach West voranschreiten. Dies wäre durch ein bis zwei Überwachungsaufnahmen pro Jahr sicher gut nachweisbar. Man muss sich nur in Geduld üben und den Nebel weiter intensiv beobachten. In 2015 haben sich jedenfalls noch keine Veränderungen gegenüber dem Stand von 2013 nachweisen lassen.
Fazit Man sollte öfter mal neue Wege gehen und den Blick gewissermaßen auch über den spektralen Tellerrand hinaus schweifen lassen. Und natürlich sollte man immer seine eigenen Aufnahmen mit anderen Aufnahmen vergleichen und auf Auffälligkeiten hin untersuchen. Beides kann für sich allein und erst recht zusammen zu neuen Erkenntnissen, wenn nicht gar zu neuen Entdeckungen führen. Der NIR-Bereich bis ca. 1.000 nm Wellenlänge wird meiner Meinung nach von Amateuren trotz vorhandener technischer Möglichkeiten noch viel zu sehr vernachlässigt.
3 Aufnahme des POSS I vom 31.10.1953 auf rotempfindlicher Fotoplatte Kodak 103aE.
Links von GGD 37 ist ein Nebel sichtbar, der dem Nebel auf meiner Aufnahme stark ähnelt.
VdS-Journal Nr. 61
Internetquellen und Literaturhinweise: [1] P. Hartigan et al., 2000: ,,Optical
and Infrared Images of the HH168 Bubble in Cepheus A", Astron. J. 120, 1436 [2] Aladin, 2MASS J vom 29.10.1997 auf: http://aladin.u-strasbg.fr/ java/nph-aladin.pl?script=get%20 Aladin%20NAME%20CEP%20 A%2011arcmin%3bget%20simbad %20NAME%20CEP%20A%20 11arcmin&from=Simbad4 (Stand: Juni 2014), 2MASS J Bild vom Aladin Image Server laden und
Astrofotografie
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Kontrast zur Sichtbarmachung der Strukturen stark verstärken! [3] K. W. Hodapp, E. Bressert, 2009: ,,The Variable Reflection Nebula Cepheus A East", Astron. J. 137, 3501 [4] D. Corcoran, 1993: ,,Optical Outflows Associated With Herbig Ae/Be Stars", Doctoral Thesis, Dublin City University, 76
[5] N. Cunningham et al., 2009: ,,A Pulsed, Precessing Jet in Cepheus A", Astrophys. J. 692, 943
[6] M. Mrotzek, 2016: ,,Cepheus A Ein Blick ins Infrarote lohnt sich", VdS-Journal für Astronomie 57 (II/2016), 68
Sonnenphänomene im Fokus der Astrofotografen
von Jens Leich
Unser Heimatgestirn befindet sich zurzeit eigentlich auf dem Weg in ,,ruhigere Gewässer", lieferte aber dennoch zahlreiche, mitunter sehr aufregende Aktivitäten, die u.a. Mitglieder und Freunde der VdS-Fachgruppe Astrofotografie bildlich in Szene setzten. Auf dem Weg zum nächsten Minimum, voraussichtlich im Jahr 2019, sind die Aktivitäten in den verschiedenen Spektralbereichen recht unterschiedlich. So kann die Sonne im Weißlicht ,,leergeputzt" daherkommen, jedoch im Licht des Wasserstoffs oder des Kalziums einiges an interessanten Phänomenen zeigen. Auffällig waren 2016 immer wieder solitär auftretende größere Einzelflecken oder kleine Fleckengruppen, die ein ansprechendes Fotomotiv darstellten. Insgesamt war das auslaufende Sonnenfleckenmaximum aber eher schwach und erreichte nicht die Anzahl an Sonnenflecken wie z.B. Ende der 1980er-Jahre, als ich selbst im Sauerland meine ersten Polarlichter beobachten durfte.
Mit einer ersten Bilderstrecke möchten wir den Lesern einen Überblick über die Phänomene bieten, die u.a. in der Mailingliste der Fachgruppe zum Besten gegeben wurden. Diese erste Bilderstrecke soll als Einführung zu einer sporadischen Berichterstattung über die Sonne aus den Reihen der Astrofotografen verstanden werden, es gilt also: Fortsetzung folgt!
Eine Übersichtsaufnahme der Sonne, aufgenommen am 29.11.2011 von Dr. Rudolph Plohberger aus Oberöster-
1 Sonnenphotosphäre am 29.11.2011, Bildautor R. Plohberger, Details s. Text
reich (Abb. 1). Sie entstand an einem apochromatischen Refraktor der Marke Astrophysics mit einer Öffnung von 178 mm und einer Sonnenfilterfolie. Zum Einsatz kam eine Spiegelreflexkamera Canon 40D bei einer Belichtung von 1/1.250 s sowie ISO 100. Die Brennweite betrug effektiv 1.215 mm.
Die Abbildung 2 zeigt die Sonne im Weißlicht am 19.04.2014 zwischen 07:02 und 07:14 Uhr UT. Es ist allerdings keine Fotografie, sondern eine Zeichnung des Autors, sie zeigt die aktiven Regionen AR12232 - AR12242. Sie entstand an einem apochromatischen TakahashiRefraktor mit einer Öffnung von nur 60 mm und 355 mm Fokalbrennweite. Be-
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Astrofotografie
2 Sonnenphotosphäre am 19.04.2014, 07:02-07:14 UT, Bildautor J. Leich, Details s. Text
obachtet wurde an einem Herschelp risma bei etwa 36-facher Vergrößerung. Zum Einsatz kamen Bleistifte der Härte 6B für die Umbra und 2H für die Penumbra.
In der Abbildung 3 dokumentierte Prof. Kai-Oliver Detken aus Grasberg die aktive Region AR12544 am 16.05.2016 mit einem apochromatischen Refraktor der Marke TS Photoline bei 130 mm Öffnung und 910 mm Brennweite. Das Bild entstand mit einer Sonnenfilterfolie von Baader Planetarium und einem Astronomik-Rotfilter sowie einer Videokamera der Marke ZWOptical ASI178MM.
Ein großes Filament setzte Manfred Kiau in Duisburg aus fünf Einzelaufnahmen in ein eindrucksvolles Panoramabild um. Die Abbildung 4 entstand am 06.09.2016 zwischen 07:24 und 07:29 Uhr UT im Licht der H-Linie bei 0,07 nm Halbwertsbreite. Als Aufnahmeinstrument diente ein apochromatischer Refraktor von TMB mit 105 mm Öffnung und 650 mm Primärbrennweite. Ferner wurde eine 4-fach-Telezentrik von Lille und ein Reduzierer vor der Kamera der Marke TIS DMK21AU618.AS eingesetzt.
,,Zauberflöte" taufte Wolfgang Bischof aus Recklinghausen den gewaltigen koronalen Massenauswurf vom 06.09.2016 (Abb. 5). Nach nur 30 min war der ganze ,,Zauber flöten", wie der Bildautor konstatierte. Die mit einer CMOS-Video-Ka-
3 Links: Sonnenregion AR12544
am 16.05.2016, Bildautor K.-O. Detken, Details s. Text
4 Ausschnitt der Sonnenchromosphäre
am 06.09.2016, 07:24-07:29 UT, Bildautor M. Kiau, Details s. Text
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5 Sonnenprotuberanz am 06.09.2016, 08:50 UT, Bildautor W. Bischof, Details s. Text
mera der Marke ZWOptical ASI178MM erstellte Aufnahme entstand um 08:50 Uhr UT an einem apochromatischen Refraktor der Marke TS Photoline mit 110 mm Öffnung und 770 mm Brennweite. Als H-Filter diente ein Solarspectrum mit 0,05 nm Halbwertsbreite. Mit einer 4-fach-Telezentrik wurde eine effektive Brennweite von 2.942 mm erreicht. Am Objektiv war ein Energieschutzfilter DERF von Baader Planetarium montiert.
Die Abbildung 6 zeigt uns das Ergebnis von Gabi Gegenbauer an der Volkssternwarte Michelbach in Niederösterreich. Das Bild eines interessanten Protuberanzengebiets entstand mit einem Sonnenteleskop der Marke Lunt LS80 und einer CCD-Videokamera der Marke TIS DMK21AU am 16.09.2016. Das Teleskop hat 80 mm und 560 mm Primärbrennweite. Die Halbwertsbreite beträgt ca. 0,07 nm.
Helmut Metz von der Walter-HohmannSternwarte in Essen hält zur Abbildung 7 fest: ,,Die Protuberanz links oben gehört zu den größten, die ich je gesehen habe." Diese Übersichtsaufnahme ist ein Komposit, welche zum einen die ,,Oberfläche" der Sonne im H-Licht erkennen lässt als
6 Protuberanzengebiet am 16.09.2016, Bildautorin G. Gegenbauer, Details s. Text
auch die Protuberanzen am Sonnenrand. Das Bild entstand am 26.07.2014 zwischen 15:05 und 15:08 Uhr UT. Genutzt wurde dazu das vereinseigene Sonnenteleskop vom Typ SolarMax mit 60 mm
Öffnung und 400 mm Brennweite. Die Halbwertsbreite beträgt laut Hersteller Coronado 0,07 nm. Als Kamera diente eine Videokamera des Typs ALccd5.
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7 Komposit Sonnenchromosphäre und Protuberanzen am
26.07.2014, 15:05-15:08 UT, Bildautor H. Metz, Details s. Text
9 Sonne im Licht der Kalzium-K-Linie am 15.08.16, 16:03 UT,
Bildautor B. Eser, Details s. Text
8 Zeitreihe einer Protuberanz vom 24.07.2016, Bildautor W. Probst, Details s. Text
Mit der Abbildung 8 zeigt uns Werner Probst aus Gurk im österreichischen Kärnten eine zeitliche Bilderreihe einer eruptiven Protuberanz vom 24.07.2016. Als Aufnahmeinstrument diente ein apochromatischer Refraktor der Marke Televue mit 127 mm Öffnung und 660 mm Brennweite. Die Sonne wurde mit einem H-Okularfilter der Marke Daystar Instruments QUARK aufgenommen. Die verwendete Version ,,Chromosphere" hat eine nach Herstellerangaben nicht feste
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Halbwertsbreite zwischen 0,03 und 0,05 nm und wird direkt am Zenitspiegel betrieben.
Seltener aufgenommenen wird die Sonne im blauen Licht der Fraunhoferschen Kalziumlinien. In der Abbildung 9 (oben rechts) zeigt Bernd Eser aus Oberthürheim die aktiven Regionen AR12574-12577 vom 15.08.16 gegen 16:03 Uhr UT in der Linie K (393,37 nm). Dazu verwendete er einen Kalziumfilter der Marke Lunt mit
einer Halbwertsbreite von 24,2 nm. Im Kalziumlicht wird der untere Bereich der Chromosphäre ca. 500 km über der Photosphäre sichtbar, allerdings hauptsächlich fotografisch, da das Bild zum einen sehr dunkel ist und besonders ältere Menschen in diesem Bereich des Sonnenspektrums fast ,,blind" sind. Dieser kurzwellige violette Spektralbereich ist sehr Seeing-anfällig, damit werden Aufnahmen in der K-Linie noch schwieriger als im Weiß- oder H-Licht.
Astrofotografie
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Bildseite der Fachgruppe Astrofotografie
zusammengestellt von Peter Riepe
Ab und zu erscheint hier künftig eine Bilderstrecke, erstellt aus verschiedenen Einsendungen an die FG Astrofotografie. Bilder und ihre Aufnahmedaten vermitteln schließlich viele nötige Tipps und Hinweise sowie Anstöße zum Selbermachen.
Was eine simple Digitalkamera bereits zu leisten vermag, zeigt die Abbildung 1. Am 31. August 2016 nutzten Dieter Sporenberg und Hans Gerhard Weber eine Digitalkamera Panasonic DMC-LF1 mit 6-mm-Objektiv, um am Gahberg hoch über dem Attersee den alpinen Südsüdwesthorizont mit der Milchstraße vom tief stehenden Schützen bis zum Schild aufzunehmen. Montierung war eine Ioptron IEQ 45. Bei Blende 4 und ISO 800 wurde 125 s belichtet, bei solch kurzen Zeiten muss man das erhöhte Rauschen natürlich akzeptieren. Links im Bild das Höllengebirge, rechts unten der Attersee. Wegen der Nachführung in Richtung Stundenwinkel wurden die Dorflichter darüber zu Strichen verzogen.
1 Milchstraße (D. Sporenberg und H. G. Weber)
Planetarische Nebel sind wegen ihrer interessanten Formen und Farben beliebte Motive. Michael Deger aus Erdweg/ Bayern wählte am 15./16.06.2012 und am 07./08.09.2012 den ,,Kleinen Hantelnebel" M 76 im Perseus (Abb. 2). Sein 300-mm-Reflektor (Meade ACF) saß auf einer Montierung Vixen New Atlux. Die Brennweitenreduzierung auf 2.100 mm geschah mit einem Lumicon Giant Easy Guider. Als CCD-Kamera verwendete der Bildautor eine SBIG ST-2000XM mit Filterrad CFW8 und LRGB-Filtern (Baader). Belichtet wurde 40 x 5 min (L), 12 x 5 min (R), 10 x 5 min (G) und 8 x 5 min (B), alles ohne Binning.
Im Vergleich dazu ist Jacoby 1 im Bootes ein sehr lichtschwacher PN und ein sehr schwieriges Aufnahmeobjekt (Abb. 3). Andreas Rörig nahm ihn in mehreren Nächten von Januar bis Mai 2016 auf. Interessant waren die Begleitumstände: Die Ha-Belichtungen entstanden remote in New Mexico mit einem Takahashi FSQ 106EDX und einer CCD-Kamera
2 M 76 im Perseus (M. Deger)
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Astrofotografie
3 Jacoby 1 im Bootes (A. Rörig)
4 Jacoby 1 invertiert und kontrastverstärkt
QSI683wsg auf einer Paramount MyT, dazu Astrodon-Filter. Es wurde 15 x 30 min belichtet. In Wilsenroth (Westerwald) wurde mit einem 200-mm-Newton f/4 und einer CCD-Kamera Moravian G2-8300 auf Millenium Mount 94 x 15 min in [OIII] belichtet. Dazu kamen noch je 6 x 5 min in R und G sowie 6 x 7,5
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min in B. Die Filter (RGB und [OIII]) sind von Astronomik. Kalibrierung (Dark und Flat), Registrierung, Kombination, Farbkalibrierung und Gradientenentfernung wurden mit der vom Bildautor selbst entwickelten Software Regim vorgenommen. Bei diesem Bild handelt es sich also um eine Bicolor-Falschfarbendarstellung
für den PN selbst. Die dazu relativ kurzen Belichtungen in RGB dienten im Wesentlichen für die Sternfarben. Das invertierte und im Kontrast angehobene Bild (Abb. 4) zeigt die geschlossene Nebelform deutlich.
Hans Jürgen Mayer nahm sich den Cirrusnebel im Schwan vor (Abb. 5). Die Farbaufnahmen entstanden 2013/14 in den Lienzer Dolomiten mit einer Canon 1100Da und Canon-Objektiv USM 1:2,8/200 mm. Vom Heimatort Konstanz aus kamen dann 2014/15 mit einer Canon 1100Da mono und demselben Objektiv Schmalbandaufnahmen in H und [OIII] hinzu. Das sind die stärksten Emissionslinien des Supernovarestes im visuellen Spektralbereich. Insgesamt wurde vier Stunden in Farbe belichtet und je neun Stunden in H und [OIII], jeweils bei Blende 3,5 und ISO 800. In dieser sehr tiefen Aufnahme fällt westlich des Sturmvogelnebels NGC 6960 eine bräunliche Himmelsfärbung auf. Der Bildautor kam erst 2016 zu einer ausführlichen Bildbearbeitung. Er schreibt: ,,Habe versucht, viel Breitband zu erhalten und die Dunkelwolke westlich des Sturmvogels farblich herauszuarbeiten. Interessant ist auch die bläuliche Wolke rechts unten." In der Tat verfärbt eine riesige Molekülwolke westlich von NGC 6960 das zu uns kommende Licht bräunlich. Tiefe Aufnahmen anderer Bildautoren bestätigen das.
Im Pegasus steht der ,,Blaue Schneeball" NGC 7662. Weit außerhalb des zentralen, hellen Scheibchens zeigt sich eine sehr lichtschwache Halo-Struktur aus mehreren Schalen - eine fotografische Herausforderung. Sascha Schüller und Ralf Kreuels nahmen den PN getrennt mit verschiedenen Teleskopen auf und erstellten daraus ein Summenbild (Abb. 6). Schüller: 400-mm-Newton (f/4) mit Atik 460Exm, 93 x 300 s in [OIII], Baader 8,5 nm, 81 x 300 s in H, Baader 7 nm, beide mit 2x2-Binning, 122 x 60 s in L ohne Binning. Dazu eine SBIG ST-F8300 am TMB LZOS 100 mm / 800 mm, RiccardiReducer f/6, 6 h RGB in Einzelbelichtungen von 60 s ohne Binning. Kreuels: Am 21.9.2016 war sehr gutes Seeing, aber visuell nur Sterne bis ca. 3 mag sichtbar, Celestron 11 mit Reducer auf f/5, f = 1.400 mm, ASI178MM (mono) und ASI178MC (farbig), belichtet wurde ohne
Filter (auch kein Sperrfilter) 8.000-mal 200 ms sowie 10.000-mal 400 ms, für die Farbe 5.000-mal 400 ms, gestreckt wurde weitestgehend linear, Schärfung mit ,,iterativer PSF" in Fitswork, dabei wurden die Sterne maskiert.
Auch Niels Christensen nahm in Kopenhagen NGC 7662 auf (Abb. 7). Dies geschah im August 2015 mit einem 16-zölligen Meade LX200ACF bei f ~ 2.500 mm und einer Atik 460ex mono. Gefiltert wurde mit den Engbandfiltern [OIII], H und [SII], außerdem wurden Belichtungen mit LRGB für die Sterne eingearbeitet. Die Gesamtbelichtung erstreckte sich über mehrere Nächte.
Der bekannte PN-Forscher Bruce Balick schreibt: ,,Tiefe Aufnahmen mit dem 80-cm-Teleskop des Manastash Ridge Observatory zeigen, dass der Halo von NGC 7662 nahezu kreisrund ist, allgemein von gleichmäßiger Flächenhelligkeit, mit einem hellen Rand versehen und im Vergleich zur Zentralzone um einen Faktor 20.000 schwächer. Der Radius beträgt ca. 72 Bogensekunden." Wir stellen fest, dass beide Aufnahmen hier eine unterschiedliche Wiedergabe des Halos vermitteln. In der Abbildung 6 stört das Beugungskreuz der Fangspiegelstreben, in der Abbildung 7 ist der Intensitätsverlauf im Halo anders als von Balick
5 Cirrusnebel im Schwan (H. J. Mayer)
Astrofotografie
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6 NGC 7662 (S. Schüller und R. Kreuels)
7 NGC 7662 (N. Christensen)
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Astrofotografie
(b) ein 200-mm-Newton (f = 800 mm). Als Kameras wurden eine Canon 5D MkII und eine Canon 700Da verwendet. Der helle Himmel gibt viele schwache Objektdetails preis, das aber nur auf Kosten einer langen Belichtungszeit. 19,5 Stunden waren es in [OIII], 7,6 Stunden in H und 9 Stunden ohne Filter in Farbe. Viel mehr dürfte da nicht mehr zu holen sein bei insgesamt 36 Stunden Belichtung in 11 Nächten.
8 Stephenson 1 (M. Blauensteiner)
beschrieben. Die korrekte Wiedergabe superlichtschwacher Details ist also alles andere als trivial.
Stephenson 1 ist ein sehr lockerer Sternhaufen in der Leier um den Stern Delta Lyrae ( Lyr). Dieser rund 1.000 Lichtjahre entfernte ,,-Lyr-Haufen" (Abb. 8) ist kaum als Haufen erkennbar. Die Handvoll Sterne bildet eine Bewegungsgruppe von etwa 20' scheinbarem Durchmesser (M. Streicher, 2006). Die beiden hellsten Sterne im Bildfeld sind 1 Lyr (blau) und 2 Lyr (orange). Zu den Farben passen die gemessenen Farbindizes ideal: B-V = -0,14 mag (Spektraltyp B2.5) und B-V = 1,67 mag (Spektraltyp M4). Diese unterschiedlich farbigen Sterne möglichst exakt wiederzugeben war das Ziel von Bildautor Markus Blauensteiner. Am 29.05.2016 setzte er an der Sternwarte Gahberg einen 250-mm-Newton f/4 vom Typ Lacerta FN25010C mit einer CCDKamera Moravian G2-8300 für die Luminanz ein, dazu einen 130-mm-Newton f/5 mit einer Starlight SXV-H9 für die Farbe. Belichtet wurde 46 x 1 min (L) und je 10 x 2 min (RGB).
Werner E. Celnik erzielte trotz des hellen Nachthimmels in Rheinberg bei Duisburg eine kontrastreiche Wiedergabe des Wolf-Rayet-Nebels NGC 6888 im Schwan (Abb. 9). Teleskope waren (a) ein 150-mm-Refraktor (f = 1.100 mm) und
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9 NGC 6888 im Schwan (W. E. Celnik)
Atmosphärische Erscheinungen
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Beobachtung einer Leuchtenden Nachtwolke in Island in der Nacht vom 18. auf
19. Juli 2016 - Sonnenstand: -2,7 Grad !
von Karl Kaiser
Island ist immer eine Reise wert. Vom 17. bis 28. Juli 2016 besuchte ich mit einem Teil meiner Familie (mit meiner Frau und zweien meiner Töchter) die großartige Insel im Nordatlantik. Für mich war es der sechste Besuch des ,,Landes der Wikinger" und bestimmt nicht der letzte. Wer einmal die Schönheiten Islands kennengelernt hat, wird immer wieder magisch von diesem Land angezogen werden. Interessant ist ein Vergleich meines ersten Besuches im Jahr 1980 mit dem heurigen: Haben zu Beginn der achtziger Jahre nur wenige eine ,,Expedition" nach Island gewagt, so boomt Jahrzehnte später der Tourismus, und mit der Ruhe und Beschaulichkeit in der Umgebung gut erreichbarer Sehenswürdigkeiten ist es vorbei. Hunderte Fotografen belagern Þingvellir, Gullfoss, Dettifoss, Geysir, ... - es ist nicht mehr leicht, einen Platz mit ungehinderter Sicht auf das Naturschauspiel zu ergattern!
Allen Naturliebhabern, die die Beschaulichkeit der unberührten Natur genießen wollen, sei die Fahrt ins Landesinnere empfohlen, obwohl auch hier die Zahl der Touristen stetig zunimmt. Ganz besonders freuten wir uns, dass sich unsere isländischen Freunde aus Húsavík Zeit genommen haben, mit uns zum Campground Drekagil (Nähe Askja) und zum neuen Lavafeld im Bereich Holuhraun (Ausbruch 2014 -2015) nördlich des Vatnajökull zu fahren. Erstmals mieteten wir ein für F-Straßen geeignetes Auto, um Furten queren und Hochlandpisten befahren zu können.
Die kurze Nacht vom 18. auf den 19. Juli verbrachten wir am Campground Drekagil bei N 65,04 Grad , W 16,59 Grad auf 781 m über NN. Das Wetter zeigte sich von der schönsten Seite; einige von der untergegangenen Sonne rot beschienene Zirren zogen über den Dämmerungshimmel.
Um 23:50 Uhr UT machte ich erste Aufnahmen in Richtung NW, um die besondere Abendstimmung einzufangen. Im SO stieg langsam (im hohen Norden sehr, sehr langsam!) das dunkle Segment des Erdschattens im Bereich der Gegendämmerung empor.
,,Man sieht nur, was man weiß" (Johann Wolfgang von Goethe) - oder: Man erblickt nur, was man schon kennt! Wie genau trifft doch dieser Satz auf meine nun folgende NLC-Beobachtung (NLC, engl. noctilucent cloud, Leuchtende Nachtwolke) zu!
Ab 00:06 Uhr UT hoben sich ganz schwach im NW leicht bläuliche, zarte Wolkenbänder unmittelbar neben rötlichen sonnenbeschienenen Zirren vom hellen Dämmerungshimmel ab - die Sonne stand nur 3,2 Grad [1] bzw. 2,8 Grad (scheinbarer Sonnenstand) [2] unterm Horizont
1 Leuchtende Nachtwolke und rot beleuchtete Zirren unmittelbar nebeneinander! 19.07.2016, 00:06 UT, 1/200 s, Bl. 9, f = 45 mm,
ISO 1600, EOS 5D Mk II; Bildausschnitt. (C) Karl Kaiser
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Atmosphärische Erscheinungen
visuell sogar deutlicher sichtbar gewesen, da die Sonne in dieser Nacht ihren tiefsten Stand etwa um 01:13 Uhr UT mit -4,2 Grad erreicht hatte. Das geplante Urlaubsprogramm für den kommenden Tag ließ es aber geraten erscheinen, die Beobachtung vorzeitig abzubrechen, um wenigstens noch einige Stunden zu schlafen. Unseren isländischen Freunden waren Leuchtende Nachtwolken bisher nicht bekannt.
2 Deutlich strukturierte Leuchtende Nachtwolke. 19.07.2016, 00:10 UT, 1/320 s, Bl. 9,
f = 105 mm, ISO 1600, EOS 5D Mark II. (C) Karl Kaiser
(Abb. 1)! Seit über 20 Jahren beobachte ich in Österreich erfolgreich NLCs; so waren für mich diese schwachen Strukturen auch sofort als Leuchtende Nachtwolke erkennbar!
Erwartet hatte ich NLCs so weit im Norden in Polarkreisnähe Mitte Juli noch nicht! Aktuell sind mir auch keine Beobachtungen aus ähnlich hohen geografischen Breiten mit diesem frühen Datum bekannt. So sind im Internet vergleichbare Beobachtungen erst ab August mit Bildern dokumentiert. Hätte ich nicht gewusst, was man sehen kann, dann wäre mir wohl dieses Phänomen verborgen geblieben (vergl. Goethes Zitat)!
Eine große Überraschung zeigte sich bei der Auswertung und Bearbeitung der Aufnahmen am PC. Bereits im ersten Dämmerungsbild, aufgenommen um 23:50 Uhr UT, ließen sich schwache NLC-Strukturen nachweisen und das bei einer Sonnendepression von nur -2,7 Grad [1] bzw. -2,1 Grad (!) (scheinbarer Sonnenstand, berechnet mit [2]). Das scheinen rekordverdächtige Werte zu sein! Normalerweise werden NLCs bei einem Sonnenstand von -6 Grad bis -16 Grad beobachtet. Die Sichtung in dieser Nacht fällt also deutlich aus dem Rahmen!
mit verwaschenen und scharfen Kanten) und III (Wellen, Abb. 2). Die azimutale Ausdehnung des Wolkenfeldes erstreckte sich von etwa 310 Grad über 0 Grad bis 60 Grad . Der Wolkenoberrand lag bei ca. 12 Grad , die Helligkeit muss mit 0 angegeben werden.
Die herausragende Besonderheit dieser Beobachtung war das gemeinsame Auftreten von roten sonnenbeschienenen Zirren, einer Leuchtenden Nachtwolke in ihrer unmittelbaren Nachbarschaft und vom sich erst wenig über den Horizont erhebenden dunklen Segment des Erdschattens gegenüber bei einer Sonnendepression von ca. -3 Grad (Abb. 3)! Möglicherweise wäre zu einem späteren Zeitpunkt die Leuchtende Nachtwolke
Erwähnenswert ist, dass in der Nacht vom 18. auf den 19. Juli auch zuhause in Schlägl NLCs zu beobachten waren, wie Aufzeichnungen der Webcam Vítkv kamen (http://webcam.sumava.eu/) im österreichisch-tschechischen Grenzgebiet (Böhmerwald) zeigen: am 18. Juli 2016 (20:15 Uhr UT): http://sumavaeu.huml net.cz/preview/201607/1024/vitkuvka men /f201607182015.jpg und am 19. Juli 2016 (02:05 Uhr UT): http://sumavaeu. humlnet.cz/preview/201607/1024/ vitkuvkamen/f201607190205.jpg
Internethinweise: [1] A. Wünsche, Berechnung von
Sonnen- und Mondhöhe, Onlinetool, Version 2.1: http://home.arcor.de/ alexander.wuensche/html/astro/ astro_sonnenstand.htm (Stand: Oktober 2016) [2] Stellarium Version 0.15.0 (quelloffenes Planetarium), www.stellarium. org/de/ (Stand: Oktober 2016)
Die Beobachtung mit dem Feldstecher und die spätere genaue Auswertung der NLC-Bilder, die zwischen 23:50 Uhr UT und 00:25 Uhr UT aufgenommen worden sind, zeigen Strukturen der Typen I (undifferenzierte Flächen), IIab (Bänder
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3 Erdschatten und Gegendämmerung. 18.07.2016, 23:52 UT, 1/30 s, Bl. 9, f = 32 mm,
ISO 1600; EOS 5D Mark II; Bildausschnitt. (C) Karl Kaiser
Computerastronomie
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Mars-Ephemeriden mit R
von Olaf Simon
- Teil 1 -
,,Opposition ist Mist", so vor Jahren der Politiker Franz Müntefering. Ganz anders beurteilen das Planetenbeobachter. Eine Opposition ermöglicht eine gute Beobachtung eines Planeten, da der Planet dann genau gegenüber der Sonne steht und deshalb die ganze Nacht über sichtbar ist. Wenn sich der Planet zur Zeit seiner Opposition zusätzlich am sonnennächsten Punkt seiner Bahn (Perihel) befindet, scheint er besonders groß und hell. Im Mai 2016 ist mir zum Oppositionszeitpunkt leider kein Marsfoto gelungen. Der Planet stand zu tief am südlichen Himmel im Sternbild Skorpion, so dass ich von meinem Beobachtungsplatz im Ruhrgebiet aus lediglich kurze visuelle Beobachtungen durch eine Häuserlücke durchführen konnte. Wann habe ich wohl wieder Gelegenheit, den Mars zu beobachten und sind die Bedingungen dann hoffentlich besser?
Normalerweise beantwortet man solche Fragen durch Aufruf eines Planetariumsprogramms. So einfach wollte ich es mir aber nicht machen. Aus den Umlaufzeiten von Erde (365,25 Tage) und Mars (686,98 Tage) berechnet man leicht die synodische Periode S (1/S = 1/E - 1/M) mit 780 Tagen. Nach dieser Zeit erfolgt die nächste Opposition also erst wieder Mitte 2018. Für die Klärung weiterer Fragen benötigt man die Ephemeriden des Planeten, d.h. eine Tabelle seiner astronomischen Koordinaten zu bestimmten Zeitpunkten. Zum Glück kann man Ephemeriden eines Planeten mittlerweile nicht nur schnell im Netz nachschlagen, sondern mit einem kleinen Computer auch leicht selbst berechnen.
Statistikprogramm R Zufällig wurde ich kürzlich auf ein populäres numerisches Statistikprogramm aufmerksam [7]. Wie sich gezeigt hat, ist es für meinen Zweck hervorragend geeignet. R ist Open Source und kostenlos für viele Plattformen zu beziehen und zu verwenden. Der Download erfolgt über http://www.r-project.org. Auf der Projektseite kann man zusätzlich Erweiterungen (Packages), Tutorials sowie die
1 Bildschirmfoto der R-Konsole der 64-Bit-Windows-Version
Dokumentation beziehen. Als Benutzerschnittstelle dient die R-Konsole. In der Abbildung 1 findet sich ein Bildschirmfoto der 64-Bit-Windows-Version.
Für die ersten Versuche können R-Befehle direkt eingetippt werden. Nach Abschluss der Eingabe wird die Kommandozeile interpretiert und das Ergebnis ausgegeben. Rechnen wir doch gleich einmal das nächste Mars-Oppositionsdatum nach dem 22. Mai 2016 aus (vgl. Abb. 2).
2 Berechnung des nächsten Mars-
Oppositionsdatums nach dem 22. Mai 2016
Das Zeichen ,,>" ist die Eingabeaufforderung (Prompt), ,,[1]" ist der Index des ersten zurückgegeben Datenelements in der betreffenden Zeile (nützlich bei längeren Vektoren, s.u., die über mehrere Zeilen ausgegeben werden) und ,,2018-07-11" das berechnete Datum. R war bereits so ,,schlau", die 780 als Anzahl Tage zu interpretieren und das Ergebnis der Addition auch wieder als Datumswert auszugeben. Das Resultat ist trotzdem falsch;
die nächste Mars-Opposition findet erst am 27. Juli 2018 statt, wie man durch eine Internetrecherche schnell herausfindet. Grund dafür ist die hohe Exzentrizität des Mars. Er läuft nicht auf einer Kreisbahn, sondern auf einer Ellipse um die Sonne. Außerdem ist die Bahnebene des Mars gegenüber der Erdbahnebene (Ekliptik) geneigt. Dazu kommen Bahnstörungen durch andere Körper des Sonnensystems. Die obige Formel für die synodische Periode gilt eben nicht exakt. Wer mit den üblichen prozeduralen Programmiersprachen vertraut ist, wird sich schnell in R zurechtfinden. Ungewöhnlich sind: das Zeichen ,,." innerhalb von Namen ohne weitere Bedeutung, der Zuweisungsoperator (,,<-" statt ,,=") und ein paar syntaktische Feinheiten. Viele Fragen lassen sich mit der integrierten Hilfe mittels der Funktion help() lösen. Üblicherweise entwickelt und speichert man die R-Befehle mit einem Editor in Textdateien und kann diese anschließend mit dem Aufruf source(,,dateiname") in der R-Console ausführen.
R-Datentypen Als Datentypen habe ich hauptsächlich Vektoren (vergleichbar mit Arrays in anderen Programmiersprachen) und Dataframes (entsprechen in etwa den Tabellen einer Tabellenkalkulation) verwendet.
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Computerastronomie
Für numerische Typen verwendet R als Default double nach IEEE-754, andere Typen sind möglich. Die Indizierung von Vektoren beginnt mit 1 statt wie in vielen Sprachen mit 0. Vektorwerte können nicht nur über den üblichen Indexzugriff manipuliert werden, sondern auch mittels anderer Vektoren (vgl. Abb. 3).
3 Vektorwerte können nicht nur über
den Indexzugriff manipuliert werden, sondern ebenfalls mittels anderer Vektoren.
Mit den Funktionen c() (combine) oder seq() (sequence) kann eine Zuweisung numerischer Werte an Vektoren erfolgen. Der Zugriff auf v erfolgt im Beispiel einmal über den Index in eckigen Klammern und einmal über den Vektor w, der hier das 2. und 3. Element von v liefert.
Noch interessanter ist der Zugriff auf Vektorelemente mit logischen Vektoren, also Vektoren, die TRUE- oder FALSEWerte enthalten oder auch über logische Bedingungen. Im folgenden Beispiel (Abb. 4) wird zunächst mit der Funktion mean() das arithmetische Mittel der Vektorwerte in v berechnet und anschließend mit which() ein logischer Vektor erzeugt, indem genau die Elemente den Wert TRUE erhalten, die größer als der Mittelwert sind.
Auf Vektoren mit numerischen Werten können die üblichen arithmetischen Operatoren sowie Funktionen angewendet werden. Diese Operationen werden elementweise ausgeführt; explizite Schleifen über die Vektorelemente sind deshalb nicht notwendig. Dadurch werden eine kompakte Formulierung der Programme sowie eine performante Verarbeitung erreicht. Durchsuchen und elementweises Verarbeiten von Vektoren mit Hilfe von Schleifen sollte man, so weit möglich, vermeiden und seine Programme vektorisieren.
Objekte vom Typ POSIXct speichern Datums-Zeit-Werte als Sekunden (mit Vorzeichen) ab dem 1.1.1970 00:00:00 UTC. Bei der Differenz zweier POSIXctWerte werden zwar Schaltjahre, aber keine Schaltsekunden berücksichtigt. Die Differenz zweier POSIXct-Werte berechnet man innerhalb von Programmen am besten durch den expliziten Aufruf der Funktion difftime() mit Angabe einer Einheit (unit="day"). Für Ausgaben wird eine Formatierung verwendet, um nicht von Automatiken des R-Interpreters überrascht zu werden. In der Astronomie verwendet man zur Umgehung von Kalenderproblemen die Julianische Tageszählung, häufig auch als Julianisches Datum (JD) bezeichnet. Der Nullpunkt dieser Zählung ist der 1. Januar -4712, der 1. Januar 2000 0:00 Uhr UTC hat den Wert 2.451.544,5 JD. Julianische Tage werden mit dem numerischen Typ double verarbeitet.
VSOP87-Theorie An dieser Stelle haben wir das Handwerkszeug bereit, um die Berechnung der Mars-Ephemeriden anzugehen. Das Verfahren findet sich in dem empfehlenswerten Buch ,,Astronomical Algorithms" von Jean Meeus (2009) [5]. Bei Bedarf kann man ein gutes Lehrbuch zur Hilfe nehmen (z.B. Kapitel 2 in Karttunen, 2006) [4].
Zur Berechnung der Mars-Ephemeriden wird eine VSOP-Lösung von Pierre Bretagnon [1] vom Bureau des Longitudes in Paris verwendet. Dabei steht das Akronym VSOP für ,,Variations de Seculaires des Orbits Planetaires" (,,Säkulare Variation der Planetenorbits"), das Attribut ,,säkular" (von lat. saeculum, Jahrhundert) bezieht sich auf lange andauernde, monotone Veränderungen der Bahnparameter, welche die periodischen Anteile der Planetenbewegungen beschreiben. 1987 veröffentlichte Bretagnon zusammen mit Gerard Francou die VSOP87-Theorie, die einige Verbesserungen der ursprünglichen 1982-Version enthält. Die Lösungen dieser Theorie werden über FTP in mehreren Varianten (A-E) als Kosinus-Reihenentwicklungen zur Verfügung gestellt.
Import der VSOP87B-Lösungen Mit einem eigenen Perl-Skript werden die Reihen zunächst in geeignete RFunktionen konvertiert und als Dateien in das R-Script zur Berechnung der Ephemeriden mittels der source()-Funktion eingebunden.
Das Listing in der Abbildung 6 zeigt einen Auszug aus einer der Koeffizientendateien. Die letzten 3 Spalten enthalten die gesuchten Werte A, B und C, die als Reihenglieder in der Form A cos(B + C ) verwendet werden. ist dabei die Zeit, ausgedrückt in Tausenden von Julianischen Jahren ab J2000.0.
Aus diesen Reihengliedern werden (hier für den Planeten Mars) Funktionen (L_ MARS, B_MARS, R_MARS) zur Berechnung der heliozentrischen Ekliptikalkoordinaten Länge L, Breite B und Abstand R konstruiert, die als Argument die Zeit verwenden und als Ergebnis die Koordinaten in Bogensekunden bzw. in AE bezogen auf das Äquinoktium J2000.0 liefern. Die restlichen Funktionen (L0_ MARS, ..., R5_MARS) werden nur innerhalb dieses Moduls verwendet.
4 Beispiel: Berechnung des arithme-
tischen Mittels der Vektorwerte in v mit der Funktion mean(). Danach Erzeugung eines logischen Vektors mit which().
VdS-Journal Nr. 61
5 Mit dem Perl-Skript erzeugter R-Funktionstext
Computerastronomie
61
Der entsprechende, mit dem Perl-Skript erzeugte R-Funktionstext sieht aus wie in der Abbildung 5 dargestellt.
Das Perl-Skript (vsop2r.pl) für die Konvertierung ist in den beiden Listings (Abb. 6 und 7) enthalten. Perl ist ein mächtiges Werkzeug aus der Unix-Welt; es ist auch für Windows verfügbar (z.B. Strawberry Perl). Folgende Aufrufe auf der Kommandozeile erzeugen die R-Dateien für die beiden Planeten Erde und Mars: perl vsop2r.pl < VSOP87B.ear > VSOP87B_earth.r und perl vsop2r.pl < VSOP87B.mar > VSOP87B_mars.r
Ephemeridenberechung mit R Die eigentliche Berechnung der MarsEphemeriden ist nach diesen Vorbereitungen mit R leicht programmiert (vgl. vsop87.r in [3]).
Innerhalb des Programmtextes wird der gewünschte Berechnungszeitraum als Sequenz mit der Funktion seq() dem Vektor datum zugewiesen. Für Testzwecke sind im Programmtext einige Zeiten vergangener und künftiger Marsoppositionen in Form von Kommentaren hinterlegt.
Die Konvertierung der Datumswerte in Julianische Tage (JD) erfolgt durch eine Subtraktion eines Referenzdatums (1.1.2000) mit bekanntem JD. Dadurch
liefert mein Programm allerdings nur ab dem 15.10.1582 (erster Tag des gregorianischen Kalenders) genaue Zeiten.
Mit den eingebundenen VSOP87BFunktionen berechnet das Programm zunächst die heliozentrischen Ekliptikalkoordinaten (Länge, Breite und Radius) für Mars und Erde und transformiert diese anschließend in das in der Astronomie gebräuchliche geozentrische Äquatorialkoordinatensystem mit den Koordinaten Rektaszension (in Stunden) und Deklination (in Grad). Ganz nebenbei fallen die Abstände Erde-Mars zu jedem Eingabedatum an. Die lokalen Minima dieser Abstände werden über eine Vorzeichenbetrachtung benachbarter Werte bestimmt. Durch diesen kleinen Trick vermeidet man die ansonsten notwendige Schleife über die Vektorelemente. Die Bestimmung der Oppositionszeitpunkte erfolgt über den Vergleich der heliozentrischen Längen von Erde und Mars. Bei der Opposition sind diese (fast) identisch, die Differenz beider Längen wird also minimal.
Alle Werte gelangen wiederum in Vektoren, die über Dataframes spaltenweise die Datenquellen für die grafischen Ausgaben mit dem zusätzlich zu installierenden Paket ggplot2 ergeben (dazu mehr in Teil 2).
Die erhaltenen Zeiten für die Oppositionen und der minimalen Abstände sind
von der Schrittweite in der Datumssequenz abhängig. Für genauere Ergebnisse sollte man den interessierenden Bereich verkleinern und z.B. in Stundenschritten rechnen.
Ausblick auf Teil 2 Im nächsten Teil dieses Artikels werden mit dem hier vorgestellten R-Programm Mars-Ephemeriden berechnet und grafisch dargestellt.
Literaturhinweise und Weblinks: [1] P. Bretagnon, G. Francou, 1998:
"Planetary theories in rectangular and spherical variables. VSOP87 solutions", Astron. Astrophys. 202, 309 [2] http://articles.adsabs.harvard.edu/ cgi-bin/nph-iarticle_query?1988A% 26A...202..309B&data_type=PDF_ HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf [3] ftp://ftp.imcce.fr/pub/ephem/planets/ vsop87/ (Datenfiles) [4] Karttunen et al., 2006: "Fundamental Astronomy", 5th edition, 2006 [5] J. Meeus, 2009: "Astronomical Algorithms", 2nd edition with corrections, 2009 [6] Strawberry-Perl für Windows: http://strawberryperl.com/ [7] R-Projektseite: R Core Team (2016). "R: A language and environment for statistical computing", R Foundation for Statistical Computing, Vienna, Austria. www.R-project.org/
6 Listing 1: erste Zeilen von
VSOP87B_mar.txt (Umfang ca. 6.000 Zeilen)
7 Listing 2: VSOP87B_mars.r,
erste und letzte Zeilen VdS-Journal Nr. 61
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Computerastronomie
+ + + + + + + + + + Computer-Ecke + + + + + + + + + + Software
Stellarium scripten
von Helmut Jahns
Das bekannte, weit verbreitete und freie Planetariumsprogramm Stellarium bietet neben der Standardbedienung eine weitere Möglichkeit zur Steuerung: eine ScriptingSchnittstelle.
Das bedeutet, dass man in einer Scripting-Konsole kleine Programme schreiben, speichern und laden kann, die bestimmte Operationen und Abläufe durchführen. Die Konsole wird mit Betätigung von <F12> geöffnet und geschlossen. Diverse Scripte sind in der Standardinstallation bereits vorhanden (z.B. Darstellung eines Analemmas).
Als Script-Sprache kommt die Qt Scripting Engine zum Einsatz; Programme können gemäß der ECMAScript-Spezifikation erstellt werden. Anwender, die JavaScript beherrschen, werden sich schnell zurechtfinden, wobei die bekannten Kontrollstrukturen verwendet werden können, um auch komplexere Animationen zu erstellen. Die genauen Aufrufe sind in der Dokumentation unter www.stellarium.org/doc/head/scripting.html nachzulesen, wobei die verschiedenen Aufgaben in verschiedenen Modulen geordnet sind - z.B. den GridLinesMgr für die Darstellung von Koordinatenlinien - und gemäß Implementierung in C/C++-Syntax erfolgen.
1
Ein triviales Beispiel, wie Beobachtungsort und -zeit gesetzt werden können. Für den Ort erfolgen die Angaben gemäß Spezifikation mit setObserverLocation (double longitude, double latitude, double altitude, double duration=1., const QString &name="", const QString &planet="").
Comic
VdS-Journal Nr. 61
Computerastronomie
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im Netz
Dämmerungszeiten, Auf- und
Untergängevon Helmut Jahns
Wer Auf- und Untergangszeiten von Sonne und Mond auf die Schnelle braucht und keinen Zugriff auf ein Planetariumsprogramm hat, kann sich mit dem Dämmerungsrechner unter JeKoPhoto behelfen. Für frei wählbare Orte unter Angabe von Ortsnamen oder geografischen Koordinaten sowie Zeiträume kann eine grafische Monatsübersicht erzeugt werden, aus der die Aufgangs-, Untergangs- und Dämmerungszeiten entnommen werden können. Ebenso wird die Mondphase dargestellt. Suchbegriff: Dämmerungsrechner.
im Netz
Fast Fourier Transformation online
von Helmut Jahns
Die Fast Fourier Transformation (FFT) ist ein leistungsfähiges Werkzeug der Datenanalyse: Mit ihrer Hilfe lassen sich die Frequenzanteile eines Signals analysieren, die sich als Funktion der Zeit beschreiben lassen. Vereinfacht konvertiert die FFT Messdaten, die eingangs als Funktion der Zeit f(t) beschrieben wurden (Zeitraum), zu Daten einer Funktion der Frequenz g(w) (Frequenzraum). Mit dieser Transformation lassen sich z.B. verborgene Perioden in Messdaten ermitteln.
Im Netz sind verschiedene Online-Tools zur FFT vorhanden, z.B. der FFT Calculator unter http://scistatcalc.blogspot.de/2013/12/fft-calculator.html. Die Eingabedaten können als Text in ein Eingabefeld editiert oder aus einer Textdatei ausgelesen werden, wobei für jeden Einzelwert eine neue Zeile begonnen wird. Die Eingabedaten können sowohl reell- als auch komplexwertig sein. Die Ausgabedaten (wahlweise FFT oder Inverse FFT) können textuell entnommen werden. Des Weiteren kann auch ein Graph der Ausgabewerte erzeugt werden.
im Netz
Java lernen
von Helmut Jahns Warum nicht mal Programmieren lernen? Programmieren ist kein Hexenwerk, und an frei zugänglichen Tools und Dokumentationen braucht ein solches Vorhaben heutzutage nicht zu scheitern. Im Netz finden sich einige Online-Bücher und Tutorials rund um IT und ums Programmieren.
Eines dieser Tutorials ist das Java-Tutorial von Björn und Britta Petri. Es ermöglicht jedem, sich mit Java eine moderne Programmiersprache anzueignen, ohne besondere Vorkenntnisse zu besitzen. Das Tutorial begleitet den Leser Schritt für Schritt in die Welt der Softwareerstellung und spannt den Bogen von den Grundlagen des Programmierens bis hin zur Erstellung von grafischen Benutzeroberflächen.
URL: www.java-tutorial.org/java-grundlagen.html
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Deep Sky
Beobachtung einmal anders - Sternassoziation Vulpecula OB1
Die ganze Spanne der Sternentwicklung in einem
Schwenk von 4 Grad am Himmel
von Christopher Hay und Rene Merting
Die Sternassoziation Vul OB1 (Rektasz. 19h 45m, Dekl. +24 Grad 00' (2000.0)) liegt auf der Innenseite des lokalen Orion-Arms der Galaxis. Der Mittelpunkt ihrer am galaktischen Äquator entlanggestreckten Form ist bei etwa 61 Grad galaktischer Länge. Wir schauen hier 7.500 Lichtjahre weit durch den Raum zwischen Orion- und Sagittarius-Arm (Abb. 1). Unser Blick stößt in Vulpecula wieder auf den eigenen, zum galaktischen Zentrum hin sich krümmenden Orion-Arm. Die Winkelausdehnung der Assoziation von 4,5 Grad x 1,5 Grad entspricht bei dieser Ausdehnung 600 x 200 Lichtjahren im Raum.
Hauptverdichtung ist der junge Sternhaufen NGC 6823 mit dem umgebenden Emissionsnebel NGC 6820 am südwestlichen Rand der Assoziation, ein Ort aktueller Sternentstehung (Abb. 2). Gut 1 Grad nordöstlich, am galaktischen Äquator entlang, liegt der entwickelte Sternhaufen Roslund 2, ebenfalls ein Mitglied der Assoziation. Am nordöstlichen Rand der Assoziation bei 63 Grad galaktischer Länge sind ältere Sterne in einem Bereich, der sich zuerst gebildet hat. Von hier aus führten Strahlungsdruck, Sternwinde und Supernova-Schockfronten zur Entstehung der Sterne in Roslund 2 und schließlich in NGC 6820/6823.
Durch Staub im Vordergrund wird der junge Teil der Assoziation, der Emissionsnebel NGC 6820 mit seinem eingebetteten Sternhaufen NGC 6823, um mehrere Magnituden abgedunkelt. Wäre dies nicht der Fall, würde die Erscheinung dem Adlernebel mit eingebettetem Sternhaufen Messier 16 im Sternbild Serpens sehr ähneln, wie Fotografien von NGC 6820 offenbaren.
NGC 6823 in Vul OB1, der nicht zur Assoziation gehörende Offene Sternhaufen NGC 6830 und der Hantelnebel M 27 bilden eine gleichmäßige Kette von Westen nach Osten (s. Abb. 2).
VdS-Journal Nr. 61
1 Schematisches Bild unserer Galaxis, mit freundlicher Genehmigung NASA/
JPL-Caltech/R. Hurt
Am Herbsthimmel kann mit kurzem horizontalem Schwenk über 4 Grad der Blick von einem frischen, noch in seiner Entstehungswolke eingebetteten Sternhaufen NGC 6823 über einen alten isolierten Sternhaufen NGC 6830 zu Messier 27 - einem Stern am Ende seines Lebenszyklus - schweifen. Eine reizvolle Übung!
Ein Vertreter der älteren Zone der Assoziation ist der Veränderliche SV Vul bei 64 Grad galaktischer Länge, der sich schon
ein wenig vom eigentlichen Bereich der Assoziation entfernt hat. Ein weiterer Vertreter ist AT Vul (Rektasz. 19h 54m, Dekl. +23 Grad 34' (2000.0)), der sich ebenfalls nicht mehr im engeren Bereich der Assoziation aufhält.
In der Umgebung des Schwans finden sich zahlreiche Sternketten, deren Streichrichtungen um etwa 20 Grad zum galaktischen Äquator geneigt sind. SV Vul wird von einem gut 3 Grad langen Band von Sternen 8. und 9. Magnitude überlagert,
Deep Sky
65
2 Das Gebiet der Vul-OB1-Assoziation, Quelle: Aladin - DSS2 coloured, Einträge durch die Autoren
das in ungewöhnlicher Richtung senkrecht zum galaktischen Äquator verläuft. Dieses Band erschwert durch seine Sterndichte das Auffinden von SV Vul etwas, verleiht dieser Himmelsregion jedoch besonderen Reiz.
Beobachtung der visuell interessanten Objekte
NGC 6820
Sternbild: Rektasz.: Dekl.:
Instrument: Typ:
Vul 19h 42m 28s 23 Grad 05' 15'' (jeweils Äquinoktium 2000.0) ab 8 Zoll Öffnung Galaktischer Nebel (GN)
NGC 6823
Sternbild: Rektasz.: Dekl.: Instrument: Typ:
Vul 19h 43m 09s 23 Grad 18' (2000.0) ab 4 Zoll Öffnung Offener Sternhaufen (OS), 30 Mitglieder
NGC 6820 wird auch als Sharpless 2-86 bezeichnet. Historisch gesehen wurde nur ein kleiner Reflexionsnebel 15' südwestlich der Zentrums von Dreyer als NGC 6820 katalogisiert, aber in der heutigen Zeit hat sich die Bezeichnung für den kompletten Emissionsnebel in der Astronomieszene und im Kartenwerk durchgesetzt.
Mit 8 Zoll Öffnung und 30-facher Vergrößerung haben wir eine Aufhellung um NGC 6823 gesehen, die nicht durch unaufgelöste Sterne zu erklären ist - gut 20' westlich von NGC 6823 liegt eine markante Kette von vier Sternen 9. Größenklasse, welche schon im Fernglas auszumachen ist.
Mit 12 Zoll und 40-facher Vergrößerung ist der Sternhaufen NGC 6823 als neblige Verdichtung erkennbar, die zum Zentrum hin heller wird. Bei 70x wirkt der Haufen schon gut aufgelöst. Im Zentrum fallen vier hellere Sterne auf und ringsherum noch gut 15 weitere. Der Haufen wirkt leicht O-W-elongiert.
Roslund 2
Sternbild: Rektasz.: Dekl.: Instrument: Typ:
Vul 19h 45m 24s 23 Grad 55' 01" (2000.0) ab 4 Zoll Öffnung Offener Sternhaufen, 20 Mitglieder
Von Roslund 2 ist nicht viel bekannt. Die 7 Sternhaufen dieses Katalogs wurden alle spektroskopisch entdeckt, wobei Roslund 2 einer der einfacheren Vertreter ist. Drei hellere Sterne im Südosten bilden ein rechtwinkliges Dreieck und westnordwestlich davon zeigen sich ein paar schwächere, unterschiedlich helle Sterne.
Im Groß-Fernglas wirken Roslund 2 und NGC 6820 recht ähnlich, obwohl die Fotos dies nicht erwarten lassen - beide
zeigen sich nämlich als diffuse Aufhellungen von sehr ähnlicher Größe und Gesamthelligkeit. Mit 6 Zoll Öffnung und 50x wird Roslund 2 aufgelöst und somit der Unterschied zu NGC 6820 deutlich. Bei 12 Zoll und 40-facher Vergrößerung bilden ein paar hellere Sterne ein längliches Dreieck, und die Westflanke wird markant von einigen schwächeren Sternen flankiert. Insgesamt wirkt der Haufen länglich und NO-SW-elongiert und hat kaum Sterne im Zentrum. Bei 70x werden am Westrand noch mehr Sterne sichtbar, die einige Sternbögen bilden. Die Ostseite wird von den helleren Sternen dominiert. Südöstlich ist ein kleines Nebelchen erkennbar (bei 110x lösen sich dort 3 Sterne auf). Insgesamt zeigen sich 10 hellere Mitglieder und gut zwei Dutzend schwächere Sterne, die aber sicher nicht alle zum Haufen gehören dürften.
Comic
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Deep Sky
Skyguide 2017-I (Frühjahr)
von Robert Zebahl und Rene Merting
Unser Skyguide soll in erster Linie Anregungen für eigene Beobachtungen geben und wird dabei für jede Jahreszeit 5 Objekte kurz beschreiben. Es werden sowohl leichte als auch schwierige Objekte ausgewählt, welche nach Schwierigkeitsgrad sortiert sind. Wie schwer ein Objekt letztlich ist, hängt natürlich von verschiedenen Faktoren ab, vor allem der Himmels-
qualität, der Teleskop-Öffnung und der persönlichen Erfahrung.
Zu jedem Objekt werden die wichtigsten Informationen in Kurzform und gegebenenfalls ein DSS-Bild (Digitized Sky Survey) angegeben. Des Weiteren ist eine Karte, erstellt mit der freien Software Cartes du Ciel (Skychart), für die grobe Orien-
tierung vorhanden, welche Sterne bis zu einer scheinbaren Helligkeit von ca. 8 mag zeigt. Telradkreise (0,5 Grad ; 2 Grad ; 4 Grad ) auf der Karte markieren die Position des Objekts. Im Allgemeinen empfehle ich aber, eigene Aufsuchkarten zu erstellen. Die visuelle Beschreibung des Objekts basiert weitestgehend auf eigenen Beobachtungen und soll lediglich als Anhaltspunkt dienen.
Übersichtskarte der Objekte für Skyguide 2017-1
Karte erstellt mit Cartes du Ciel
Ursa-Major-Gruppe (Collinder 285)
Typ: Offener Sternhaufen
Das Sternbild Ursa Major (Großer Bär) ist eines der bekanntesten Sternbilder der nördlichen Hemisphäre und in unseren Breiten zu großen Teilen zirkumpolar, also ganzjährig sichtbar. Im Volksmund werden die hellsten Sterne auch einfach ,,Großer Wagen" genannt. Das Sternbild enthält dabei einige Messier-Objekte wie Messier 81 und
1 Übersichtskarte des Sternbilds
Ursa Major (Großer Bär)
Deep Sky
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82 oder den Eulennebel Messier 97. Es zählt mit zu den größten der insgesamt 88 Sternbilder. Die hellsten Sterne des Sternbildes sind dabei Teil eines offenen Sternhaufens, der auch Ursa-MajorGruppe oder Bärengruppe genannt wird. Er ist der hellste und größte bekannte offene Sternhaufen am Firmament. Die Bärengruppe selbst bildet dabei nur das
Zentrum des eigentlichen Bärenstroms, welcher noch weitere Sterne aus anderen Sternbildern wie Jungfrau, Haar der Berenike oder Stier enthält. Unser Sonnensystem befindet sich also so nah am Sternhaufen, dass er als solcher nicht mehr wahrgenommen wird. Das ist wohl auch der Grund, warum dieser Sternhaufen nicht in den bekann-
ten Katalogen wie Messier, NGC oder IC einen Eintrag erhielt. Erst der schwedische Astronom Per Arne Collinder nahm ihn 1931 in seinem Katalog für offene Sternhaufen auf. Vielleicht sieht manch einer das Sternbild beim nächsten Blick gen Himmel mit etwas anderen Augen.
NGC 2859 (UGC 5001, H 1.137)
Typ:
Galaxie
Sternbild:
LMi
Koordinaten (2000.0): 09h24m18,55s, +34 Grad 30' 48,2''
Helligkeit:
10,9 mag
Winkelausdehnung: 4' x 3,6'
NGC 2859 befindet sich an der Grenze zum Sternbild Luchs in der Nähe von Alpha Lyncis und ist damit einfach aufzusuchen. Besonders auffällig sind die doppelte Ringstruktur sowie der Balken. Da die Galaxie keine Spiralarme besitzt, wurde sie als linsenförmige Galaxie mit Balken (Hubble-Typ SB0) klassifiziert. Die Entstehung von Ringgalaxien geht oft auf eine Kollision zweier Galaxien zurück. Deutlich seltener ist die Gruppe der Polarring-Galaxien, welche durch Verschmelzung von zwei Galaxien entstehen. Im Fall von NGC 2859 scheint es weder Kollision noch Verschmelzung gegeben zu haben. Visuell kann mit 8 Zoll Teleskopöffnung unter einem Landhimmel schon leicht der helle Kern sowie der innere Ring beobachtet werden. Der Balken blieb bisher unsichtbar. Der äußere, viel schwächere Ring könnte eine Herausforderung sein und wird vermutlich dunklen Himmel, Geduld und Teleskopöffnung benötigen.
2 Galaxie NGC 2859, Quelle: DSS
Arp 270
Typ:
Galaxienpaar
Sternbild:
LMi
Koordinaten (2000.0): 10h49m53,00s, +32 Grad 59' 00''
Helligkeit:
10,9 mag
Mitglieder:
NGC 3395 (11,8 mag, 1,7' x 0,9')
NGC 3396 (12,0 mag, 2,9' x 0,9')
Der Arp-Katalog umfasst morphologisch interessante Galaxien, welche ihrer Besonderheiten entsprechend gruppiert sind. Arp 270 gehört dabei in die Gruppe der Doppelgalaxien mit verbundenen Armen, welche mit insgesamt 6 Galaxienpaaren recht überschaubar ist. Viele Galaxien dieses Katalogs sind entweder recht schwach oder ihre morphologische Besonderheit ist visuell kaum oder nur mit sehr großer Teleskop-Öffnung nachvollziehbar. In diesem Fall können bereits mit mittlerer Öffnung beide Galaxien gut beobachtet werden. Mit 8 Zoll Teleskopöffnung und mittlerer Vergrößerung waren unter Landhimmel beide Galaxien gut sichtbar und berührten sich knapp. NGC 3395, südwestlich von NGC 3396, erschien visuell größer und heller.
3 Galaxienpaar Arp 270, Quelle: DSS
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Deep Sky
NGC 3510 (UGC 6126, H 2.365)
Typ:
Galaxie
Sternbild:
LMi
Koordinaten (2000.0): 11h03m43,36s, +28 Grad 53' 13,6''
Helligkeit:
12,1 mag
Winkelausdehnung: 4,1' x 0,8'
Das Frühjahr ist für die vielen Galaxien bekannt. Neben hellen, strukturreichen Galaxien wie Messier 51 haben auch Galaxien in Kantenlage, sogenannte Edge-On-Galaxien, ihren besonderen Reiz. Sie erscheinen visuell oft nur wie ein zarter, schmaler Schimmer. Als Beobachter sollte man hier allerdings etwas mehr Geduld mitbringen. Unter einem Bortle4-Himmel sollte sich im Fall von NGC 3510 mit etwas Erfahrung und 8 Zoll Teleskopöffnung bei mittlerer Vergrößerung eine deutlich langgestreckte Aufhellung zeigen. Westlich und südlich von NGC 3510, in einem Winkelabstand von weniger als einem Grad, befinden sich noch die beiden deutlich helleren Galaxien NGC 3486 und NGC 3504, deren Beobachtung sich durchaus lohnt.
4 Galaxie NGC 3510, Quelle: DSS
UGC 5829 (The Spider Galaxy)
Typ:
Galaxie
Sternbild:
LMi
Koordinaten (2000.0): 10h42m42,22s, +34 Grad 26' 56,3''
Helligkeit:
13,5 mag
Winkelausdehnung: 4,6' x 3,8'
UGC 5829 gehört zu den Galaxien vom Typ ,,Low Surface Brightness" (LSB). Darunter dürften auch die meisten Zwerggalaxien fallen. LSB-Galaxien haben per Definition eine geringere Flächenhelligkeit als die Hintergrundhelligkeit des natürlichen Nachthimmels mit dem sogenannten Airglow. Auf Fotografien erkennt man den irregulären Charakter, der sicher zu ihrem Beinamen geführt hat. Mit 8 Zoll Teleskopöffnung ist diese Galaxie unter einem Bortle-4-Himmel sicher kein Hexenwerk, aber alles andere als auffällig. Es konnte lediglich eine sehr schwache, rundlich wirkende Aufhellung ohne erkennbare Kondensation wahrgenommen werden. Ein ausreichend dunkler Himmel ist hier also entscheidend für eine erfolgreiche Sichtung.
5 Galaxie UGC 5829, Quelle: DSS
VdS-Journal Nr. 61
Geschichte
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13. Tagung der Fachgruppe Geschichte der Astronomie in Regensburg
von Wolfgang Steinicke
2016 fand die 13. Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" in Regensburg statt. Über 40 Teilnehmer trafen sich vom 28. bis 30. Oktober in der Sternwarte, untergebracht im Turm des ehemaligen königlichen Lyzeums am Ägidienplatz (Abb. 1). Sie besteht seit 1919 und ist damit die älteste Volkssternwarte Süddeutschlands. Der kleine Hörsaal befindet sich im dritten Stock (Abb. 2), darüber liegen das Büro vom ,,Verein
auf der Dachplattform mit fantastischem Blick auf Regensburg. Der Sternwartenturm hat leider keinen Fahrstuhl, man musste also gut zu Fuß sein.
Am Freitagabend trafen sich die Teilnehmer im Restaurant Alte Linde, beschaulich auf der anderen Seite der Donau gelegen. Der Weg dorthin führt über die berühmte ,,Steinerne Brücke", deren Restauration wohl bald abgeschlossen ist.
1 Die Regensburger Sternwarte
(alle Bilder: W. Steinicke)
2 Blick in den Hörsaal
der Freunde der Sternwarte Regensburg" und zwei gut bestückte Ausstellungsräume (Abb. 3). Eine Treppe höher steht man
Die familiäre Atmosphäre lud zu Gesprächen ein - auch neue Gesichter waren zu sehen.
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Wolfgang Steinicke
Unsere 13. Tagung fand vom 28. bis 30. Oktober in Regensburg statt; siehe dazu meinen Bericht. Ort und Zeit für die nächste Tagung stehen bereits fest: 27. bis 29. Oktober in Lilienthal bei Bremen. Die historische Sternwarte ist neu errichtet worden (siehe VdS-Journal für Astronomie 58, 9). Näheres dazu auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de. Sie enthält auch Informationen zur Fachgruppe. Versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln.
Der Samstag ist Vortragstag. Nach der Begrüßung durch den Tagungsleiter Wolfgang Steinicke stellte Rupert Heider, Vorsitzender des Regensburger Vereins, die Sternwarte in einer kurzen Präsentation vor (Abb. 4). Pünktlich um 10:00 Uhr begann das Vortragsprogramm. Traditionsgemäß ist der erste Beitrag dem Ort und seiner Geschichte gewidmet. Diesen Part übernahm Jürgen Kemmerer, Regensburger Urgestein und auch in der VdS gut bekannt (Abb. 5).
Spätestens jetzt wurde klar, welch bedeutende Rolle Johannes Kepler für die Stadt gespielt hat. Er starb hier am 15. November 1630. Die Astronomie beginnt aber bereits im 11. Jahrhundert mit Wilhelm von Hirsau. Sein Astrolabium ist im Stadtmuseum zu besichtigen. Der Bogen spannte sich über Abt Frobenius Forster im 18. Jahrhundert, der die Sternwarte des Klosters Emmeram betreute, bis Placidus Heinrich im 19. Jahrhundert. 1919 war das Geburtsjahr der heutigen Volkssternwarte im Turm des Lyzeums. Professor Karl Stöckl war dabei die zentrale Figur.
Als nächster Referent trug Olaf Kretzer aus Suhl über den ,,Astronomenkongress 1798 in Gotha und seine zwei Südthüringer Teilnehmer" vor. Diese Zusammenkunft, organisiert von Franz Xaver von Zach, wird gemeinhin als die erste ihrer
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70
Geschichte
3 Oben links: Der Ausstellungsraum im
vierten Stock
4 Oben: Begrüßung durch den
Vereinsvorsitzenden Rudolf Heider
5
Links: Jürgen Kemmerer erläutert die Regensburger Astronomiegeschichte.
Art angesehen. Neben bekannten Namen kamen zwei Teilnehmer aus der Region südlich des Thüringer Waldes. Über diese, Johann Feer und Johann Konrad Schaubach, war bislang wenig bekannt. Anschließend führte uns Pierre Leich in
die Zeit des Simon Marius, dessen Jubiläumsjahr 2014 ausgiebig gefeiert wurde (siehe Ausgabe 59 des VdS-Journals für Astronomie). Hier ging es um die Frage einer legitimen Argumentation für das tychonische Weltsystem. Der mark-
gräfliche Hofastronom war Anfang des 17. Jahrhunderts einer der Ersten, der Beobachtungen mit dem eben erfundenen Teleskop durchführte. Er entdeckte gleichzeitig mit Galilei die Jupitermonde, was aber erst drei Jahrhunderte später
6 Die Kuppel auf der Dachterrasse
VdS-Journal Nr. 61
7 Der 15-cm-Refraktor
Geschichte
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8 Gruppenfoto
anerkannt wurde. Seine Forschungen an Kometen, Sonnenflecken, Jupitermonden und Venusphasen ließen ihn das ptolemäische Weltsystem überwinden und führten ihn zum tychonischen Modell - einer vielbeachteten Alternative zum heliozentrischen System des Kopernikus. Der nächste Referent, Joachim Ekrutt, stellte eine mysteriöse ,,Supernova in der Cassiopeia" vor. Sie ist mit der starken Radioquelle Cas A verknüpft und muss um das Jahr 1670 aufgeleuchtet sein. Ob jemand das Ereignis gesehen und dokumentiert hat, ist umstritten. Hier wurde John Flamsteed, zu dieser Zeit Astronomer Royal in Greenwich, als möglicher Beobachter vorgestellt. Die anschließende Mittagspause bot die Gelegenheit, auf der Dachterrasse den Ausblick auf die Stadt und den Dom bei herrlichem Herbstwetter zu genießen. Die 3,5-mHolzkuppel und der 15-cm-Refraktor konnten besichtigt werden (Abb. 6 u. 7). Das Nachmittagsprogramm startete mit dem Vortrag ,,Robert Mayer als Astrophysiker" von Klaus Rohe. Der Heilbronner Arzt gilt als Entdecker des Energieerhaltungssatzes. Weniger bekannt ist, dass Mayer in seiner 1848 erschienenen Schrift ,,Beiträge zur Dynamik des Himmels in populärer Darstellung" den Versuch unternimmt, mit dessen Hilfe eine Erklärung für die Energiebilanz der Sonne zu finden. Wolfgang Meirich befasste sich anschließend mit dem dänischen Astronomen David Fabricius. Er entdeckte im Jahr 1596 die Veränderlichkeit des Sternes Mira im Sternbild Walfisch und stand u.a. im Briefwechsel mit Tycho Brahe, Simon
Marius und Johannes Kepler. Der Sohn, Johann Fabrizius, unterstützte bereits früh den Vater bei Himmelsbeobachtungen. 1611 entdeckten beide die Sonnenflecken. Im nächsten Vortrag stellte Ilse Fabian ,,Tragbare Sonnenuhren in Österreichischen Museen" vor. Der virtuelle Ausflug zu ausgewählten Exponaten beleuchtete auch den kulturhistorischen Aspekt des Umgangs der Menschen mit der Zeit. Die kenntnisreiche Präsentation weckte große Lust, die historischen Zeitmessinstrumente mit eigenen Augen zu sehen. Pünktlich um 16:00 Uhr wurde das obligatorische Gruppenfoto auf der Dachterrasse geschossen - bei strahlendem Sonnenschein (Abb. 8). Die nachfolgende Kaffeepause fand ein Stockwerk
10 Führung im Kepler-Museum
9 Stets begehrt: das Kuchenbuffet
tiefer statt. Dort waren im Ausstellungsraum leckere Kuchen einer Regensburger Bäckerei gerichtet (Abb. 9). Die letzte Vortragsrunde begann mit Wolfgang Dick. Es ging um ,,Simon Marius, Fuchs von Bimbach und die ersten Fernrohre". Fuchs von Bimbach war einer der ersten, die ein Fernrohr ausprobierten, und Marius einer der ersten Anwender. Der Beitrag bot, dank der Recherche
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Jugendarbeit
des Referenten, einige neue Erkenntnisse über die Zeit der frühen Teleskope um 1610. Anschließend stellte Klaus Pührer seine als Buch erschienene Arbeit zur ,,Datierung nach Sonnenfinsternissen" vor. In den mittelalterlichen Annalen der Stifte und Klöster finden sich immer wieder Erwähnungen von Sonnenfinsternissen. Eine philologische, astronomische und historische Analyse solcher Textpassagen kann ein Instrument zur Datierung sein.
Den Abschluss der Tagung bildete der Vortrag von Regina Umland über das ,,Heidelberger Schicksalsbuch", eine astrologisch-astronomische Sammelhandschrift, die Ende des 15. Jahrhunderts in Regensburg entstand und später als Teil der berühmten Bibliotheca Palatina überliefert wurde. Vorgestellt wurden die Entstehung und Geschichte der Handschrift sowie die astronomisch geprägten Inhalte wie Sonnen- und Mondfinsternisse. Das Werk ist ein typischer Vertre-
11 Johannes Kepler (1571-1630)
ter eines kalendarischen Hausbuchs oder Volkskalenders, das um 1500 an den interessierten adeligen Laien gerichtet war. Die Abschlussbesprechung endete um 18:30 Uhr und man zog gemeinsam zum Abendessen ins Hofbräuhaus um - die Wege in der Regensburger Innenstadt sind bekanntlich kurz.
Ein weiterer Höhepunkt der Tagung war am Sonntagmorgen die Führung im Kepler-Museum in der Keplerstraße 5. Johannes Kepler hatte zeitweise auch an anderen Orten in der Stadt gewohnt - hier aber starb er im Jahr 1630. Auf drei Geschossen wird Leben und Werk des großen Astronomen präsentiert. In einer kenntnisreichen Führung wurde dies vorgestellt (Abb. 10). Das mittelalterliche Ambiente ist bestens erhalten. Ohne Zweifel war Kepler ein roter Faden dieser, nach Meinung der Teilnehmer gelungenen Tagung (Abb. 11). Allgemein wurden die gute Organisation und die interessanten Beiträge gelobt. So kam schnell die Frage auf, wo es denn 2017 hingeht. Dies ist mittlerweile geklärt: Tagungsort ist die neu gestaltete, historische Sternwarte in Lilienthal bei Bremen. Näheres dazu auf unserer Webseite (siehe: Neues aus der Fachgruppe und S. 69).
Jungastronomen greifen nach den Sternen
von Beatrice Cala, Louise Kluge, Lina Landwehr und Marvin Ruder
Alljährlich versammeln sich etwa 70 motivierte junge Menschen im ,,Astronomischen Sommerlager" (kurz: ASL) der VEGA e.V., um gemeinsam neue spannende Themen aus Astronomie, Physik und verwandten Naturwissenschaften kennenzulernen. Dabei kommt natürlich auch der Spaß nicht zu kurz - Workshops, Chor, aufregende Experimente und sogar ein Filmprojekt sorgten zwei Wochen lang für ein kunterbuntes Programm im ASL 2016, das im August in St. Andreasberg im Harz stattfand.
Der Kern das Camps - die AGs Vielseitig und tiefgängig: Die Arbeitsgemeinschaften zeigten sich in diesem Jahr von ihrer besten Seite. Viele Themenbereiche rund um Physik, Astronomie und Raumfahrt wurden über fünf Tage von den Teilnehmer/innen erkundet. Wertvolles Wissen wurde vermittelt, zum Beispiel das Stern-Gerlach-Experiment in
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1 Basteleien in der Elektronik-AG ((C) Florian Hart)
der anspruchsvollen QuantenmechanikAG, oder die Funktionsweise von LEDs. Die entspannte und doch zielstrebige Art machte vielen Teilnehmern Lust auf mehr. Auch eher mathematiklastige AGs
wie ,,Hydrodynamik und Sonnenwinde" und ,,Bahnmechanik" fanden großen Anklang. Die Zeiten zwischen den AGs könnte man folgendermaßen zusammenfassen:
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,,Am besten, ihr nutzt die Pause zum Pausemachen." (Fabi)
Um einen kleinen Einblick in den Inhalt der AGs zu geben, berichten die Teilnehmerinnen Jane Dotzauer, Vanessa Frühbeiß und Louise Kluge im folgenden Abschnitt von der ZAPP-AG.
Von Dioden und Widerständen - die ZAPP-AG Hier rauchten nicht nur die Köpfe: In der fünftägigen Elektronik-AG wurde unter Anleitung der Leiter Sven und Robin simuliert, gebastelt und gelötet.
Zunächst begrüßte uns Robin mit einem Crashkurs in Sachen Schaltzeichen, mit dem wir in der Lage waren, einfache Schaltkreise selbst aufzubauen, mit dem Multimeter zu untersuchen und grundlegende Berechnungen durchzuführen. Anschließend demonstrierte Sven (mit Absicht), wie man einen Widerstand schmilzt, indem er ihn einem zu hohen Stromfluss aussetzte. Der Gestank der verbrannten Isolierung ließ uns fluchtartig den Raum verlassen.
Da Widerstände allein nicht lange Freude bringen, wurden verschiedene weitere Bauteile eingeführt. Dioden, Kondensatoren, Spulen und Transistoren machten unsere Aufgaben um einiges spannender. Mit Steckbrettern konstruierten wir Schaltungen, brachten LEDs zum Leuchten, luden und entluden Kondensatoren und erkundeten so die Eigenschaften der Bauteile. Wichtige Fragen wurden geklärt, etwa warum man beim Berühren eines Handyladekabels keinen Stromschlag bekommt (Stichwort: Erdung). Mit dem Oszilloskop untersuchten wir Stromkreise mit Wechselspannung bei unterschiedlichen Frequenzen. Nun konnten die LEDs auch blinken. Zuletzt machte uns Sven noch mit einem Computerprogramm zur Simulation von Schaltkreisen bekannt.
Mit dem Gefühl, jede Menge gelernt zu haben, und voller Vorfreude auf eine weitere AG-Woche verließen wir das kleine Bastelzimmer.
Besuch aus der Forschung "I have a chalkboard. I remember because it attacked me." (Shawn Bishop)
2 Auf zu den Sternen!
Natürlich durften im ASL auch die Referenten nicht fehlen. In diesem Jahr berichteten vier Wissenschaftler aus ihren Forschungsgebieten: Dr. Lars Hildenbrand (MPI für Astronomie, Heidelberg) referierte über Astrobiologie und das Leben auf Exoplaneten. Shawn Bishop (TU München) sprach über seine Untersuchungen von Supernovae mithilfe von Spuren des Fe-60-Isotops in der Erdkruste. Lew Classen (Uni Erlangen) berichtete von Neutrinodetektion am IceCube-Observatorium in der Antarktis und JeanLuc Lehners (Albert-Einstein-Institut, Potsdam) führte uns auf spannende Weise in das Fachgebiet der Kosmologie ein. So informativ und interessant wie die Vorträge selbst waren auch die kleineren Diskussionsrunden mit den Referenten, die sich direkt nach den Vorträgen bildeten. Bis tief in die Nacht saß man dort beisammen und diskutierte über den Vortrag selbst, andere Arbeiten der Referenten, aber auch über ganz, ganz andere Themen aus dem Leben der Vortragenden. Langweilig wurde es nie.
Kreativ und Vielfältig - die Workshops Damit man nicht ,,so aussah wie ein Lauch" (frei nach Levin), ging man natürlich zum Zirkeltraining mit Kim oder zum Fitness-Workshop von Levin. Um die Faltfertigkeiten der Finger zu erhöhen, konnte man dem spontanen Fröbelstern-Workshop von Bea und Louise beiwohnen, während im Tanzworkshop von Melanie und Jonathan an den tänzerischen Fähigkeiten gefeilt wurde. Wer Spaß an Spielen hatte, traf Gleichgesinn-
te bei Gamedesign von Eric und Lucia. Richtig gut ausruhen konnten man sich im Powernap-Workshop von Florian H., um gleich am nächsten Morgen bei Cora zeichnen zu lernen oder sich mit Hella und Jonathan im Sprechgesang zu üben. Wenn man danach erschöpft einschlief und beim Aufwachen etwas wie
,,So, jetzt kommt ein kleiner Spaßsatz zur Erheiterung." (Fabi)
vernahm, wusste man, dass man in Mathe II mit Fabi gelandet war. Wer sich nach einer Auffrischung der Schulmathematik in Mathe I noch zu Mathe III mit Levin wagte, konnte den Referenten im Gespräch mit der trivialen Metrik belauschen:
,,Dauert es länger nach Hamburg oder zu meinen Nachbarn?" (Levin) - ,,Ja, also das ist beides nicht bei dir zu Hause." (triviale Metrik)
Waren die Teilnehmer/innen dann von all diesen Workshops geistig wie körperlich erschöpft, konnten sie den Tag mit einem Filmabend ausklingen lassen: ASL-Filme der vergangenen Jahre wurden gezeigt, ebenso wie die heldenhaften Abenteuer des legendären Raumpiloten Ijon Tichy.
Auf dem Weg durch den Nationalpark Harz Weil das Wetter nicht mitspielte, machte sich bei einigen Bewegungsmuffeln schon Hoffnung breit: Würde der Tagesausflug ausfallen? Leider war dem dann doch nicht so. Der Tradition fol-
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3 Steinzeitmenschen beim Dreh für den Campfilm
gend wurde, wegen der bevorstehenden mehrstündigen körperlichen Aktivität, gehörig herumgejammert, auch wenn das Schlimmste eigentlich etwas ganz anderes war - das Aufstehen. Schon um 9 Uhr rissen die Dissonanzen eines unterirdisch schlecht gesungenen ,,Morning has broken" die unschuldigen Teilnehmer/innen aus dem Schlaf. Eine Stunde später wanderten wir durch die Wälder des Nationalparks Harz und erreichten gegen Mittag etwas durchnässt unser Ziel, den Baggersee.
Nur fünf tapfere Seelen trotzten der Kälte und stürzten sich in die nassen Fluten. Etwas erholt und durch das Lunchpaket wieder bei Kräften, traten wir am frühen Nachmittag den Rückweg an und setzten dabei die tiefgründigen Gespräche fort, die wir bereits auf dem Hinweg begonnen hatten. Den Abend ließen wir am Lagerfeuer ausklingen und wie fast jedes Jahr konnte auch dieses Mal das Fazit gezogen werden: Eigentlich ist der Tagesausflug gar nicht so schlimm.
Drei, zwei, eins uuuund wusch! So viele ASL-Teilnehmer/innen wie noch nie beschäftigten sich dieses Jahr mit dem Raketenbau-Workshop unter der Leitung von Florian Trost. In einer kleinen, aber gut ausgerüsteten Werkstatt hatten die Teilnehmer/innen die Möglichkeit, Feststoffraketen und Wasser
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raketen aus Hartplastikflaschen zu basteln oder sich anderweitig kreativ auszuleben. Dabei entstanden künstlerische bis architektonische Arbeiten, die später im Beisein der anderen durch den Druck einer Luftpumpe bei den Wasserraketen oder durch Anzünden bei den Feststoffraketen gestartet wurden und teils in einem schönen Bogen flogen, in Loopings ungewollt auf dem Nachbardach landeten oder von einem Baum gerettet werden mussten. Aber es gab nicht nur Bruchlandungen, denn einige Raketen wurden durch Fallschirme vor der Zerstörung gerettet. Tatsächlich startete sogar eine Rakete mit einer Kamera und lieferte schöne Aufnahmen von Herberge, Landschaft und Himmel. Außerdem hielt Florian einen Vortrag über das System seiner Startrampe und wie man sie nachbauen und verbessern könnte, so dass alle Teilnehmer/ innen nun auch ihre Heimatstädte mit selbstgebauten Raketen unsicher machen können. Dieser Workshop begleitet das ASL traditionell und ist jedes Jahr wieder ein voller Erfolg und wird dies hoffentlich auch nächstes Jahr wieder sein, auch wenn Florian dann leider nicht mehr die Leitung dieses Workshops übernimmt.
Singen kann jeder! "Looking from a window above / It's like a story of love / Can you hear me?" (Jeder Chorteilnehmer, immer).
Nach langer Tradition fanden sich auch dieses Jahr wieder viele Singfreudige zum Chor ein, der zum ersten Mal von den Teilnehmerinnen Sabrina und Franca geleitet wurde. Jeden Nachmittag nach den AGs hörte man die begeisterten Sänger/innen über den Mann im Mond singen, oder darüber, wie sehr sie sich Hähnchen zum Abendessen wünschten. Da ein einziger Chor für den durchschnittlichen, also unglaublich talentierten Chorteilnehmer nicht genug war, bildeten sich spontan zusätzliche Chöre. Bei späten Proben mitten in der Nacht konnte man alten (,,Only You") und neuen (,,Viva La Vida") ASL-Hits lauschen.
Uuund Action! - der Filmworkshop Wie jedes Jahr ging auch aus diesem ASL ein Campfilm hervor: ,,The Great Game" handelt von Göttern, die darum spielen, wer der Bessere, der Größere, der Stärkere von ihnen ist. Seit Ewigkeiten schon lassen sie Menschen in spannenden Wettstreiten gegeneinander antreten, die jedoch stets unentschieden ausfallen. Ob sie je einen Gewinner hervorbringen werden?
,,Unser Einhorn ist ausgebrochen!" (Lucia) - ,,Dann ist es jetzt ein Aushorn." (Marvin)
Aber wie entsteht so ein ASL-Film eigentlich, was läuft hinter der Kamera ab? Bevor überhaupt etwas gedreht werden konnte, wurde natürlich ein Drehbuch gebraucht. Beim Brainstorming dafür waren der Kreativität der Teilnehmer/ innen keine Grenzen gesetzt. Frühere Filme handelten schon von grünen Riesenmonstern, schwarzweißen Löchern, schwer verliebter Schokolade oder Weltraumpiraterie in Schokoriegel-Imperien.
Wenn einmal eine grobe Rahmenhandlung herausgearbeitet war, wurde alles zu Papier gebracht: Handlungen, Dialoge und Regieanweisungen. Dabei musste trotz des gigantischen Enthusiasmus' aller Beteiligten beherzigt werden, dass das gesamte Filmprojekt in kürzester Zeit umzusetzen war. So manche Idee ist wohl daran schon gescheitert, was natürlich nur der schier grenzenlosen Fantasie der Drehbuchautor/innen geschuldet war.
,,Finde deinen inneren Fokus!" (Stefan)
Schon bevor das Drehbuch ganz fertig
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Begeisterte Teilnehmer, natürlich in blauen Camp-Shirts ((C) Robin Riesner)
war, begannen auch schon die ersten Vorbereitungen für den Dreh: Kostüme wurden gesammelt, Requisiten gebastelt und die besten Drehorte für die einzelnen Szenen gesucht. Spätestens jetzt musste ein Filmteam her: Schauspieler/innen wurden genauso gebraucht wie Statist/ innen, Techniker/innen, Set-Assistent/ innen und Post-Producer/innen. Insgesamt waren mehr als 40 fleißige Teilnehmer/innen am Film beteiligt, vor wie hinter der Kamera.
atmeten einige auf, doch die Arbeit war noch längst nicht fertig. Zwar waren alle Aufnahmen jetzt da, doch daraus einen kompletten Film zu schneiden, noch dazu in solch kurzer Zeit, glich einer Herkulesaufgabe, der sich Stefan und Lucia, die Leiter/innen des Filmteams, sogleich beherzt annahmen. In jeder freien Minute sah man sie hinter ihren Laptops sitzen, gebannt starrten stets auch ein paar neugierige Teilnehmer/innen auf ihre Bildschirme.
,,Es rutscht, es rutscht! Es wird passieren, keiner weiß wann. Genau wie Yellowstone." (Robin)
Dann ging es endlich los: Die Kamera wurde in Position gebracht, die Tonangel schwebte über den Schauspieler/innen. ,,Szene 1, Take 1" rief jemand, das Knallen der Filmklappe schallte über das Gelände und aus dem Off endlich das Startsignal: ,,Action!". Doch kaum eine Szene verlief gleich beim ersten Mal perfekt: Mal vergaß ein Darsteller seinen Text, Requisiten fielen auseinander, der Kameraakku gab auf oder der flauschige Windschutz - vom Team liebevoll ,,tote Katze" genannt - fiel vom Mikrofon. Dann musste die Einstellung nochmal gedreht werden, oft zehn-, zwanzigmal. Nicht selten kam es dann vor, dass die Filmcrew gerade noch oder nicht mehr rechtzeitig zum Essen erschien.
,,Vorsicht mit dem Mikrokabel, damit es nicht zu einem Makrokabel wird." (Stefan)
Nach einigen anstrengenden Tagen wurde dann schließlich angekündigt: Die letzte Szene ist im Kasten! Erleichtert
,,Ich bin ein Kabel." (Lucia)
Eines Tages dann hingen die Filmplakate an den Türen, die Uraufführung sollte am bunten Abend stattfinden, dem letzten Abend im ASL. Gespannt fieberte man der Vorstellung entgegen, dann war es endlich so weit: Einer kurzen Ansprache folgten fünfzehn Minuten gebannter Aufmerksamkeit, gefolgt von einem Applaus, der nicht enden wollte - verdienterweise.
Mit der Camp-Zeitung immer auf dem neusten Stand ,,Diese Lügenpresse! Schreiben immer den falschen Kontext." (Levin) - ,,Wieso falscher Kontext? Wir schreiben gar keinen Kontext." (Die Lügenpresse)
Auch dieses Jahr gab es eine tägliche Zeitung im ASL, in der lustige Zitate des Vortages aus dem Kontext gerissen, Held/innen des Tages gekrönt und der Ablauf des nächsten Tages veröffentlicht wurden. Ansonsten enthielt die Zeitung sinnvolle Informationen, wie Überflüge der ISS oder Beobachtungszeiten für Iridium-Flares und die Wetterprognose für
den nächsten Tag. Außerdem kümmerte sich die Zeitung auch um das ASL-Live und fasste das tägliche Geschehen, lustige Anekdoten und künstlerische Geistesblitze auf der VEGA-Homepage für die Familien der Teilnehmer/innen und andere Daheimgebliebene zusammen. Bei gegrillten Marshmallows und Gummibärchen hatten die Redakteure bei ihrer wichtigen Aufgabe jede Menge Spaß.
,,Ich schreib Zeitung, ich weiß alles!" (Bea)
Ein großes DANKESCHÖN ... ... an die Leiter/innen des ASL 2016! Besonderer Dank geht natürlich an Aliona Solomonova, die alles vortrefflich organisiert hat und an jene Leiter/innen, die nächstes Jahr nicht mehr dabei sein können. Wir werden euch vermissen, also kommt zu Besuch! Vielen Dank auch an alle anderen, insbesondere die Workshopleiter/innen und das Filmteam, die dieses ASL zu dem gemacht haben, was es war: zwei fantastische Wochen voller Spaß und neuem Wissen. Wir können den nächsten Sommer kaum noch erwarten, wenn es ab dem 29.07.2017 aus Bischofsheim wieder heißt: ,,Haaaaalllllooooo!!!".
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Kosmische Teilchen erobern das Astronomische Sommerlager
von Lucia Härer
,,Also, ich hab ja eine Masse von 0,511 MeV/c2 und bin einfach negativ geladen und du?" ,,Ne, dass passt nicht zusammen. Ich habe gar keine Masse, außerdem wurde ich 1905 entdeckt.". Derartige Gespräche konnten im diesjährigen Astronomischen Sommerlager (ASL) bereits am ersten Abend verfolgt werden. Teilnehmer mit Infozetteln über je ein zufälliges Elementarteilchen liefen kreuz und quer über die Wiese. Verlorene Elektronen landeten auf der Suche nach Ladungsgenossen fälschlicherweise bei den Myonen. Einsame Photonen bewegten sich rasant blauverschoben durch die Menge und wurden zur Gefahr für mühsam gebildete stabile Zustände, alias Gruppen gleicher Teilchen. Als dann endlich auch das letzte Top-Quark glücklich und farbneutral gebunden war, gab es nahezu keine zwei Teilchen bzw. Teilnehmer, die nicht irgendwann einmal kollidiert waren. Beste Voraussetzungen für zwei gemeinsame Wochen voller Sterne gucken (na ja, wohl eher ,,Wolken gucken"), Vorträge von Astrobiologie bis Kosmologie, Arbeitsgruppen (AGs) und kreativer Workshops.
Zu Besuch war unter anderem Dr. Lew Classen, der am Neutrino-Observatorium ICECUBE forscht. Nach einer kurzen Einführung in die Welt der fundamentalen Teilchen und Wechselwirkungen, begab sich das ganze Sommercamp auf eine lange Reise: mehrere Kilometer tief ins Eisschild des Südpols zu den über 5.000 dort eingefrorenen Photomultipliern. Diese Detektoren können sehr schwache Lichtsignale registrieren und verstärken. Genau das ist für ICECUBE von entscheidender Bedeutung.
Neutrinos interagieren nur sehr selten mit Materie. Kommt es in der Nähe von ICECUBE dennoch zu einer Wechselwirkung, erzeugen sie im antarktischen Eis Tscherenkow-Strahlung, eine Art ,,Überschallknall des Lichts". Sie entsteht, da sich Neutrinos im Eis schneller bewegen als Licht in diesem Medium. Diese Lichtblitze werden von ICECUBE registriert.
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Das eine oder andere Mal konnte den verlorenen Teilchen nur noch das Smartphone helfen ((C) Robin Riesner).
Wie trickreich es sein kann, echte Signale von Störungen zu unterscheiden, konnten besonders interessierte Teilnehmer in einem Workshop am nächsten Morgen selbst herausfinden. Aus dem zeitlichen Aktivierungsmuster der Photomultiplier lässt sich beispielsweise die Flugrichtung des Teilchens bestimmen. Zusammen mit der deponierten Gesamtenergie kann abgeschätzt werden, ob das registrierte Ereignis wirklich auf ein Neutrino zurückzuführen ist. Die dazu verwendeten Daten und Simulationen stehen online [1] und sind jedem Interessierten zugänglich. Was in ICECUBE nur störendes Rauschen produziert, war Thema eines anderen Workshops. Pro Sekunde und Quadratmeter prallen etwa 1.000 Proto-
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Faszinierte Teilnehmer beobachten Teilchen in der selbst gebauten Nebelkammer ((C) Robin Riesner).
nen, andere leichte Kerne und Elektronen (kosmische Strahlung) auf die Erdatmosphäre. Sie stoßen dort auf Luftmoleküle, zerfallen und lösen so einen wahren Teilchenschauer aus. So entstehen z.B. Myonen, die auf der Erdoberfläche nachgewiesen werden können.
Um das zu veranschaulichen, durften die Teilnehmer nach einer kurzen Einführung ein bisschen knobeln. Jeder Gruppentisch bekam eine Handvoll Elementarteilchen-Steckbriefe, aus denen ein Prozess, der in einem Teilchenschauer auftreten kann, zusammengestellt werden sollte. Hilfestellung gab ein Hinweiszettel und Wissen über Erhaltungsgrößen wie z.B. Ladung und Energie. Nach dem es alle Gruppen, mehr oder weniger physikalisch, geschafft hatten, kosmische
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Strahlung in Myonen und Photonen zu verwandeln, wurde es endlich Zeit für das Highlight des Tages: die Nebelkammern!
Durch ein Temperaturgefälle wird in einer solchen Kammer übersättigter Isopropanoldampf erzeugt. Fliegt nun ein geladenes Teilchen hindurch, kann es Luftmoleküle ionisieren, an denen sich Kondensationskeime bilden. Man sieht für kurze Zeit eine Spur in der Kammer. Das wirklich Spannende daran: Nebelkammern lassen sich relativ einfach mit etwas Trockeneis und einer Plastikbox selbst aufbauen. Ein einfaches Expe-
riment erlaubt es, elementare Teilchen direkt nachzuweisen! Sogar sie anhand ihrer Spur zu unterscheiden und Zerfälle zu beobachten ist möglich. Nicht nur die Teilnehmer zählten eine halbe Stunde lang fasziniert Myonen, Alpha-Teilchen & Co. Auch Janna Vischer und ich sind als Leiter des Workshops immer wieder begeistert.
Als Alumni des ,,Netzwerks Teilchenwelt", das uns mit Material versorgt hat, organisieren wir Projekte wie diese rund um Teilchenphysik. Natürlich durfte dabei im ASL der Bezug zur Astronomie nicht fehlen. Gerade in der relativ jungen
Astroteilchenphysik gibt es unzählige spannende Fragen, die nur darauf warten, in den nächsten Jahren beantwortet zu werden. Auf die ASL-Teilnehmer von heute wartet als Wissenschaftler von morgen also schon jede Menge spannende Forschung.
Weblinks: [1] Allgemeine Informationen:
masterclass.icecube.wisc.edu; Aufgaben rund um die Datenanalyse: masterclass.icecube.wisc.edu/ links
Sofibrillen - selber basteln statt kaufen!
von Carolin Liefke
Im Vorfeld der partiellen Sonnenfinsternis am 20. März 2015 hatten die Importeure von Sonnenfilterfolie und Sofibrillen das öffentliche Interesse an der Finsternis offenbar vollkommen unterschätzt und keine ausreichenden Mengen herstellen lassen, so dass sich im Voraus abzeichnete, dass es vor der Finsternis zu Engpässen kommen würde. Tatsächlich waren die Brillen dann bereits Wochen vorher ausverkauft. Dies dürfte einen nicht unerheblichen Teil zu der Verunsicherung in der Bevölkerung und den unsäglichen Sofi-Beobachtungsverboten für Schulkinder beigetragen haben, über die wir alle zu Recht erschrocken waren. Auf der anderen Seite kam es dann wenige Tage vor der Finsternis aber auch zu kuriosen Internetauktionen, bei denen mehrere Hundert Euro für eine einzige Sofibrille geboten wurden.
Zwar hat man von Deutschland aus von der anstehenden Finsternis in den USA in diesem Jahr letztlich nicht wirklich etwas, aber dennoch gilt: Nach der Finstern is ist vor der Finsternis, auch wenn wir uns selbst bis zur nächsten über Deutschland sichtbaren partiellen Finsternis noch etwas gedulden müssen. Aber es gilt: So eine Sofibrille lässt sich auch einfach nur zur visuellen Beobachtung großer Sonnenfleckengruppen ohne optische Hilfsmittel einsetzen.
1 Eine vorhandene Sonnenfinsternisbrille
dient als Schablone für den Rahmen der Bastelbrille.
Auch der Astronomennachwuchs kann sich mit ihrer Hilfe hervorragend an die Beobachtung unseres Tagesgestirns herantasten. Zwar kann man schon für kleines Geld einen ganzen Klassensatz an Sofibrillen bekommen, die Auseinandersetzung mit der Sofibrille als Hilfsmittel zur Sonnenbeobachtung ist aber viel nachhaltiger, wenn die Kinder ihr eigenes Exemplar nicht einfach in die Hand gedrückt bekommen, sondern selber basteln dürfen.
Benötigt werden pro Brille zwei kleine Stücke Baader-Folie von ca. 5 cm x 3 cm Größe, wie sie häufig beim Eigenbau von Sonnenfiltern für Teleskope als Rest übrigbleiben oder gezielt aus den im Handel erhältlichen A4-Bögen oder größeren Rollen geschnitten werden können. Das ,,Brillengestell" entsteht aus stabilerem Karton, den man in verschiedenen Farben
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Anbringen von Markierungen für Falz und Sichtfenster
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3 Anpassung der Sichtfenster des zweiten Rahmens an den ersten
4 Aufkleben der Sonnenfilterfolie auf die Sichtfenster
5 Die Sofibrille bekommt ihre endgültige Form.
6 Löcher in der Folie würden sich gegen das Licht einer Lampe bemerk-
bar machen. VdS-Journal Nr. 61
im Bastelbedarf erhält. Von der Größe reichen Bögen in A3 knapp aus. Hinzu kommen Stifte, Lineal oder Geodreieck, Schere, Cuttermesser und Flüssigklebstoff sowie eine vorhandene Sofibrille als Vorlage.
Zunächst werden mit der ausgeklappten Sofibrille als Schablone zwei Rahmen auf dem Karton aufgezeichnet (Abb. 1) und anschließend ausgeschnitten, die später für die Stabilität übereinandergeklebt werden. Da die Kinder die ,,Fenster" für die Filterfolie meist viel zu breit machen, werden als nächstes auf einem der beiden Rahmen Markierungen für die späteren Knicke der Bügel angebracht. Als nächstes werden die Umrisse der Fenster eingezeichnet (Abb. 2), am sinnvollsten als Vierecke, deren eine Kante dem Ausschnitt für die Nase folgt. Andere Formen sind natürlich auch möglich, Kreise oder Ovale sind allerdings unpraktisch. Zu allen Seiten sollten in jedem Fall mindestens 5 mm Rand übrigbleiben, außerdem sollte darauf geachtet werden, dass die Fenster deutlich kleiner als die zurechtgeschnittenen Folienstücke sind. Überstehende Folie wird im Anschluss vorsichtig abgeschnitten.
Die Fensterflächen werden dann mit dem Cuttermesser ausgeschnitten, wobei man jüngere Kinder dies natürlich nicht selbst machen lassen sollte. Legt man nun den zweiten Rahmen unter den ersten, kann man die ausgeschnittenen Fenster wiederum als Schablone für die Fenster im zweiten Rahmen nehmen (Abb. 3). Danach kann einer der Rahmen auf der Seite, auf der sich keine Markierungen befinden, bemalt oder mit kleinen Aufklebern individuell verziert werden. Dies wird dann die Außenseite der Brille. Im nächsten Schritt werden die beiden Folienstücke von innen über die Fenster geklebt, indem man zunächst die Ränder der Fenster mit Klebstoff bestreicht und dann die Folien nacheinander vorsichtig darüberlegt (Abb. 4). Die Folienstücke dabei nur am Rand anfassen. Dennoch muss unbedingt darauf geachtet werden, dass das jeweilige Fenster wirklich vollständig mit Sonnenfilterfolie abgedeckt ist.
Bevor man nun die zweite Rahmenlage von innen mit Klebstoff bestreicht und aufklebt, werden die Bügel einmal entlang der Markierungen geknickt (Abb. 5). Direkt nach dem Aufkleben knickt man die Bügel der nun doppellagigen Brille ein und lässt den Klebstoff trocknen - fertig ist die Sofibrille!
Zum Abschluss zeigt man den Kindern, wie sie gegen das Licht einer Lampe die Folie in den Fenstern ihrer Brillen auf Beschädigungen prüfen können (Abb. 6). Auch nicht fehlen sollte natürlich eine Belehrung, dass die Brille keinesfalls zusammen mit einem Fernglas oder Teleskop verwendet werden darf. Dann kann es aber endlich losgehen. Übrigens: Nicht nur die Sonne, auch andere helle Lichtquellen wie die Glühfäden alter Glühbirnen sind interessante ,,Forschungsobjekte", die Kinder mit ihren neuen Brillen inspizieren können!
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Neues aus der Fachgruppe
Kleine Planeten
(400308) Antonkutter =
von Gerhard Lehmann
2007 TX184
In wenigen Wochen führt die FG Kleine Planeten der VdS ihre 20. Kleinplanetentagung vom 9. bis zum 11. Juni 2017 in der traditionsreichen Sternwarte Leiden in den Niederlanden durch. Details zu unserer Tagung finden Sie im letzten VdS-Journal für Astronomie (Nr. 60), im Internet aber auch unter www.dmpa.nl/ HomeKPT2017.html.
In diesem Heft lesen Sie von der erfolgreichen visuellen Beobachtung des nahen Kleinplaneten 2016 QA2 durch unser FGMitglied Stefan Beck. Jeden Beobachter eines Kleinplaneten berührt eine solche Beobachtung zutiefst. Amateurastronomie kann so spannend sein.
Eine wunderschöne scheinbare Begegnung des Kleinplaneten (164) Eva mit einer hellen spiralförmigen Galaxie stellt uns unser FG-Mitglied Wolfgang Ries vor. Gemeinsam mit Klaus Hohmann bereitet er schon seit vielen Jahren solche Begegnungen für unser VdS-Journal journalistisch auf. Dafür möchte ich an dieser Stelle beiden Sternfreunden herzlich danken. Über einen neuen Sternkatalog, Grund-
voraussetzung für eine erfolgreiche Astrometrie, berichtet unser FG-Mitglied Mike Kretlow. Bewundernswert ist, wie er sich hier noch mit der letzten Kommastelle auskennt. Das ist aber auch sehr wichtig, wenn wir genau messen wollen.
Ein sehr komfortables Werkzeug für die Astrometrie, z.B. von Kleinplaneten und Kometen, stellt das Programm ASTROMETRICA von Herbert Raab dar. Lesen Sie hierzu den dritten Teil ,,Astrometrie mit Astrometrica" von Carolin Liefke vom Haus der Astronomie in Heidelberg.
Wenn auch etwas in Vergessenheit geraten, so nennen noch viele Sternfreunde einen Schiefspiegler ihr Eigen. Unser FG-Mitglied Richard Gierlinger hat den von ihm am 13. Oktober 2007 auf seiner Sternwarte Gaisberg [1] entdeckten Kleinplaneten 2007 QJ3 nach seiner Nummerierung (400308) Antonkutter benannt. Damit ehrt er den deutschen Maschinenbauingenieur Anton Kutter (1903-1985), welcher in den 1930er-Jahren eine Version eines Schiefspieglers [2] entwickelt hatte.
Discovered 2007-Oct-13 by Gierlinger, R. at Gaisberg
Anton Kutter (1903-1985) was a German engineer, film director, screen writer and amateur astronomer. He developed many high performance, unobstructed variants of reflecting telescopes (Schiefspiegler) for lunar and planetary observation.
Wenn Sie Lust bekommen haben, vielleicht auch einmal Kleinplaneten zu beobachten, dann sind Sie herzlich eingeladen. Als Mitglied in der FG Kleine Planeten werden Sie Gleichgesinnte treffen und von den Erfahrungen der anderen profitieren.
Weblinks: [1] Homepage Sternwarte Gaisberg:
http://observatorium.at/ [2] Schiefspiegler: https://de.wikipedia.
org/wiki/Schiefspiegler
Visuelle Beobachtung eines nahen Erdbahnkreuzers
von Stefan Beck
Seit Tagen bescherte uns ein stabiles Hochdruckgebiet sehr gute Beobachtungsbedingungen, aber auch sehr warme nächtliche Temperaturen. Die nächste Nacht sollte die dritte Beobachtungsnacht in dieser Woche werden, und im Internet schaute ich nach interessanten Fotoobjekten. Ich surfte auf der NEOCPWebseite (Near Earth Object Confirmation Page) [1] und beim Blick auf die Objektliste fand ich ein Objekt mit der Bezeichnung S510921 und einer Helligkeit von 14,4 mag. Bei dieser Helligkeit wird es sich wohl um einen Kometen handeln und ich ließ mir die Ephemeride anzeigen (s. Abb. 1). Ich dachte, ,,Wow",
das Objekt wird in der anstehenden Nacht vom 27. auf 28. August 2016 eine Helligkeit von ca. 11 mag erreichen und mit einer Geschwindigkeit von 600''/min um ca. 22:40 Uhr UT bei uns sichtbar werden. Also kein Komet, sondern ein NEO (Near Earth Object), sehr schnell, aber auch sehr hell. Bei dieser Geschwindigkeit und Helligkeit müsste die Bewegung live im Teleskop zu sehen sein.
Die weiteren Daten der Ephemeride zeigten, dass das Objekt im Lauf der Nacht sogar noch schneller werden sollte. Bis zu 1400''/min, also ca. 0,4 Grad pro Minute. Vom Minor-Planet-Ephemeriden-
Service ließ ich mir die Positionen im Abstand von 10 Minuten für meinen genauen Beobachtungsort berechnen. Bei der enormen Geschwindigkeit und der Erdnähe war dies unbedingt notwendig, da die standardmäßig berechneten Positionen für den Erdmittelpunkt gelten und es bei großer Erdnähe dann zu erheblichen Abweichungen kommt. Soweit war jetzt alles vorbereitet, die Nacht konnte kommen.
An meinem Beobachtungsort wartete bereits mein Mitbeobachter. In der Dämmerung baute jeder sein Teleskop auf. Ich hatte meinen 8-zölligen Newton f/2,8
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1 Ephemeride vom Minor Planet Center für das Objekt S510921 von der NEOCP
und er seinen 10-zölligen Dobson mit einer Goto-Steuerung dabei. Die GotoSteuerung leistete uns in dieser Beobachtungsnacht noch gute Dienste.
Ich begann mit meinen Fotos und parallel beobachteten wir visuell diverse DeepSky-Objekte. Es zogen leichte Zirren auf und die Bedingungen wurden schlechter. Ausgerechnet, als es langsam spannend wurde, kamen immer mehr Wolken. Aber egal, wir probierten es. Ich stellte die erste Position der Ephemeride für 22:40 Uhr UT ein und fertigte eine Probeaufnahme mit 30 s Belichtungszeit an. Alles passte, die richtige Position war eingestellt, jetzt hieß es warten. Während dessen machte meine Kamera fortlaufend Aufnahmen und wir warteten auf die erste Strichspur. Plötzlich tauchte eine Spur im Bild auf, doch die Spur ging in die falsche Richtung! Anstatt in vertikaler Richtung bewegte sich das Objekt horizontal. Ich war etwas verwirrt, schaute auf die Uhr und dachte, da stimmt etwas nicht. Wir warteten noch etwas. Und dann tauchte eine helle vertikale Spur im Bild auf, genau im richtigen Positionswinkel. Super! Die Kamera machte weiterhin Aufnahmen, aber inzwischen durch immer dichtere Bewölkung (s. Abb. 2).
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2 Objekt S510921 von der NEOCP, aufgenommen am 27.08.2016 von
23:03:05 bis 23:09:12 Uhr UT mit einem 8-zölligen Newton f/2,8 und einer ATIK383L-CCD-Kamera. Für dieses Bild wurden 9 Einzelbilder mit einer Belichtungszeit von je 30 s miteinander kombiniert, Negativdarstellung, Bildautor: Stefan Beck.
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Jetzt versuchten wir unser Glück mit dem 10-zölligen Dobson. Wir waren sehr gespannt, ob wir das Objekt beobachten konnten. Gemeinsam suchten wir in meinem Sternkartenprogramm einen nahen SAO-Stern heraus, den auch die GotoSteuerung des Dobsons kennt.
Wieder hieß es warten und schauen. Plötzlich sah ich einen ,,Punkt", der sich
schnell zwischen den anderen Sternen durchs Blickfeld des Okulars bewegte! Mit der Steuerung wurde das Objekt, so gut es ging, weiter verfolgt, bis plötzlich die dichten Wolken das Objekt endgültig verschwinden ließen. Alles in allem eine tolle Beobachtung.
Nachtrag: Im Minor Planet Electronic Circular 2016-Q25 [2] wurde das Objekt
S510921 als 2016 QA2 veröffentlicht und als Aten-Kleinplanet eingestuft.
Weblinks: [1] NEOCP: www.minorplanetcenter.
net/iau/NEO/toconfirm_tabular.html [2] MPEC 2016-Q25:
www.minorplanetcenter.net/mpec/ K16/K16Q25.html
Sternkataloge in der Astronomie: Gaia-DR1
von Mike Kretlow
In Heft Nr. 59 des VdS-Journals für Astronomie habe ich über einige astrometrische Sternkataloge und deren Verwendung in der Kleinplaneten-Astronomie (Astrometrie, Bahnberechnungen und Sternbedeckungen) berichtet. In dem Beitrag wurde der Gaia-Sternkatalog nicht näher behandelt, weil er zum Zeitpunkt des Verfassens noch nicht verfügbar und ein genauer Termin sowie die Form der Bereitstellung noch nicht bekannt gegeben worden war. Dies soll an dieser Stelle nachgeholt werden, denn schon wenige Monate später war die Veröffentlichung einer ersten Version der Gaia-Daten für Mitte September 2016 angekündigt worden.
Die ESA-Gaia-Mission Gaia ist das Nachfolgeprojekt der erfolgreichen Hipparcos-Mission (1989-1993). Der rund 2 Tonnen schwere Satellit wurde am 19. Dezember 2013 gestartet und erreichte am 8. Januar 2014 seinen Orbit um den Sonne-Erde-Lagrange-Punkt L2, in rund 1,5 Millionen Kilometer Entfernung zur Erde. Die Missionsdauer ist auf fünf Jahre ausgelegt, weitere drei Jahre wird die endgültige Datenreduktion voraussichtlich andauern. Gaia wird für rund 1 Milliarde Sterne (etwa 1 % der Sterne in unserer Galaxie, heller als ca. 21 mag) Positionen, Eigenbewegungen, Parallaxen (Entfernungen), Helligkeiten und Farben liefern und dies für rund 100 Millionen Sterne mit Radialgeschwindigkeiten und Spektren ergänzen. Die erwartete astrometrische Genauigkeit für Sterne heller als G ~15 mag wird bei ca. 15-25 Mikrobogensekunden (as) liegen! Gaia vermisst also rund 10.000-mal so
viele Sterne wie es Hipparcos tat und das mit einer 50-fach höheren Genauigkeit.
Gaia-DR1 Während die vollständigen und endgültig prozessierten Daten erst etwa 2022 vorliegen, sind verschiedene Vorabversionen für den Zeitraum bis dahin vorgesehen (vermutlich vier). Die Veröffentlichung des ersten Data Releases (DR1) erfolgte am 14. September 2016. In diesem aus einem Jahr Beobachtung resultierenden Katalog sind über 1 Milliarde Sterne enthalten. Dieser Beobachtungszeitraum reicht jedoch nicht aus, um auch Eigenbewegungen der Sterne (und Parallaxen, also Entfernungen) zu bestimmen. Die Kenntnis der Eigenbewegungen ist aber sowohl für die Astrom etrie von z.B. CCDBeobachtungen (Kleinplaneten, Kometen
etc.) als auch für die Berechnung von Sternbedeckungen wichtig, da die Sternpositionen mittels dieser Eigenbewegungen, ausgehend von der Katalogepoche, für das betreffende Datum berechnet werden müssen. Für diesen ersten Data Release hat man sich aber auf die Vorgängermission besonnen: Hipparcos.
Damit standen für eine mittlere Beobachtungsepoche 1991.25 (also gut zwei Jahrzehnte vor Gaia) Positionen und Eigenbewegungen für rund zwei Millionen Sterne zur Verfügung (etwa 0,1 Mio. Sterne aus Hipparcos-2 und 1,9 Mio. Sterne aus Tycho-2). Für diese Teilmenge (TGAS: für Tycho-Gaia Astrometric Solution) konnten nun Positionen, Eigenbewegung sowie Parallaxen (also fünf Parameter) mit einer bereits jetzt
Tabelle 1: Gaia-DR1 im Überblick
Gesamtumfang: Positionsunsicherheit:
TGAS Subset:
Positionsunsicherheit:
Unsicherheit Eigenbewegung:
Anzahl an Cepheiden-Lichtkurven: Anzahl an RR-Lyrae-Lichtkurven: Dateigrößen:
1.142.679.769 Objekte (G < 20...21)
ca. 5 bis 20 mas je nach Helligkeit (Nicht-TGAS-Quellen)
2.057.050 Objekte (5 Parameter, d.h. Eigenbewegungen u. Parallaxe)
ca. 0,5 mas (Hipparcos-2) bis 1 mas (Tycho-2)
ca. 0,2 mas/yr (Hipparcos-2) bis 3 mas/yr (Tycho-2)
599 2.595
insgesamt ca. 200 GB (CSV-Format, gzip-komprimiert)
Legende: mas = miliarcseconds (Millibogensekunden)
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beeindruckenden Genauigkeit gewonnen werden.
Gaia-DR1: Daten und Bereitstellung Die Daten sind über alle gängigen astronomischen Services und Tools der modernen, webbasierten Datensuche und -verarbeitung (VizieR, TAPVizieR, Aladin, TOPCAT, Webinterface, TAPSchnitstelle für Clients etc.) sowohl beim CDS [1] als auch beim ARI Heidelberg [2] zugänglich. Das Programm Astrometrica von Herbert Raab greift direkt über das Web auf die CDS-Daten zu. Glücklicherweise hat man sich bei der ESA letztendlich doch dazu entschieden, den Katalog trotz seiner Größe auch ,,klassisch" als Datei(en) zum Download anzubieten (ESAC CDN Service [3]). Nur so ist es Benutzern und insbesondere Programmierern möglich, daraus speziell aufbereitete Katalogdaten für ihre Anwendungen zu generieren. Beispielsweise wären die Programme zur Vorausberechnung von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten, OCCULT und das des Autors (SSO), ohne einen solchen, auf Festplatte vorgehaltenen Katalog nicht lauffähig, der darüber hinaus oft in einer speziell aufbereiteten binären Form vorliegt. Der Umfang des DR1 beträgt annähernd 200 GB (in über 5.000 Dateien zu je knapp 40 MB aufgeteilt). Es handelt sich um gzip-komprimierte CSV-Dateien (comma separated values). Nach dem Dekomprimieren aller Dateien belegen diese mehr als den doppelten Speicherplatz auf der Festplatte. Der TGAS Subset ist auch getrennt davon erhältlich und ist mit knapp 1,5 GB Platzbedarf (entpackt) deutlich kleiner. Andere Formate werden auch angeboten (z.B. VO-Tables).
Beispiel: Sternbedeckungen Einen ersten erfolgreichen Beitrag in diesem Bereich konnte Gaia bereits rund zwei Monate vor der Veröffentlichung des DR1 für sich verbuchen. Für den 19. Juli 2016 war eine Bedeckung des Sternes UCAC4 345-180315 durch Pluto vorausgesagt [4]. Trotz dedizierter astrometrischer Beobachtungen im Vorfeld lag die Unsicherheit der Bedeckungs-Zentrallinie (auf der innerhalb einer ca. 100 km breiten Zone der sogenannte ,,central flash" beobachtbar ist) noch bei rund 800 km in Nord-Süd-Richtung. Nach dieser ursprünglichen Vorhersage verlief die Zentrallinie durch das südliche Eu-
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ropa (Schweiz). Nun muss man sich in Erinnerung rufen, dass eine Parallaxe (Positionsunsicherheit Stern + Pluto) von 100 mas = 0,1 Bogensekunden aufgrund der großen Entfernung des Zwergplaneten zur Erde auf der Erdoberfläche (genauer: Besselebene) rund 2.300 km entsprechen, also praktisch einen Plutodurchmesser. Am 14. Juli 2016 wurde vom Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC) die allererste GaiaSternposition überraschend veröffentlicht [5] - für eben diesen ca. 14 mag hellen Stern UCAC4 345-180315 und zwar mit einer Positionsgenauigkeit von rund 1 mas für die Epoche 2015.0! Diese verbesserte Sternposition, zusammen mit letzten Korrekturen der Plutoephemeride, abgeleitet aus erfolgreichen Beobachtungen einer Bedeckung fünf Tage zuvor und aus Radionavigationsdaten der New-Horizons-Sonde, ermöglichte es Bruno Sicardy vom Observatoire de Paris-Meudon, eine wesentlich verbesserte Vorhersage für das Ereignis am 19. Juli zu berechnen. Demnach verschob sich die Zentrallinie deutlich nach Süden und ging nun über Israel und Marokko. Die Unsicherheit in N-S-Richtung konnte auf rund 100 km reduziert werden. Somit
konnten Beobachtungen besser vorbereitet und koordiniert sowie weitere potenzielle Beobachter alarmiert werden. Die Bedeckung wurde an zahlreichen Beobachtungsstationen, vor allem in Europa, erfolgreich beobachtet. Die Abbildung 1 zeigt die korrigierte Vorhersage durch Bruno Sicardy zusammen mit einer erfolgreichen Beobachtung der Bedeckung an der Volkssternwarte München (Auswertung siehe [6]).
Insgesamt hat sich die Situation bei der Vorausberechnung von Sternbedeckungen durch Asteroiden und Planeten durch die um 1-2 Größenordnungen erhöhte Genauigkeit der Sternpositionen durch die Nutzung des Gaia-Kataloges erheblich verbessert. Der limitierende Faktor ist nun vielmehr die Ephemeridenunsicherheit der Asteroiden und Planeten (siehe auch [7]). Aber auch da wird Gaia in Zukunft eine deutliche Verbesserung bewirken.
Beispiel: Astrometrie Viele Beobachter nutzen das Programm Astrometrica von Herbert Raab für die (vorwiegend astrometrische) Reduktion von CCD-Beobachtungen. Erfreulicher-
1
Bedeckung des Sterns UCAC4 345-180315 durch Pluto am 19.07.2016. Verbesserte Vorhersage aufgrund der Vorabveröffentlichung der entsprechenden Gaia-Sternposition. Die überlagerte (und entsprechend der Auswertung real positionierte) Grafik von Pluto zeigt die Messung der Bedeckung an der Volkssternwarte München durch Bernd Gährken, Katrin und Peter Lindner. Grafik: Bruno Sicardy (Paris) und Bernd Gährken (Rheda-Wiedenbrück).
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weise hat der Programmautor bereits sehr schnell eine neue Programmversion zur Verfügung gestellt, welche den Gaia-Katalog unterstützt (ab Version 4.10.0.427, zurzeit noch eine Beta-Version). Neben dem bereits zur Astrometrie empfohlenen URAT1-Katalog kann damit nun auch der Gaia-DR1 zur Astrometrie eingesetzt werden. In der astrometrischen Praxis wird man i.A. keinen oder nur geringe Unterschiede feststellen, weil die übliche Beobachtungsgenauigkeit (der Objekte, aber auch der Referenzsterne) deutlich schlechter ist als die interne Genauigkeit der hier empfohlenen, modernen Sternkataloge. Es sei aber daran erinnert, dass Gaia-DR1 nur für rund 2 Millionen Sterne Eigenbewegungen enthält. Daher ist zumindest bei der Reduktion von älteren Aufnahmen (z.B. auch aus digitalisierten Plattenarchiven) Vorsicht geboten. Die Helligkeiten im Gaia-Katalog liegen im systemspezifischen G-Band vor. Inzwischen gibt es beim Beobachtungsformat des Minor Planet Centers (MPC) auch ein eigenes Flag für das fotometrische GaiaBand, das von Astrometrica auch unterstützt wird (,,G" in Spalte 71).
Schlussbemerkung Selbstverständlich beschränkt sich die Anwendung des Gaia-Kataloges nicht auf die hier vorgestellten Themen, ja nicht einmal auf die Astrometrie im Allgemeinen. Umfang, Genauigkeit und der ,,fundamentale" Aspekt der Daten werden neue und/oder revidierte Erkenntnisse in zahlreichen Gebieten der Astronomie und Astrophysik bis hin zur Fundamentalphysik (z.B. Allgemeine Relativitätstheorie) liefern. Die Liste der wissenschaftlichen Zielsetzungen und möglichen Anwendungen ist beeindruckend spannend und lang. Sie reicht von der umfangreichen Erforschung der Struktur, Bildung und Entwicklung unserer Milchstraße (der sechsdimensionalen Vermessung wie in [8] oder [9] sehr schön beschrieben) über die Erforschung von Asteroiden in unserem Sonnensystem bis hin zu extrasolaren Planetensystemen. Der interessierte Leser sei an dieser Stelle auf entsprechende Webseiten ([10], [11]) und Publikationen über die Gaia-Mission verwiesen.
Quellen- und Literaturhinweise: [1] http://cds.u-strasbg.fr/ [2] http://gaia.ari.uni-heidelberg.de/
index.html [3] http://1016243957.rsc.cdn77.org/
Gaia/ [4] www.iota-es.de/pluto-19072016.
html [5] www.cosmos.esa.int/web/gaia/news [6] www.astrode.de/pluto16a.htm [7] M. Kretlow, 2016: "On the Uncer-
tainty of Asteroidal Occultation Predictions in the (Pre-) Gaia Era", Vortrag ESOP 2016, http://astro. kretlow.de/?Publications [8] U. Bastian, 2013: ,,Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil 1.", Sterne und Weltraum, 5/2013 [9] U. Bastian, 2013: ,,Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil 2.", Sterne und Weltraum, 6/2013 [10] www.cosmos.esa.int/web/gaia/home [11] http://gaia.ari.uni-heidelberg.de/
Astrometrie mit Astrometrica
- Teil 3: Stacking mehrerer Einzelaufnahmen
von Carolin Liefke
Die Geschwindigkeit, mit der sich ein Asteroid oder Komet über den Himmel bewegt, begrenzt die für eine astrometrische Auswertung sinnvolle Belichtungszeit von Aufnahmen, denn der Asteroid sollte immer punktförmig abgebildet werden und nicht zu einem erkennbaren Strich langgezogen sein. Diese Anforderung ist keinesfalls nur der Bild-Ästhetik geschuldet, sondern ergibt sich vielmehr aus der Notwendigkeit, die Verteilung des Lichts auf unnötig viele Pixel und damit ein schlechteres Signal-zu-Rausch-Verhältnis zu vermeiden.
Typische Eigenbewegungen von Hauptgürtelasteroiden liegen im Bereich zwischen 0,1 und 0,8''/min, je nachdem, ob man sie um den Oppositionspunkt herum oder weitab davon beobachtet. Erdnahe Asteroiden können deutlich größere Geschwindigkeiten vom mehreren ''/min erreichen. Wie schnell sich diese Bewegung auf einer Aufnahme bemerkbar macht,
verrät einem der Abbildungsmaßstab, der sich aus der Brennweite des verwendeten Teleskops und der Pixelgröße der eingesetzten Kamera ergibt. Die Betrachtung ähnelt damit der Fragestellung, wie lang man Sternfelder mit Weitwinkelobjektiven gegebener Brennweite ohne Nachführung belichten kann, ohne dass es zu Strichspuren kommt. Auch die aktuellen Beobachtungsbedingungen fließen in eine entsprechende Abschätzung hinein, denn erst ab einer entsprechend großen Positionsänderung ist das Seeingscheibchen erkennbar nicht mehr rund.
Will man also verzerrte Abbildungen von Asteroiden oder der Koma eines Kometen vermeiden, ergeben sich für ein typisches Amateurgerät maximale Belichtungszeiten im Bereich von wenigen Minuten, was wiederum aber Einfluss auf die maximal erreichbare Grenzgröße der Aufnahmen hat. Oft will man aber gerade besonders schwache Asteroiden vermes-
sen - Neuentdeckungen werden heutzutage eigentlich nur noch mit weniger als 20 mag gemacht - oder aber besonders schnellen erdnahen Asteroiden nachspüren. Dies ist dann nur noch durch das Stacking von Einzelaufnahmen möglich, wobei auf das sich bewegende Objekt und nicht auf die Sterne im Bild gestackt wird. Letztere verziehen sich dementsprechend mit zunehmender Zeitabdeckung immer mehr zu Strichspuren.
Zwar können auch andere Programme wie DeepSkyStacker auf bewegte Objekte stacken, damit erstellte Summenbilder sind allerdings nicht mehr für astrometrische Messungen geeignet, da die Plattenlösung durch das Verziehen der Sterne und den Verlust der Metadaten erschwert wird. Stattdessen nutzt man dafür die Stacking-Prozedur ,,Track & Stack" innerhalb von Astrometrica, nach deren Aufrufen über das Menü zunächst die zu stackenden Bilder geladen
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stimmt analog zum Prozedere bei Einzel-
aufnahmen die Plattenlösung. Erst dann
werden die Bilder überlagert und das
Endergebnis angezeigt. Da das gesuch-
te Objekt im Gegensatz zu den Sternen
nicht zu Strichen verzogen sein sollte,
kann man es normalerweise beim Durch-
sehen des Bildes relativ leicht erkennen,
so denn die erforderliche Grenzhelligkeit
im Summenbild erreicht wurde. Manch-
1 Auswahlfenster zum Stacken entlang der berechneten Bahn eines in der Datenbank
mal werden zudem per Zufall weitere Objekte sichtbar, die sich mit ähnlichen
des Minor Planet Center bereits enthaltenen Objekts
Geschwindigkeiten bewegt haben. Im
gestackten Bild kann man Asteroiden
und Kometen nun wie gehabt vermessen:
werden. Im sich öffnenden Fenster wählt noch einmal illustriert. Für Objekte von Astrometrica berechnet die notwendigen
man über den ,,Add"-Knopf die entspre- der NEO Confirmation Page entnimmt Daten vollautomatisch. Im MPC-Report
chenden Dateien aus, wobei man im An- man die Zahlenwerte den Ephemeriden. wird dem Datum bei gestackten Aufnah-
schluss weitere Bilder, zum Beispiel aus
men ein K vorangestellt.
einem anderen Unterordner, hinzufügen Als Standardwert für den Stack-Modus
und die einzelnen Aufnahmen mithilfe ist ,,Add" eingestellt, die Einzelaufnah- Da für astrometrische Messungen ein
des ,,Preview"-Knopfs auf Nachführfeh- men werden dabei also einfach nur ad- Bild nicht ausreicht, teilt man die verfüg-
ler hin überprüfen kann, um gegebenen- diert. Alternativ können die Bilder auch baren Einzelaufnahmen zeitlich in min-
falls ungeeignete Bilder mit ,,Remove" gemittelt werden (,,Average") oder der destens zwei, bei ausreichender Grenz-
auszusortieren.
Median der Einzelaufnahmen erstellt größe besser drei Stapel auf, aus denen
werden. Diese beiden Modi ermöglichen man jeweils Summenbilder erstellt. Diese
Im nächsten Schritt wird die zeitliche es, Hot Pixel oder Störeffekte wie Satelli- wiederum können dann auch als Anima-
Verschiebung der Bilder für den Stack ten- und Flugzeugspuren zu eliminieren, tion dargestellt werden, was das Auffin-
festgelegt. Dabei kann man entweder im führen allerdings zu Abweichungen bei den sich bewegender Objekte noch mal
rechten Teil des Fensters die Geschwin- den ermittelten Helligkeiten. Für foto- vereinfacht.
digkeit (,,Speed") und die Bewegungs- metrische Messungen empfiehlt sich also
richtung (,,P.A." für Position Angle) ma- immer der Modus ,,Add".
nuell eingeben oder links die Daten eines
Weblink:
bekannten Objekts über das Minor Pla- Astrometrica richtet nun zunächst die [1] www.minorplanetcenter.net/iau/
net Center abrufen. Achtung: In das leere Bilder passend zueinander aus und be-
info/PackedDes.html
,,Object"-Feld bitte nichts eingeben, dies
hat keine Wirkung. Stattdessen klickt
man auf den kleinen Knopf rechts ne-
ben dem Feld. Es öffnet sich ein weiteres
Unterfenster, in dem man den Asteroiden
entweder aus der Liste der in der MP-
COrb enthaltenen Objekte auswählt (was
nur bei sehr kleinen Nummern überhaupt
sinnvoll ist) oder aber man durchsucht
die Datenbank über die beiden lee-
ren Felder und den Lupen-Knopf unter
,,Filters". Dabei ist das linke Feld für die
ausgeschriebene Form der vorläufigen
Bezeichnung oder der endgültigen Num-
mer gedacht, während man im rechten
Feld die kompakte Form eingeben kann,
die man aus dem MPC-Report kennt [1].
Man kann auch nach Teilen der jeweils
möglichen Bezeichnungen suchen und
anschließend das passende Objekt aus
der Liste auswählen. Bei korrekter Eingabe enthalten die Felder rechts nun die
2 Erst im Summenbild wird der schnelle NEO 2013 KN6, der mittlerweile die endgültige
für den Aufnahmezeitpunkt der Bilder
Nummer 471926 bekommen hat, als Punkt eindeutig sichtbar, während die Sterne zu
ermittelten Werte, wie in der Abbildung 1
Strichen werden.
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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 weiterbewegt 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.
Vor einem Jahr stellten wir hier eine Weitfeldaufnahme aus dem Jahr 2015
von Robin Hegenbarth vor, die den Zwergplaneten (136472) Makemake gemeinsam mit der Galaxie NGC 4725 und dem Quasar PG 1247+268 zeigte. Da sich der Zwergplanet auch 2016 noch in der Gegend der Galaxie aufhielt, schauten wir am 5. Mai 2016 in einem Planetariumsprogramm nach, ob das eventuell auch ein Motiv für meine lange Brennweite wäre. Makemake stand leider noch weit außerhalb meines Gesichtsfeldes, aber der Kleinplanet (164) Eva befand sich in dieser Nacht in der Nähe der Galaxie. Ich fand, ein Besuch der ersten biblischen Frau war Grund genug, eine
Serie dieser kosmischen Begegnung aufzunehmen [1], zumal ich schon seit dem Jahr 2015 Daten der Galaxie für eine Deep-Sky-Aufnahme sammelte.
NGC 4725 ist eine Balkenspirale vom Typ SAB(r)ab, die mit der außerhalb des Bildfeldes liegenden Galaxie NGC 4747 (nicht NGC 4712 rechts) in Wechselwirkung steht. Ein Spiralarm dominiert das Spiralmuster, der sich über eineinhalb Umläufe verfolgen lässt, er geht anschließend in einen schwachen Gezeitenschweif über [2]. Die Galaxie ist rund 42 Mio. Lichtjahre von uns entfernt und
1 NGC 4725 und (164) Eva, aufgenommen am 05.05.2016 von Stefan Heutz und Wolfgang Ries mit einem 18-zölligen Newton f/4,5 und
einer AL9-CCD-Kamera
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Tabelle 1: Ausgewählte, lohnende Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten im II. Quartal 2017
Datum
Uhrzeit
Kleinkörper
mag
Objekt
Art
01.04.2017 24:00 (2051) Chang
15,7
NGC 4731 Gx
27.04.2017 22:00 (112) Iphigenia
13,4
NGC 5088 Gx
01.05.2017 22:00 (130) Elektra
13,0
M 53
GC
24.05.2017 24:00 (799) Gudula / (10175) Aenona 13,7/15,9 M 107
GC
19.06.2017 24:00 (5118) Elnapoul
14,9
M 9
GC
20.06.2017 24:00 (346) Hermentaria
10,9
M 20
GN
mag 11,5 12,6 7,7 7,8 7,8 8,5
Abstand 6' 2' 9'
12'/9' 3' 2'
Abkürzungen: Gx = Galaxie, GC = Kugelsternhaufen, GN = Diffuser Nebel
mit 130.000 Lichtjahren Durchmesser etwas größer als unsere Milchstraße. Am Himmel findet man diese 10,1 mag helle Welteninsel im Sternbild Coma Berenices.
Im Bildfeld befindet sich noch die 12,5 mag helle Spirale NGC 4712. Sie befindet in einer Entfernung von ca. 190 Mio. Lichtjahren und damit weit hinter der großen Balkenspirale.
Der Hauptgürtelasteroid (164) Eva hinterließ zum Zeitpunkt der Aufnahme eine 14,6 mag helle Strichspur. Der ca. 105 km große Brocken war damals 418 Mio. km von der Erde entfernt. Ihre Rotationsperiode wurde mit 13 Stunden und 40 Minuten bestimmt und sie besitzt eine dunkle, kohlenstoffreiche Oberfläche mit einer Albedo von 0,055. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt der Asteroid vier Jahre und 99 Tage.
Am 12. Juli 1876 wurde (164) Eva von Paul-Pierre Henry entdeckt. Er war gemeinsam mit seinem Bruder MathieuProsper Henry ein erstaunliches Team, das alles gemeinsam machte. Paul und Prosper besuchten dieselbe Schule, machten beide eine Ausbildung als Optiker und arbeiteten gemeinsam als Astronomen im Pariser Observatorium. Jedem der beiden werden 7 Kleinplanetenentdeckungen zugeschrieben.
Bekannt wurden aber die Gebrüder Henry als Pioniere der Astrofotografie. Sie entwickelten und bauten Fotoobjektive und Fernrohre für die Astrofotografie, die es vorher nicht gab, vermaßen den Sternhimmel anhand der Aufnahmen, machten die ersten Fotografien von den
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Planeten und entdeckten fotografisch den Reflexionsnebel der Plejaden. Zu ihren Ehren gibt es einen Mondkrater Henry Frères (,,Gebrüder Henry") und ebenso den Kleinplaneten (1516) Henry. Auf dem Mars sind sie ebenfalls mit einem Krater vertreten [3].
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [4]. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des DeepSky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS bitten, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an ries@sternwarte-altschwendt. at. Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewähl-
ten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Weblinks und Literaturquellen: [1] https://dl.dropboxusercontent.
com/u/46045296/ngc4725_Eva.jpg [2] M. König, S. Binnewies, 2016:
Bildatlas der Galaxien, Kosmos Verlag [3] https://de.wikipedia.org/ [4] http://astrofotografie.hohmann-edv. de/aufnahmen/kosmische. begegnungen.php
Planeten
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Der mobile Planetenweg auf dem BTM 2016
von Alexander Geiss
Eine überregionale Astronomieveranstaltung wie das Bayerische TeleskopMeeting (BTM) lebt zwar von gutem Wetter, doch was macht man mit Besuchern, wenn der Blick auf den Himmel getrübt ist? Bei der Planung mit den Astronomiefreunden Ingolstadt und auf der Suche nach Alternativprogramm bei Schlechtwetter schlug ich diesen Planetenweg, den ich erstellen wollte, für ,,unser" BTM vor.
Mein Vorschlag wurde in unserer BTMTeam-Runde angenommen und auch der astronomie-freundliche Bürgermeister willigte ein, nachdem ich versicherte, bzgl. Engstellen oder Grundstücksbesitzern nicht für Unwillen zu sorgen.
1 Start der Planetenwegführung am Modell der Sonne (Foto: Peter Maier)
Die Größe der Sonne, die Größe des Merkur und die Entfernung bis Neptun waren die maßgeblichen Eckpunkte gewesen, die ein Konzept für den Planetenweg auf Basis von Holzpfosten absteckten. Das Sonnenmodell als größte Station sollte aber nicht durch seine Kosten die Idee in sich zusammenfallen lassen. Als ideal stellte sich ein Gymnastikball mit 75 cm Durchmesser heraus. Daraus ergab sich ein Merkurmodell mit 2,6 mm Durchmesser und eine Entfernung der Neptunstation von 2,4 km, was etwa einer halben Stunde Gehens entspricht. Diesen Maßstab von 1 zu 1.867 Millionen empfand ich als geeignet.
2
Teilnehmerin beim Prüfen des scheinbaren Durchmessers des Sonnenmodells (Foto: Mona Wischerhof f )
Anzeige
Aus Gründen der Einfachheit sollten die Planetenstationen durch Tafeln realisiert werden, aufgedruckt auf Papier und laminiert. Die Planeten selbst sollten durch Bilder in der entsprechenden Größe dargestellt werden. In Fall des Merkur war das also ein Durchmesser von 2,6 mm auf dem Papier.
Ein Gymnastikball in Gelb wurde gebraucht ersteigert. Wikipedia diente als Text- und Bildquelle. Nachdem ich die Dateien erstellt, die Blätter laminiert und alle weiteren Bestandteile beschafft hatte, musste noch eine Einschlaghilfe für
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Planeten
3 Die Tafeln des Planetenwegs nach der ersten Aufstellung (Foto: Alex Geiss)
den harten, steinigen Boden des Osterbergs besorgt werden.
Die Sonne wurde mit dem Kompressor aus dem Reifenpannensatz aufgeblasen und bei 75 cm Größe verstöpselt. Durch die Sonneneinstrahlung erwärmte sich die Luft im Ball und blähte ihn weiter auf. Also musste etwas Luft abgelassen werden.
Ausgehend von der Treppe des Zeltplatzes maß ich die Entfernung von 80,1 m zwischen Erde und Sonne ab, damit später die Sonne in gerader Linie so zu sehen war. Die Positionierung der Sonne geschah mit vier 15-mm-Betonstahlstangen, die sich im knochentrockenen, steinigen Erdboden nicht verbiegen konnten. Für den Pfosten der Starttafel des Planetenweges bewährten sich der 5-kg-Schlägel und
Sonne
Neuer FachgruppenRedakteur Sonne
Liebe Leserinnen und Leser,
als neuer Fachgruppen-Redakteur der FG Sonne möchte ich mich kurz vorstellen.
Ich bin 49 Jahre alt, verheiratet, und habe zwei Kinder. Das Weltall fasziniert mich schon seit meiner Jugend. Nach dem Erwerb eines Sonnenfilters für meinen selbstgebauten 50-mm-Refraktor begannen 1988 meine regelmäßigen Sonnenbeobachtungen, zunächst im Arbeitskreis Sonne (AKS), dann im Relativzahlnetz der Fachgruppe Sonne. Seit 1990 ist die VdS meine astronomische Heimat. Von 1995 bis 2005 leitete ich zusammen mit Andreas Bulling das SONNE-Netz, wurde Autor oder Co-Autor zahlreicher Veröffentlichungen der FG Sonne. Da mir das Schreiben und die Mitarbeit an einer Zeitschrift großen Spaß machen, habe ich mich entschlossen, die Aufgabe des Fachgruppen-Redakteurs zu übernehmen. Als begeisterten Leser des Journals für Astronomie freut es mich, jetzt daran mitarbeiten zu dürfen.
An dieser Stelle ein großes Dankeschön an Martin Hörenz für die in den vergangenen Jahren geleistete hervorragende Arbeit als Fachgruppen-Redakteur! Jetzt freue ich mich auf Ihre Beiträge zum Thema Sonne!
Ihr Andreas Zunker
ein schweres 50-mm-Stahlprofil, welches ich in den harten Boden einschlug, um die Löcher vorzubereiten. Stück für Stück wuchs das innere Sonnensystem mit Maßband, Schlägel und Stahlprofil. Für die weiteren Planeten verwendete ich außerdem den Tageskilometerzähler meines Fahrzeugs. Das Stahlprofil alterte sichtlich unter Benutzung und die starken Schläge führten deutlich zur Erhitzung - wie passend bei der Planetenwegentstehung!
Als dann endlich der Zeitpunkt für die angekündigte Führung gekommen war, freute ich mich über das rege Interesse auf dem BTM: Fast 20 Personen hatten sich eingefunden (Abb. 1).
Auf die Darstellung des Merkur musste ich ausdrücklich hinweisen, denn im Vergleich zur Sonne war er auf seiner Tafel beinahe nicht sichtbar. Bei Venus machte ich darauf aufmerksam, dass bei ihrem Umlauf um die Sonne ihre Phasen ähnlich der des Mondes sichtbar werden, sondern auch die Größe, in der sie uns erscheint, merklich variiert. Bei der Erde angekommen wurde die Maßstäblichkeit des Planetenwegs vorstellbar, denn die Sonne erschien nun so groß wie der Mond am Himmel (Abb. 2).
Es zeigte sich, dass ich, um eine Dauer von zwei Stunden für die Führung nicht zu überschreiten, bereits nach kurzer Erklärung an den Tafeln die Fragen zum Planeten auf dem Weg zur nächsten Station beantworten musste. Und so konnte ich abschließend noch auf die Abschlusstafel eingehen, denn die enthielt neben der Erklärung, warum (134340) Pluto der Planetenstatus aberkannt worden war, noch die Entfernungsangabe zum nächstgelegenen Stern, der gerade noch auf der Erde Platz gefunden hätte.
Dass das innere Sonnensystem auf das Gelände des BTM passte, war Zufall. Aber die Größe des gesamten Planetenwegs erschreckte manche Hobbyastronomen und Tagesbesucher ein wenig. Genau das soll aber doch passieren, wenn man sich klar wird über die Größe unserer Heimat im Universum - man darf schon nachdenklich werden. Immerhin ist in einem solchen Maßstab die Erde kaum größer als eine Erbse ...
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Sternbedeckungen
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Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. + 3. Quartal 2017
von Eberhard Riedel
Die vier spektakulärsten streifenden Bedeckungen von Sternen durch den Mond im 2. und beginnenden 3. Quartal dieses Jahres sind im Folgenden dargestellt. Bis auf das letzte Ereignis zieht der Mond immer mit seinem Südrand am Stern vorbei. Die nebenstehende Landkarte zeigt alle Grenzlinien dieser Ereignisse quer über Deutschland, die der mittlere Mondrand während des Vorbeizuges am Stern beschreibt. Von jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum richtigen Zeitpunkt das oft mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns bereits in einem kleinen bis mittleren Fernrohr zu verfolgen. Alle Streifungen finden am unbeleuchteten Mondrand, teilweise aber in der Nähe des hellen Mondterminators statt und sind daher nicht immer leicht zu beobachten.
Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters, die vom Chemnitzer Sternfreund Dietmar Büttner in ein dichtes Netz von librationsabhängigen Profilwerten umgerechnet wurden.
Um streifende Sternbedeckungen erfolgreich beobachten zu können, werden eine ganze Reihe präziser Informationen benötigt. Die europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ES) stellt diese Daten zur Verfügung. Kernstück ist die Software ,,GRAZPREP" des Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte Auflistung aller interessanten Ereignisse als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen liefert. Darüber hinaus kann von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien automatisch in eine Google-Earth-
Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). Zusätzlich benötigte Vorhersagedateien sind direkt vom Autor (e_riedel@msn. com) oder über die IOTA/ES (www.iotaes.de) zu beziehen. Weiterführende Informationen, z.B. über die Meldung der Bedeckungszeiten, sind dort ebenfalls erhältlich. Die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen informiert ferner über Beobachtungs- und Aufzeichnungstechniken dieser eindrucksvollen Ereignisse.
Comic VdS-Journal Nr. 61
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Sternbedeckungen
Ereignis 1: 20.04.2017
Am 20. April zieht gegen 04:45 Uhr MESZ der noch knapp zur Hälfte beleuchtete abnehmende Mond am 7,0 mag hellen Stern SAO 163798 vorbei. Trotz der geringen Helligkeit des Sterns ist dieses Ereignis wegen des großen Abstandes zu den beleuchteten Mondstrukturen auch in einem kleinen Fernrohr einfach zu verfolgen. Das Ereignis beginnt bei geringer Horizonthöhe in Ostfriesland, ist aber spätestens auf einer Länge von 10 Grad bei Celle genügend horizontfern. Die Streifungslinie verläuft weiter nach Osten nahe an Magdeburg und Cottbus vorbei.
Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 10 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den Mondrand weitab von Terminator berührt, so dass die Mondhelligkeit bei diesem Ereignis nicht stören wird.
Die Abbildung 1b zeigt eine stärkere Vergrößerung der engsten Annäherung zwischen Mond und Stern auf 10 Grad Ost auf der für das mittlere Mondrandniveau vorausberechneten Streifungslinie (N 52 Grad 36' 55''). In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in 12-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Tatsächlich können von dieser Position zwischen 04:45:40 und 04:48:50 Uhr MESZ mindestens 8 Kontakte verfolgt werden (s. Inset oben).
Einen Anhalt über die Verlagerung der scheinbaren Sternbahn, wenn man die in der Grafik angegebene geografische Breite verlässt, geben die roten Begrenzungslinien. Diese zeigen in der Abbildung 1b einen Abstand von der Grenzlinie von +- 5 km, welcher senkrecht zur Grenzlinie angetragen wird. Hierdurch ist erkennbar, wie unterschiedlich die zu erwartenden Kontaktzeiten innerhalb dieses Streifens sein können.
VdS-Journal Nr. 61
1a Die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie) bei Beobachtung genau
von der vorhergesagten Grenzlinie, unverzerrte Darstellung
1b Streifungssituation von SAO 163798, Beobachtung genau von der Grenzlinie mit
12-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 5 km
1c Streifungssituation von SAO 163798, Beobachtung genau von der Grenzlinie mit
12-facher Mondhöhendehnung, Vergrößerung von Abb. 1b, rote Begrenzungslinien bei +- 1 km
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Die Abbildung 1c ist eine weitere Vergrößerung der Abbildung 1b, die zeigt, dass 4 Kontakte in sehr kurzer Abfolge innerhalb von nur knapp 2 Sekunden passieren. Ähnliche Ereignisse können aber auch zu anderen Zeiten vorkommen. Die roten Grenzlinien deuten hier den Versatz der scheinbaren Sternbahn bei einer Veränderung des Beobachtungsstandortes von +- 1 km an. Die weiß gepunktete Linie ist die mittlere Höhe des Mondprofils.
SAO 163798 ist nicht als Doppelstern bekannt, weshalb sein Verschwinden am Mondrand jeweils schlagartig erfolgen müsste. Nicht selten wurden jedoch bei Sternbedeckungen durch den Mond enge Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wäre dann ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.
Ereignis 2: 11.06.2017
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2 Die scheinbare Sternbahn von 21 Sagittarii bei 98 % beleuchtetem Mond,
12-fache Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
Eine streifende Sternbedeckung praktisch bei Vollmond zu beobachten ist auch dann eine Herausforderung, wenn der Stern (wie hier 21 Sagittarii) eine Helligkeit von 4,9 mag. hat. In den frühen Morgenstunden des 11. Juni sollte man dennoch einen Versuch wagen. Videoaufzeichnungen versagen hier aber wegen der enormen Mondhelligkeit vollends, während man mit dem Auge am Okular eine gute Chance hat.
Der südliche Rand des Mondschattens läuft von Cuxhaven kommend über Hamburg durch Mecklenburg-Vorpommern und Brandenburg. Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2 zeigt die Situation bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost und verdeutlicht geometrisch die Nähe des Terminators bei dem gegebenen Beleuchtungsgrad von 98 %. Auf der vorausberechneten Zentrallinie werden jedoch keine Kontakte zu sehen sein. Die Grafik zeigt, dass die Mondoberfläche an dieser Stelle weit unterhalb des mittleren Mondniveaus (weiß gepunktete Linie) liegt, weshalb sehr weit nach Norden ausgewichen werden muss. Die scheinbare Sternbahn ist hier für einen Abstand von 10.300 Metern nördlich der mittleren Streifungslinie dargestellt und lässt bei dieser Position zwischen 02:04 und 02:06 Uhr MESZ mehrere Kontakte erwarten.
21 Sagitarii ist ein weiter Doppelstern, weshalb das Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns nicht vollkommen schlagartig erfolgen wird.
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Sternbedeckungen
Ereignis 3: 03.07.2017
Diese Streifung ist in der Nacht vom 2. auf den 3. Juli kurz nach Mitternacht bei einem nur zu 68 % beleuchteten zunehmenden Mond und genügendem Abstand zum Terminator relativ einfach zu beobachten (s. Abb. 3a). Der bedeckte Stern 94 Virginis hat zudem eine Helligkeit von 6,5 mag. Beginnend in Straßburg läuft die Schattengrenze des Mondes vorbei an den Städten Ulm, Augsburg, Landshut und Passau quer durch Süddeutschland. Jedoch muss man sich auch bei diesem Ereignis von der vorausberechneten mittleren Streifungslinie nach Norden entfernen, um nicht nur zwei, sondern mehrere Kontakte des Mondrandes mit dem Stern sehen zu können.
3a Die scheinbare Sternbahn von 94 Virgnis bei Beobachtung genau von der vorher-
gesagten Grenzlinie, unverzerrte Darstellung
Die Abbildung 3b zeigt bei 12-facher
Dehnung der Profilhöhen die Strei-
fungssituation bei einer Beobachtung
5,5 km nördlich von der berechneten
Grenzlinie bei 10 Grad östlicher Länge, von
wo entlang der blauweiß gestrichelten
scheinbaren Sternbahn zwischen ca.
00:53:50 und 00:56:20 Uhr MESZ min-
destens viermal das Verschwinden und
Wiederauftauchen des Sterns zu sehen
sein dürfte. Die roten Begrenzungslinien sind ebenfalls für +- 5,5 km am Erd-
boden dargestellt, weshalb die südliche
Linie den mittleren Mondrand (weiß gepunktete Linie) genau tangiert.
3b Die scheinbare Sternbahn von 94 Virgnis bei Beobachtung ca. 5,5 km nördlich der
Grenzlinie, 12-fache Mondhöhendehnung; rote Begrenzungslinien bei +- 5,5 km
Die Grafik ist, wie alle anderen, für
Meereshöhe gerechnet. Bei deutlich hö-
her gelegenen Beobachtungsstationen
muss deren Höhe ebenfalls in die Be-
rechnung einbezogen werden, um eine
genügend genaue Vorhersage zu erhal-
ten (zur Software s. Einführungstext).
Ereignis 4: 16.08.2017
Diese Streifung ist am Morgen des 16. August nur in Norddeutschland zu sehen, wobei nur ein kleiner Abschnitt Ostfrieslands sowie das nördliche Schleswig-Holstein von St. Peter-
Ording bis Flensburg in den Genuss kommen. Der dunkle Nordrand des nur zu 37 % beleuchteten abnehmenden Mondes zieht am 6,6 mag hellen Stern 70 Tauri entlang.
Die Abbildung 4 zeigt eine 12-fache Überhöhung des Mondprofils und verrät, dass bei einer Beobachtung genau auf der berechneten Zentrallinie, hier auf einer Länge von 9 Grad Ost, keinerlei
VdS-Journal Nr. 61
Veränderliche
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Kontakte stattfinden. Die eingezeichnete scheinbare Sternbahn gilt vielmehr für eine Beobachtungsposition ca. 1,6 km südlich der Zentrallinie. Hier sind zwischen 04:05:54 und 04:06:32 Uhr MESZ mindestens 8 Kontakte zu verfolgen. Da die roten Begrenzungslinien ebenfalls in einem Abstand von 1,6 km eingezeichnet sind, wird erkennbar, dass es Sinn macht, weitere 1,6 km nach Süden auszuweichen: Hier ist dann die untere rote Linie die scheinbare Sternbahn, die um 04:05, aber auch um 04:07 Uhr MESZ eine Vielzahl von Kontakten am dort parallel zur Mondbewegung verlaufenden Oberflächenprofil erwarten lässt.
4 Die scheinbare Sternbahn von 70 Tauri bei Beobachtung ca.
1,6 km südlich der Grenzlinie, 12-fache Mondhöhendehnung; rote Begrenzungslinien bei +- 1,6 km
Delta Scorpii ( Sco) -
ein Be-Stern im Helligkeitsausbruch
von Wolfgang Vollmann
Die normalen B-Hauptreihensterne sind Sterne ähnlich der Sonne und verschmelzen im Kern Wasserstoff zu Helium. Sie sind aber viel massereicher als die Sonne und daher sehr selten. Durch ihre große Leuchtkraft können sie aus großer Entfernung gesehen werden und sind daher unter den mit freiem Auge am Himmel sichtbaren Sternen zahlreich vertreten. Wenn im Spektrum Emissionslinien einer den Stern umgebenden Gasscheibe beobachtet werden, spricht man von BeSternen.
Einige helle Be-Sterne verändern ihre Helligkeit deutlich für das freie Auge. So wurde Gamma Cassiopeiae ( Cas) mit einer Helligkeit zwischen 1,6 und 3,0 Größenklassen beobachtet (siehe AAVSOSeite zu Cas [1]).
Ein besonderer Stern ist auch der mittlere Stern im Kopf des Skorpions, Delta Scorpii ( Sco). Bis zum Jahr 2000 war er ,,nur" 2,3 mag hell. Seither wurde der Stern bis zu doppelt so hell und leuchte-
1
Delta Scorpii ( Sco) und der Kopf des Sternbilds Skorpion mit Mars und Saturn am 4. August 2016
VdS-Journal Nr. 61
94
Veränderliche
2 Lichtkurve von Delta Scorpii in den Jahren 2010 bis 2016, beobachtet mit der Digitalkamera. Jeder Messpunkt ist der Mittelwert aus
10 Einzelfotos. Die blaue Linie zeigt die bisher erreichte Maximalhelligkeit des Sterns in den Jahren 2003/2004. Die rote Linie zeigt die Sternhelligkeit vor dem Helligkeitsanstieg im Jahr 2000. Die beobachteten Helligkeitsänderungen in den sieben Jahren sind gering, zwischen 1,7 und 2,0 mag.
te mit bis zu 1,6 Größenklassen. Im Jahr 2016 konnte ich den Stern mit einer Helligkeit um die 1,7 mag mit der Digitalkamera beobachten und messen. Näheres zu Sco siehe die AAVSO-Seite zu Sco [2] bzw. die Seite von Jim Kaler [3].
Zur Beobachtungstechnik siehe die Seite Gamma Cassiopeiae - Helligkeitsmessungen mit der Digitalkamera [4] bzw. den Beitrag im BAV-Rundbrief 1/2012 [5]. Delta Scorpii ist natürlich schwieriger zu beobachten als Gamma Cassiopeiae. In Wien kulminiert der Stern in nur 19 Grad Höhe und damit sehen wir durch die dreifache Luftmasse gegenüber den Sternen im Zenit. Dabei ist auch die unterschiedliche Extinktion des Sternlichts des Veränderlichen und der Vergleichssterne (differentielle Extinktion) bei der Auswertung zu berücksichtigen. Dadurch wird die Messgenauigkeit deutlich herabgesetzt und eine Messung (Mittelwert aus 10 Einzelfotos) ist nur auf etwa 0,040,05 mag genau. Die von mir benutzten Vergleichssterne Beta, Pi, Sigma und Tau Scorpii sind auf dem Foto markiert. Delta Scorpii ist in Mitteleuropa etwa von Februar bis Juli jeweils für ein halbes Jahr beobachtbar.
Literatur und Weblinks: [1] AAVSO-Seite zu Gamma Cas:
www.aavso.org/vsots_gammacas [2] AAVSO-Seite zu Sco:
www.aavso.org/vsots_delsco [3] Seite von J. Kaler zu Sco:
http://stars.astro.illinois.edu/sow/ dschubba.html [4] W. Vollmann: ,,Gamma Cassiopeiae - Helligkeitsmessungen mit der
Digitalkamera", http://members. aon.at/wolfgang.vollmann/var_ digital/gamma_cas_photometrie.htm [5] E. Pollmann, W. Vollmann, F. Puskas, 2012: ,,H-Emission and V-Korrelationen als Sonden von Be-Sternscheiben", BAV Rundbrief 1/2012, S. 20
BAV-VeränderlichenbeobachterTreffen in Hartha 2017
In diesem Jahr treffen sich die Veränderlichenbeobachter und Interessierte am 19. und 20. Mai auf der Bruno-H.-Bürgel-Sternwarte in Hartha/Sachsen. Zu diesem schon traditionellen Treffen laden wir herzlich ein.
Am Freitag beginnen wir mit Vorführungen und Diskussionen im Hotel Flemmingener Hof. Samstags findet die Tagung auf der Sternwarte Hartha statt, Schwerpunkt wird Spektroskopie an Veränderlichen sein. Natürlich gibt es weitere Vorträge zum Thema Veränderliche, für jeden Geschmack ist etwas dabei. Informationen und Anmeldung unter www.bav-astro.eu
Dietmar Bannuscher
VdS-Journal Nr. 61
VdS-Nachrichten
95
Neues aus dem Vorstand
von Sven Melchert
Die erste Vorstandssitzung in diesem Jahr hat am 14. Januar in der Geschäftsstelle in Heppenheim stattgefunden. Wir berichten nachfolgend über wichtige Themen:
Termine der Astronomietage 2018 und 2019 Für den Astronomietag 2018 wurde bereits der 27. Juli ins Auge gefasst und im VdS-Journal publiziert. An diesem Tag findet sowohl die Perihelopposition von Mars als auch eine totale Mondfinsternis statt. Nach der Neugründung der Fachgruppe ,,Astronomische Vereinigungen" konnte der Termin noch einmal aus Sicht der Veranstalter diskutiert werden und es wurden zahlreiche gute Argumente gegen den Astronomietag im Sommer angeführt: viele potenzielle Besucher sind in Urlaub, es wird erst sehr spät dunkel (im Norden überhaupt nicht mehr richtig) und Mars, der ,,Star" der Nacht, steht bedenklich tief am Himmel.
Dank dieser Hinweise konnte der Termin 2018 frühzeitig geändert werden: der Astronomietag wird am gewohnten letzten Samstag vor der Umstellung auf
die Sommerzeit stattfinden, das ist der 24. März 2018. Und für die ,,Show" am 27. Juli rührt die VdS separat die Werbetrommel.
Auch im Jahr 2019 plant die VdS einen Termin Ende März: am 30. März 2019 findet zudem die internationale ,,Earth hour" statt - eine Stunde soll dann das Licht gelöscht werden, das tut dem Blick in die Sterne sicher gut. Ab dem Jahr 2020 bietet es sich an, dem Lauf der Planeten in die Herbstmonate zu folgen; das bedarf aber noch weiterer Diskussionen in der Fachgruppe Astronomische Vereinigungen.
Forum für Sternfreunde Auf das neue Diskussionsforum im Internet unter forum.sternfreunde.de haben wir in diesem Heft bereits auf Seite 4 hingewiesen. Das ist ein großer, wenn auch später Schritt für die VdS, der dank der Unterstützung durch die Computerexperten der Fachgruppe Spektroskopie für unsere Mitglieder umgesetzt werden konnte. Dort findet sich auch eine Rubrik für die neu gegründete Fachgruppe ,,Astronomische Vereinigungen".
VdS-Tagung und Mitgliederversammlung 2017 Noch ist ein gutes halbes Jahr Zeit, doch zur frühzeitigen Planung möchten wir bereits jetzt auf die diesjährige VdSTagung und Mitgliederversammlung hinweisen. Sie findet am Samstag, den 21. Oktober, im ,,Haus der Astronomie" in Heidelberg statt. Am Sonntag werden Führungen im benachbarten MaxPlanck-Institut für Astronomie und der Landessternwarte angeboten.
Pressemitteilungen Jahrelang wurde die Presse von Jost Jahn zuverlässig mit Infos zu astronomischen Ereignissen versorgt. Dafür herzlichen Dank an den Kollegen in Norddeutschland! In Zukunft wird Carolin Liefke die einschlägigen Verteiler füttern und auch auf Twitter unter @astronomietag über den Astronomietag berichten.
Die nächsten Vorstandssitzungen sind für den 29. April, 8. Juli und 20. Oktober terminiert. Anliegen der Mitglieder nimmt die Geschäftsstelle gern entgegen.
In Memoriam 2016
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
PLZ Ort
10014 10028 10327
10376 10813
12038 12137 12346
12481 12778 12799 13320 13406 13417 14029
Dipl.-Kfm. Roth Günter Dietmar
Krüger
Heinz
Ganser
Hilmar
Pachali Dr. Schmadel
Heinz Lutz D.
Kruse Bauer Dir. Mair
Otto Wilhelm Karl
Dipl.-Ing. Brust Reichenbach Reinartz Farago Goessling Riederer Rösener
Claus Martin Manfred Otto Hermann Engelbert Dieter
82057 Icking/Isartal 31515 Wunstorf
TNAKHONRATCHA SIMA30130
12053 Berlin
69168 WieslochBaiertal
25337 Elmshorn 90475 Nürnberg
A 6380 ST. JOHANN/ TIROL
52152 Simmerath 85232 Bergkirchen 97877 Wertheim 70565 Stuttgart 32139 Spenge 93053 Regensburg 44651 Herne
Mitgl.-Nr. Name
14103 14351 14601 14945 15100 15349 15386
Schott Haverkamp Drechsler Gaysert Seigis Birkmaier Gabel
15672 15699 16453 17815
Siegert Stirba Arndt Schneider
17892
18382 20194
Dr. rer. nat. Woysch
Dahlhoff Späder
Vorname
Gerd-Lutz Peter Bernhard Gerhard Wolfgang Martin Alfons
Peter Alois Daniel Bernhard
Gunter
Helmut Norbert
PLZ
46485 38704 97845 73728 65934 86161 55270
44357 91058 39114 67677
70435
Ort
Wesel Liebenburg Neustadt a.M. Esslingen Frankfurt Augsburg KleinWinternheim Dortmund Erlangen Magdeburg EnkenbachAlsenborn
Stuttgart
59071 Hamm 88097 Eriskirch
VdS-Journal Nr. 61
96
VdS-Nachrichten
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu der jetzt 20-jährigen, 30-jährigen, 40-jährigen, 50-jährigen und 60-jährigen Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue!
Ehrenmitglied
18535 Plötz Hildegard
85540 Haar
40-jähriges Jubiläum
12689 12699 12703 12705 12714 12716 12723 12739 12744
12751
Grasmeier
Norbert
Dr. Grond
Wolfgang
Schramm
Peter
Hempel
Rolf
Dipl.-Kfm. Braune Werner
Schumacher
Wilfried
Gutsche
Joachim
Switala
Karl-Horst
Dr. Lütkenhöner Bernd
Bayerische VSTW Neumarkt i. d. Opf.e.V. Hans-Werner Neumann; 1. Vorsitz.
42117 95326 96450 53567 10825 51545 91052 42897 48308
92318
Wuppertal Kulmbach Coburg Buchholz Berlin Waldbröl Erlangen Remscheid Senden
Neumarkt/Opf.
50-jähriges Jubiläum
11443 11446 11459 11463 11475 11478 11480 11482 11492
Mann
Karl-Friedrich
Dr. Hövel Woldemar-Thomas
Dorst
Friedhelm
Dr. Thiel
Jürgen
Ackermann Willi
Wilhelm-Foerster-Sternwarte e.V.
Wiese
Willi
Kuban
Rainer
Dr. Nickel Otmar
97084 82487 58452 55131 36205 12169 94065 52134 55129
Würzburg Oberammergau Witten Mainz Sontra Berlin Waldkirchen Herzogenrath Mainz
12756 Hartmann 12762 Dr. Sommerfeld 12767 Deschan 12770 Bürk 12773 Hasubick 12780 Dr. Fritz 12785 Dr. Schambeck 12786 Dr. Brüggemann
Wolf-Peter
93053 Regensburg
Walter
56337 Eitelborn
Helmut
93049 Regensburg
Franz
77704 Oberkirch-Haslach
Werner
86807 Buchloe
Klaus-Dieter 51375 Leverkusen
Christian
80689 München
Ricardo Catasus y 79595 Rümmingen
30-jähriges Jubiläum
13926 13927 13928 13936 13937 13940 13948 13955 13956 13958 13960 13961 13962 13970 13971
Scherwallinger
Andreas
Girrbach
Dieter
ASTRO-VERSAND F. W. Nickel
Galla
Thomas
Dipl.-Ing. Meyerhoff Wilhelm
Dipl.-Betriebswirtin Otto Silvia
Schneider
Klaus
Dr. Jüttner
Andreas
Dr. Krieg
Jürgen
Dr. Goldan
Hans-Jürgen
Neuer
Martin
Breite
Michael
Sternwarte Hofheim c/o Filziger Olaf
Dipl.-Ing. Scheerle
Gerhard
Arbgem. VSTW Schriesheim e.V.
Anastasakis
Georgios
A 4910 71139 72145 25524 28309 67165 47443 68199 76337 30655 89362 41812 65719 73760
RIED Ehningen Hirrlingen Itzehoe Bremen Waldsee Moers Mannheim Waldbronn Hannover Schnuttenbach Erkelenz-Katzem Hofheim Ostfildern
69207 Sandhausen
13973 13974 13988 13992 13993 13994 14006 14008 14013 14027 14034 14036 14037 14039 14043 14095
Lamprecht Dr. Bredner Dipl.-Ing. Bonne Wilms Dipl.-Ing. Hoefer Dipl.-Chem. Payer Klein Kuhn Bußjäger Dipl.-Phys. Quetz Weber Haalboom Friedlhuber Stolzenburg Melchert Dipl.-Ing. Ott
Jürgen Eberhard Andreas Peter Hubert Andreas Johannes Siegfried Gerhard Axel M. Hans Gerhard Thomas Toni Alexander Sven Manfred
90411 59229 87437 21037 73430 13347 45721 33378 07819 69181 84056 75433 83342 45134 70176 53125
Nürnberg Ahlen-Dolberg Kempten Hamburg Aalen Berlin Haltern Rheda-Wiedenbrück Pillingsdorf Leimen Rottenburg/Laaber Maulbronn Tacherting Essen Stuttgart Bonn
20-jähriges Jubiläum
14052 15423 16337 16338 16339 16353 16368 16369 16372 16373 16374 16375 16376 16377 16385 16389 16390 16395
Dr.-Ing. Rensink Dipl.-Ing. Hettlich Geupel Franzen Braun Gnirke Ufferhusloh Rump Dipl.-Ing. Busack Klemt Barlovic Dipl.-Ing. Trautmann Bender Krüger Höhle Dir. Schwartz Dierks Krämer
Dirk Peter Horst Helmut Roland Rainer Dierk Holger Hans-Jürgen Bernd Ingo Frank David Jürgen Wolfgang Wolfgang Joachim Peter
55130 04109 72762 71093 88299 28357 26789 22885 23560 51491 82279 27419 06868 91058 76337 67433 29683 44803
Mainz Leipzig Reutlingen Weil i. Schönbuch Leutkirch Bremen Leer Barsbüttel Lübeck Overath Eching Vierden Coswig (Anhalt) Erlangen Waldbronn Neustadt/Weinstr. Fallingbostel Bochum
16396 16401 16404 16409 16413 16414 16418 16419 16423 16426 16427
16430 16434 16435 16436 16439
Christ
Manfred
85356
Dipl.-Kfm. Viere Hans-Peter
49577
Wischnewski
Markus
31832
Koll
Rainer
33739
Völkel
Klaus
56237
Böttcher
Peter
44651
Faßnacht
Fabian
76131
Busche
Christoph
37671
Fendt
E. Michael
82386
Schulten
Reinhard
72760
Städtisches Gymnasium Hückelhoven
c/o Birgit Fluhr-Leithoff
41836
StR. Wenzel
Christfried
09623
Dr. Giesen
Jürgen
59514
Mannoff
Rainer
76139
Slowik
Wolfgang
31137
Fettkenheuer
Eckhard
13467
Freising Kettenkamp Springe Bielefeld Sessenbach Herne Karlsruhe Höxter Huglfing Reutlingen
Hückelhoven Frauenstein Welver Karlsruhe Hildesheim Berlin
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VdS-Nachrichten
97
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr.
20746 20763 20769 20783 20784 20785 20786 20787 20788 20789 20790 20791 20795 20799 20800 20801 20803 20804 20805 20806 20807 20808 20809 20810 20811 20812 20815 20817 20818
Name
Vorname
Astronomie Heidenheim e. V.
Kath
Stefan
Dr. Kainz
Bernhard
Rausch
Christan
Kernberger
Joachim
Busch
Stephan
Brinker
Uwe
Bringezu
Werner
Bessas
Thomas
Meyjohann
Jens
Loos
Karl-Heinz
Seifert
Paul
Gilein
Guus Daniël
Reck
Andreas
Zeh-Marschke
Andreas
Zeitler
Volker
Sauer-Sperling
Goahard
Eckhoff
Dirk
Thom
Volker
Giesler
Hajo
Braasch
Uwe
Elsner
Klaus
Lorenz
Michael
Preuß
Rainer
Kirsch
Hans-Joachim
Wirsching
Jochen
Globschütz
Markus
Dr. Möhl
Manfred
Schröder
Joachim
PLZ
Emil-Nolde-Str. 6 Widerholtplatz 4 Xwetigny-Str. 18 Richard-Huber-Str. 15 Vor der Schlepphorst 3 Heusweilerstraße 3 a Oberkirschweg 8 Nordring 3 Wendlershofer Weg 4 Leonardskamp 36 Valleystraße 44 Saporta Str. 1/I Noteboomstraat 39 Eckeystraße 19 Taubenring 16 b Riedgrasweg 75 Kreuzweg 10 Kroemer Drup 33 Vorbeckstraße 26 a Campurger Str. 181 j Finkenstraße 6 Blankeneser Landstraße 29 A Cöthner Str. 44 Osterbebke 26 Markt 3 Nikolaus-Lenau-Str. 20 Am Pfennigsberg 25 Auf dem Kämpchen 16 b Unterhof 13
Ort
89520 73230 77886 85221 33397 66557 59494 34246 95176 49191 81371 80637 NL 2202 59077 76344 70599 82319 27389 23554 99510 42659 22587 04155 31840 18356 71364 21614 58093 74653
Heidenheim Kirchheim Lauf Dachau Rietberg Illingen-Uchtelfangen Soest Vellmar Konradsreuth Belm München München RN NOORDWIJK Hamm Eggenstein-Leopoldshafen Stuttgart Starnberg-Perching Helvesiek Lübeck Apolda Solingen Hamburg Leipzig Hessisch Oldendorf Barth Winnenden Buxtehude Hagen Künzelsau-Unterhof
Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e.V.
von Thomas Keßler, VdS-Schatzmeister
Im Jahr 2016 erhielt unsere Vereinigung wieder zahlreiche Spenden von Mitgliedern. Der Vorstand bedankt sich bei allen Spendern ganz herzlich, auch bei den vielen ungenannten Mitgliedern, die bei der Überweisung der Jahresrechnung den Betrag aufrundeten. Insgesamt erhielt die VdS Spenden in Höhe von 1.813,72 EUR, die teilweise zweckgebunden für bestimmte Projekte verwendet werden. Vielen Dank für Ihre Unterstützung.
Mitgl. Nr. Name
11324 Dr. Fuchs 12451 Dipl.-Phys. Quester 12540 Fehlmann 12980 Dr. Hambsch 13211 Hosters 13448 Stück 13887 Rendelmann 13921 Küppers 14604 Jonscher 15127 Quaas 15274 Schmidbauer
Vorname
Rainer Wolfgang Wolfgang Franz-Josef Peter Günter Holger Stephan Peter Eberhard Georg
Mitgl. Nr. Name
15943 Dipl.-Ing. Kower 15982 Dr. Schumann 16851 Brenner 16973 Polle 17898 Dipl.-W. Spindler 17994 Henze 18137 Dr. Früh 18175 Reim 18860 Dr. Bork 19259 Seybold 19677 Straußberger
Vorname
Karl-Heinz Jörg Frank Joachim Rolf Werner Dietmar Thomas Jens Peter Eckart Klaus
Mitgl. Nr. Name
Vorname
20243 Sternfreunde Dieterskirchen e.V.
20308 Braun
Mathias
20468 Ritter
Rainer
20663 Schulze
Joachim
VdS-Journal Nr. 61
98
VdS-Nachrichten
Nachruf zum Tod von Günter D. Roth
(1931 - 2016)
Mit Günter D. Roth verliert die deutsche Astronomie und insbesondere die Vereinigung der Sternfreunde einen Menschen, der sich stets für die Amateurastronomie und die Popularisierung der Astronomie nach dem II. Weltkrieg eingesetzt hat. Viele Menschen und Amateurastronomen hat er durch sein Wirken zur Astronomie gebracht. Kurz vor seinem 85. Geburtstag verstarb am 1. September 2016 der große Mentor und das Ehrenmitglied der VdS in München.
Günter D. Roth wurde am 28. September 1931 in München geboren und fand schon als Schüler den Weg zur Astronomie. Erste Beobachtungen führte er mit einem geliehenen Drei-Zoll-Refraktor durch [1].
Nach dem Krieg gehörte Günter D. Roth zu den Gründungsmitgliedern der VdS. Am Rande der Herbsttagung der Astronomischen Gesellschaft 1952 in München diskutierte er erste Gedanken zur Gründung der VdS [2]. Im Juni 1953 nahm Günter D. Roth an der Gründungsversammlung der VdS teil, war aber bereits am 2. Dezember 1952 vor der konstituierenden Versammlung mit der Mitgliedsnummer 14 der VdS beigetreten.
Die erste Tagung der jungen VdS fand vom 8.-11. August 1953 in Berlin statt, an der Günter D. Roth aktiven Anteil nahm. Zeitlebens engagierte er sich für die Astronomie und insbesondere in der VdS. Von 1957 bis 1969 war er ständiges Vorstandsmitglied und Geschäftsführer der VdS. Als 1962 die bekannte astronomische Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" (SuW) von Rudolf Kühn, Hans Elsässer und Karl Schaifers gegründet wurde, gehörte Günter D. Roth zu den Redakteuren für den Bereich der Amateurastronomie. Von 1967 bis 1971 betreute er mit Hans Oberndorfer die VdSNachrichten in SuW. Von 1982 bis 1998 oblag ihm die Verlagsleitung von ,,Sterne und Weltraum".
Seine Begeisterung galt aber zeitlebens der Astronomie und insbesondere der Planetenbeobachtung. Schon sehr früh, im Jahr 1960, erschien die erste Ausgabe des ,,Handbuches für Sternfreunde", das 1984 in vierter, völlig überarbeiteter Auflage (in zwei Bänden) auf dem Markt kam und vielen Sternfreunden den Weg zur Astronomie ebnete. Weitere Publikationen folgten, so u.a. das Büchlein ,,Planeten beobachten", das viele wertvolle Tipps und Anregungen enthielt.
jüngere Sternfreunde eine ,,Vaterfigur", die stets mit Rat und Tat weiterhelfen konnte. Dem Autor dieser Zeilen sind viele, stets angenehme Gespräche mit Günter D. Roth und Begegnungen in München und in Würzburg in Erinnerung, die von seiner enormen Kommunikationsfähigkeit und Liebe zur Astronomie zeugen.
Am 7. Oktober 2001 erhielt Günter D. Roth auf der VdSTagung in Frankfurt die Ehrenmitgliedschaft der VdS für seine langjährigen Verdienste um die Vereinigung der Sternfreunde und der Amateurastronomie in Deutschland. Wir sind stolz und glücklich, einen solchen Menschen und Sternfreund in unseren Reihen gehabt zu haben. Wir sind ihm zu großem Dank verpflichtet.
Seiner Frau Illa und seiner Familie gilt unser ganzes Mitgefühl. Wir werden Günter D. Roth ein ehrendes Andenken bewahren.
Für den gesamten VdS-Vorstand Otto Guthier VdS-Vorsitzender
Günter D. Roth war für viele Jahrzehnte DER Ansprechpartner für alle Bereiche der Amateurastronomie und insbesondere für Fragen zur Planetenbeobachtung. Durch seine freundliche und sehr angenehme Art, mit Menschen und Sternfreunden zu sprechen, erwarb er sich höchste Wertschätzung und Vertrauen. In Günter D. Roth sahen viele
Hinweise: [1] U. Reichert, Sterne und Weltraum, Nov. 2016, S. 90 [2] W. E. Celnik, priv. Mitt., Dezember 2016
VdS-Journal Nr. 61
VdS-Nostalgie
99
ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 28
Das Faksimile aus dem VdS-Nachrichtenblatt vom August / September 1966 habe ich ausgewählt, weil sich der dort angesprochene 150. Todestag von Johann Hieronymus Schröter am 29. August 2016 zum 200. Mal jährte. Der Autor - Horst-Burkhard Brenske - war nicht ,,irgendwer", sondern er war ein ausgesprochener ,,SchröterFan", so sehr, dass er seine Privatsternwarte in der Hildburghauser Straße in Berlin-Lichterfelde ,,JohannHieronymus-Schröter-Sternwarte" nannte. Brenske war in den 1960er-Jahren Vorsitzender der Wilhelm-Foerster-Sternwarte, Berlin.
Hinweis: Bitte lesen Sie zu diesem Thema ebenfalls ,,Telescopium Newtonianum XXVII pedum" von HansJoachim Leue im VdS-Journal für Astronomie Nr. 59 (IV/2016), Seite 82 ff.
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Fortsetzung Seite 102
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VdS vor Ort/Tagungsberichte
35. BoHeTa im Zeichen der Sonne
von Kai-Oliver Detken
Die 35. Bochumer Herbsttagung an der Ruhr-Universität Bochum stand diesmal ganz im Zeichen der Sonne, auch was das Wetter anging. Und so gab es mit knapp 200 Teilnehmern einen neuen Besucherrekord zu vermelden. Ein Gast kam sogar aus den USA angereist.
Gestartet wurde die Vortragsreihe von
Ralf Kratzke, der seine Astronomie mobil
betreibt. Er hatte bei öffentlichen Vor-
trägen stets das Problem, den Zuhörern
den Sternenhimmel näherzubringen. Das
Problem löste er, indem er eine mobile
Sternwarte für seinen Transporter baute,
was er in seinem Vortrag eindrucksvoll
präsentierte.
1 Die Lichtkurve zeigt den Verlauf der Gesamthelligkeit von Pluto plus bedecktem
Über die Bedeckung des Sterns UCAC4
Stern UCAC4 345-180315 während der kurzen Bedeckung. Das Profil beweist, dass
345-180315 durch den Zwergplaneten
Pluto eine dünne Atmosphäre besitzt. Bildautor: Bernd Gährken
Pluto berichtete Bernd Gährken. In Ver-
bindung mit dem 80-cm-Teleskop der
Volkssternwarte München wurde wieder sammen mit Stefan Binnewies erstell- Planet-Bilder umgesetzt werden können.
die bewährte Watec-Kamera eingesetzt. te Sparenberg auf der Kanareninsel La Die gezeigten schönen Milchstraßenpa-
Das Wetter war bei dem Ereignis aus- Palma Panorama-Astrofotos. Als foto- noramen wurden häufig mit erhöhter
nahmsweise in ganz Deutschland her- grafische Ausrüstung reicht dabei eine Empfindlichkeit aufgenommen (z.B. ISO
vorragend. Anhand der aufgenommenen DSLR-Kamera mit einem guten, licht- 6400). Durch das Zusammensetzen der
Lichtkurve konnte die Sternbedeckung starken Objektiv (z.B. f/1,4 für Milchstra- Aufnahmen fällt das Rauschen später im
detailliert dokumentiert werden. Die Er- ßenaufnahmen) sowie ein Stativ. Ver- Panoramabild kaum auf. So entstanden
gebnisse wurden mit denen der Profis schiedene Panorama-Software-Lösungen Bilder mit viel Detailstruktur, teilweise
verglichen. Aus dem Lichtkurvenprofil wurden vorgestellt: Programme wie ohne Nachführung.
wurde die Existenz einer dünnen Atmo- ,,Hugin" (http://hugin.sourceforge.net),
sphäre auf Pluto bestätigt. Den nächsten ,,Adobe Photoshop CC" und das profes- Dr. Thomas Eversberg berichtete über
Vortrag hielt Rainer Sparenberg zum sionelle ,,PTGuiPro" (https://www.ptgui. die Profi-/Amateur-Kampagne zu Wolf-
Thema Panorama-Astrofotografie. Zu- com), mit denen auch 360 Grad - oder Little- Rayet-Sternen (WR). Dazu investierte er
vier Monate Zeit am Pico del Teide auf
Teneriffa. Hauptsächlich wurde WR 134
beobachtet, ein massereicher Stern mit
einer typischen Leuchtkraft von einer
Millionen Sonnen. Seine Sternwinde er-
reichen Geschwindigkeiten bis zu 3000
Kilometern pro Stunde, die Massenver-
lustrate beträgt bis zu einige Erdmassen
pro Jahr. Die Periode des WR-Sterns, der
nicht direkt beobachtet werden kann,
wurde anhand der Sternumhüllung zu
bestimmen versucht. Ausgestoßener
Wasserstoff - spektroskopisch festgestellt
- zeigt ein spiralförmiges Ausströmmus-
ter. Daher war davon auszugehen, dass er
auch die Periode der Sternrotation wie-
2 Panorama der Milchstraße von Schütze bis Perseus über den MAGIC-Teleskopen auf
dergibt. Fazit der Arbeit war: WR-Sterne sind sehr komplex strukturiert. Die Stoß-
La Palma, Canon 6D, Sigma 1:1,4/20 mm, 32 Bilder je 20 s belichtet bei ISO 6400,
fronten vom Sternwind an der umge-
Bildautoren: Rainer Sparenberg und Stefan Binnewies
benden interstellaren Materie können als
VdS-Journal Nr. 61
VdS vor Ort/Tagungsberichte
105
,,Sonden" zur unsichtbaren Oberfläche (Photosphäre) verwendet werden. Einige WR-Sterne sind bereits hell genug für kleinere Teleskope, weshalb auch Amateure bereits wertvolle spektroskopische Daten liefern können.
Der Vortrag der Astronomischen Vereinigung Lilienthal (AVL) glich einer Reise in die Vergangenheit. Hans-Joachim Leue referierte über die Rekonstruktion des 27-füßigen Spiegelteleskops von Johann Hieronymus Schroeter (www. telescopium-lilienthal.de). Um das Jahr 1800 waren viele namhafte Astronomen in Lilienthal tätig. Ein Nachbau des damals größten europäischen Festlandsteleskops war in Lilienthal schon seit Anfang 2000 geplant, scheiterte aber bisher immer wieder an den finanziellen Möglichkeiten. Durch ausschließlich private Spenden konnte es am 28. November 2015 in Anwesenheit des ESA-Koordinators Thomas Reiter trotzdem noch eingeweiht werden. Erschwerend für das Konstruktionsteam war, dass es nur wenig detaillierte Skizzen aus dem Jahr 1793 gab. Am 15. März 2016 fand dann endlich das ,,First Light" des ,,27-Füßers" mit 7,75 Metern Brennweite und einem Hauptspiegeldurchmesser von 50,8 Zentimetern statt. Astronomiegeschichte lässt sich nun bewusst erleben. Das Teleskop kann bei gutem Wetter öffentlich besichtigt und genutzt werden.
Wie der Bau eines kleinen Planetariums mit Fulldome umgesetzt werden kann, berichtete Michael Koch von der Sternwarte St. Andreasberg. Für dieses Projekt standen nur geringe finanzielle Mittel zur Verfügung. Deshalb wurde als Projektor ein normaler Beamer mit einem handelsüblichen Fisheye-Objektiv verwendet. Zehn bis zwölf Leute passen unter die Kuppel, unter der man allerdings nicht sitzen kann. Aber das geht ja draußen in der freien Natur auch nicht immer.
Michael Schomann sprach zum Thema ,,Fulldome bis zur virtuellen Realität von Tag- und Nachthimmel". Dazu waren vier Kameras mit gleichen Objektiven gleichzeitig erforderlich. Eindrucksvolle Aufnahmen gelangen mit der neuen Sony-Kamera (bis ISO 500.000). Damit lässt sich sogar der Virtual Reality-Ansatz (VR) umsetzen, bei dem man sich in einem Panoramabild umschauen kann.
3 Dr. Werner Curdt beim Reiff-Fachvortrag. Bildautor: Peter Riepe
Die Handhabung mittels Brille muss aber noch geübt werden.
Den Reiff-Preis für Amateur- und Schularbeiten verlieh gewohnt souverän Dr. Carolin Liefke. Näheres dazu siehe www. r e i f f - s t i f t u n g . d e / 2 01 6 / 11 / 1 2 / r e i f f foerderpreise-2016-die-preistraeger/
Der diesjährige Reiff-Vortrag wurde von Dr. Werner Curdt vom MPI für Sonnensystemforschung in Göttingen gehalten. Schwerpunktmäßig ging es um das solare Magnetfeld und seine Auswirkungen auf die Erde. Aktive Regionen erzeugen Eruptionen in der Nähe von Sonnenflecken. Heute weiß man, dass Sonnenflecken deutlich kälter als die restliche Sonnenoberfläche sind und dass es einen 11-Jahre-Fleckenzyklus gibt. Der aktuelle Zyklus verhielt sich allerdings etwas anders als die vorherigen. Das Maximum
war wesentlich kleiner und es gab zwei Maxima. Die Motoren des Sonnenzyklus sind kurz zusammengefasst: die differentielle Rotation und die meridionale Konvektion. Durch die Sonnenaktivitäten ergeben sich aber auch Bedrohungen für die Erde, da stärkere Ausbrüche bis zur Erde gelangen können. Dies hat man bei Untersuchung von Baumrinden festgestellt, in denen Anzeichen starker Sonnenstürme gespeichert waren. Bereits das Carrington-Ereignis von 1859 würde unser Stromnetz für Wochen außer Gefecht setzen. Von daher bleibt die Beobachtung und Erforschung der Sonne auch in der Zukunft ein wichtiges Thema.
Welche Möglichkeiten ein Amateur bei der Sonnenbeobachtung hat, präsentierte Dr. Hartwig Lüthen, der von seinem Balkon aus Astronomie betreibt. Wesentliche Gebiete für den Amateur sind Weiß-
VdS-Journal Nr. 61
106
VdS vor Ort/Tagungsberichte
lichtfotografie sowie H-Aufnahmen. Neben Equipment-Erfahrungen wurde auch die Software ,,SunMap" (http:// ralfpagen kopp.de/sunmap.html) zur Positionsbestimmung von Sonnenflecken vorgestellt. Dazu sind nur die Lage der Kamera und der Zeitpunkt der Aufnahme relevant. Zur automatischen Überwachung von Sonnenflecken kann man hingegen das Plug-In ,,FlareDetect" (www.joachim-stehle.de/flaredetect. html) verwenden. Es ist für ,,FireCapture" in der neuesten Version 2.5 nutzbar und ermöglicht die Erstellung automatischer Aufnahmeserien, gesteuert durch die aktuelle Röntgenstrahlung der Sonne (Verwendung von GOES-Satellitendaten). So können Amateure auch wissenschaftlich eigene Sonnenaufnahmen auswerten.
Wolfgang Bischof berichtete, wie man Details der Sonne im Weißlicht und im H ablichten kann. Dafür nutzt er einen Energieschutzfilter von Baader mit einem H-Filter. Ein 130-mm-Refraktor mit einem Lacerta-Herschelkeil wird mit der CMOS-Kamera ASI174MM genutzt. Interferenzmuster, die im H-Bereich bei der Kamera auftraten, konnten mit Hilfe von Flats kompensiert werden. Fleckengruppen im Weißlicht und bei H wurden detailliert dargestellt. Die Animation einer Fleckengruppe ist dabei bereits nach 2,5 Stunden im Detailbild mach-
4 Die Sonne im Weißlicht am 17.7.2016, 8:07 UT. Refraktor 127/1200 mm mit 2-facher
Barlowlinse und Lacerta-Herschelkeil, dazu Filter ND3, Baader-Solar-Continuum-Filter,
Kamera DMK41. Gestackt mit ,,AutoStakkert" (wie auf der BoHeTa live demonstriert),
geschärft mit ,,RegiStax". Bildautor: Hartwig Lüthen
bar. Überlagerte Weißlicht- und HAufnahmen zeigten zusätzliche Strukturen, so dass beide Aufnahmearten ihre Berechtigung haben.
Abschließend zeigte Manfred Mrotzek eine neue Methode zur Entfernungsbestimmung von Galaxiengruppen und -haufen bis zu einer Distanz von einer
Milliarde Lichtjahren. Bei den Untersuchungen eigener Aufnahmen stieß er immer wieder auf Galaxienfelder, für die in Fachveröffentlichungen nur unzureichende oder keine Entfernungsangaben vorlagen. Der Referent stellte fest, dass in größeren Galaxiengruppen mit bekannter Entfernung Spiralgalaxien mit Durchmessern von rund 120.000 Lichtjahren zu finden sind. Also misst man nur die größten Spiralgalaxien eines unbekannten Galaxienhaufens und kommt so auf dessen wahre Entfernung. Damit kann auch ein Amateur relativ einfach die Entfernung unbekannter Galaxienhaufen selbst bestimmen.
Bevor der gemütliche Tagungsausklang begann, wurde die nächste BoHeTa geplant, die am 11. November 2017 stattfinden soll. Klar, dass dieses Datum bei ambitionierten Hobby-Astronomen sobald wie möglich im Kalender vermerkt wird. Informieren Sie sich auf der Webseite www.boheta.de.
5 Die Stellwände wurden reichlich genutzt, informativ für die Besucher.
Bildautor: Kai-Oliver Detken
VdS-Journal Nr. 61
VdS-Porträt/Podium
107
Aus den Fachgruppen
von Otto Guthier
Die Fachgruppen der VdS übernehmen viel Arbeit in unserer Vereinigung und tragen wesentlich zum Gelingen unserer Zeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" bei. Doch auch die VdS-Fachgruppen werden von ehrenamtlich tätigen Sternfreunden geführt, die in ihrer Freizeit anderen Amateur-Astronomen mit Rat und Tat behilflich sind.
Im Nachfolgenden möchten wir zwei FG-Verantwortlichen für ihre langjährige Arbeit und Tätigkeit in unserer Vereinigung danken.
VdS-Fachgruppe Amateurteleskope/ Selbstbau Die Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau wurde seit 2004 von Herbert Zellhuber geleitet. Zunächst stand er den vielen Selbstbauthemen über astronomische Geräte vor, ehe er auch die Leitung der seit Jahrzehnten existierenden Fachgruppe Amateurteleskope übernahm. Zweimal gestalteten diese beiden Fachgruppen unter seiner Leitung die Schwerpunktthemen. Unvergessen ist die Ausgabe Nr. 23 unseres Journals, das mit vielen Anregungen und Lösungen aus dem Bereich Selbstbau glänzte und im ,,Nu" vergriffen war.
Herbert Zellhuber war auf vielen Teleskoptreffen und Veranstaltungen für die VdS aktiv unterwegs. Mit seiner unnachahmlichen Art begeisterte und animierte er viele Sternfreunde, selbst Hand anzu-
legen, wenn es galt, neue Geräte, Optiken und Teleskope zu bauen.
Im letzten Jahr hat Herbert den Vorstand darum gebeten, die Arbeit an einen anderen, jüngeren Verantwortlichen zu übergeben. Mit Andreas Berger aus Solingen hat ein aktiver Sternfreund nun diese Aufgabe übernommen, der sich im Journal Nr. 59 bereits vorgestellt hat. Wir wünschen ihm viel Spaß bei der Arbeit und gutes Gelingen.
Herrn Herbert Zellhuber danken wir sehr herzlich für seine langjährige Tätigkeit und wünschen ihm alles Gute, Glück und Gesundheit sowie viele klare Nächte für die Zukunft.
Fachgruppe Kometen der VdS Auch in der Fachgruppe Kometen der VdS gab es zum Jahresende 2016 eine gravierende Veränderung.
Nach über 30-jährigem Erscheinen wurde das Mitteilungsblatt der Vds-Fachgruppe Kometen, der ,,Schweifstern", eingestellt. Im Oktober 1984 wurde diese kleine Broschüre der Kometenbeobachter von Jürgen Linder und Andreas Kammerer erstmals herausgegeben. Der Schweifstern enthielt aktuelle Ephemeriden, ausführliche Berichte über Neuentdeckungen und Beobachtungen sowie Auswertungen von allen aktuellen Kometenerscheinungen in dieser Zeit. Die Hauptarbeit oblag von
Anfang an Andreas Kammerer, der die immense Arbeit viele Jahrzehnte für den Kreis von Kometenbeobachtern geleistet hat.
Mit dem Einzug des Internets und einer eigenen Webseite der Fachgruppe Kometen seit November 1996 verlagerten sich die Mitteilungen immer mehr auf die digitale Form. In den letzten Jahren gingen die Abonnements der analogen Form des ,,Schweifstern" immer mehr zurück, so dass Andreas Kammerer mit dem ,,Schweifstern Nr. 168, der Ende November 2016 letztmalig erschien, die Arbeit an der gedruckten Ausgabe eingestellt hat.
Andreas wird aber die wesentlichen Auswertungen von Kometen weiterführen und auf der Webseite veröffentlichen. Wir alle sind Andreas Kammerer für seine jahrzehntelange Tätigkeit und für seinen unermüdlichen Einsatz zu großem Dank verpflichtet.
Wir wünschen ihm für die Zukunft alles Gute, noch viele Beobachtungen von Kometen und sagen herzlichen Dank im Namen aller, die vom ,,Schweifstern" profitieren.
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VdS-Journal Nr. 61
SCHWAN LUCHS
LEIER Albireo
Wega HERKULES
GROSSER BÄR
Castor ZWILLINGE Pollux
SCHLANGENTRÄGER
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. April 1 Uhr MESZ
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
SCHLANGE (KOPF)
Arktur JUNGFRAU
JAGDHUNDE
HAAR DER BERENIKE
SKORPION WAAGE
Jupiter Spica
RABE
BECHER
SÜD
Mondphasen im April 2017
KLEINER LÖWE
KREBS
LÖWE
Regulus
KLEINER HUND
Procyon
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune (Veränderliche Sterne), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Kleinplaneten)
Erstes Viertel 3.4.
Planeten im April
Merkur steht gleich am 1. April in östlicher Elongation (19 Grad ) am westlichen Abendhimmel - die einzige Abendsichtbarkeit des Jahres. Venus stand am 25.3. in Konjunktion mit der Sonne und taucht wieder am Morgenhimmel auf. Mars verblasst zunehmend, ist aber noch am Abendhimmel sichtbar. Er wechselt vom Widder in den Stier. Jupiter steht am 7. April in Opposition, die dieses Jahr in der Jungfrau stattfindet. Saturn ist Planet der zweiten Nachthälfte. Am 6. wird er rückläufig, bewegt sich im Schützen kaum. Uranus steht am 14. April in Konjunktion mit der Sonne - unsichtbar am Taghimmel. Neptun stand am 2. März in Konjunktion mit der Sonne und taucht morgens noch nicht wieder auf.
VdS-Journal Nr. 61
Vollmond 11.4.
Letztes Viertel 19.4.
Neumond 26.4.
Ereignisse im April
01.
R Leo im Anstieg z. Max. am 8.5. mit 4,4 mag o.
schwächer
01. 19:15 Merkur (-0,1 mag) in größter östl. Elongation, 19,0 Grad ,
Abendhimmel
01. 20h Mond 5,3 Grad O Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
02.
max. Libration im Mond-NO, 7 Grad
02. 22:17 Beginn Jupitermond Europa mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 00:56 am 3.
03. 04h Kleinplanet (6) Hebe (10,6 mag) 28' NW Kugelhfn.
NGC 6539 (8,9 mag)
03. 19:39 Erstes Viertel
04. 23:00 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 01:15 am 5.
05. 04h Jupiter (-2,5 mag) 12' S Vir (4,4 mag)
07. 02h Mond 2,7 Grad W Regulus ( Leo, 1,4 mag)
07. 19:31 Beginn Jupitermond Ganymed mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 21:57
07. 20:30 Ende Merkursichtbarkeit (1,2 mag)
07. 23h Jupiter (-2,5 mag) in Opposition zur Sonne, 44,3'',
Entf. 666 Mio. km
08.
R Leo im Max., 4,4 mag o. schwächer
10. 00:49 Beginn Jupitermond Europa mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 03:21
11. 02h Mond 1,7 Grad NO Jupiter (-2,5 mag) u. 7,1 Grad NW Spica
( Vir, 1,1 mag)
11. 07:08 Vollmond
12. 00:49 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 03:06
12. 03h Kleinplanet (6) Hebe (10,4 mag) 52' NW Kugelhfn.
IC 1276 (10,3 mag)
13. 19:14 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 21:34
14. 22:57 Beginn Jupitermond Ganymed mit Schatten vor Jupiter
(-2,5 mag), bis 01:54 am 15.
15. 03h Mond 9 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
15. 11h Mond erdfern, 29,5'
17. 01h Mond 4,0 Grad NO Saturn (0,3 mag)
19. 10:57 Letztes Viertel
20. 03:45 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an SAO
163798 (7,0 mag), S-Rand, Sternbild Capricornus,
genaue Zeit abh. v. Standort
20. 20:58 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,4 mag), bis 23:28
21. 22h Kleinplanet (4) Vesta (7,9 mag) 9' N der Gal.-Gruppe
NGC 2486/7 (13 mag)
21. 22h Maximum Meteorschauer Lyriden, max. 20/h, 49 km/s,
22 bis 4 Uhr, Radiant im Sternbild Lyra, s.a. Tage
vorher u. nachher
22.
max. Libration im Mond-W, 7,4 Grad
22. 02:13 Beginn Jupitermond Ganymed mit Schatten vor Jupiter
(-2,4 mag), bis 03:27
26. 13:16 Neumond
27. 17h Mond erdnah, 33,3'
28. 19:16 Mond bedeckt Aldebaran ( Tau, 1,0 mag), bis 20:03,
genaue Uhrzeit abh. v. Standort
30. 05h Venus in größter Helligkeit, -4,8 mag, 38'',
Morgenhimmel
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
Jupiter
LÖWE KLEINER
LÖWE
Regulus
SCHILD
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. Mai 1 Uhr MESZ
Saturn
SKORPION WAAGE Antares
WOLF
SÜD
Mondphasen im Mai 2017
Spica RABE
BECHER
WASSERSCHLANGE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Erstes Viertel 3.5.
Planeten im Mai
Merkur erreicht Mitte Mai eine größte westliche Elongation, steht aber deutlich südlicher als die Sonne und ist daher nicht zu sehen.
Venus erklimmt die Ekliptik nach Norden, geht morgens daher früher auf.
Mars macht jetzt Pause, er verschwindet zunehmend in der Abenddämmerung.
Jupiter stand am 7. April in Opposition und ist daher im Mai noch fast die ganze Nacht zu sehen.
Saturn ist noch einen Monat von seiner diesjährigen Opposition entfernt, geht im Mai aber deutlich vor Mitternacht auf.
Uranus stand am 14. April in Konjunktion mit der Sonne und ist auch im Mai kein Beobachtungsziel.
Neptun ist den dritten Monat in Folge nicht am dunklen Nachthimmel aufzufinden.
Vollmond 10.5.
Letztes Viertel 19.5.
Neumond 25.5.
Ereignisse im Mai
01. 22h Kleinplanet (29) Amphitrite (10,5 mag) 19' W
Leo (3,8 mag)
02.
max. Libration im Mond-NO, 7,1 Grad
03. 03:47 Erstes Viertel
03. 22h Kleinplanet (14) Irene (10,3 mag) 5' SO Leo
(3,4 mag)
04. 20:47 Beginn Jupitermonde Europa und Io mit Schatten vor
Jupiter (-2,4 mag), bis 01:05 am 5.
04. 21:30 Mond 5,7 Grad SO Regulus ( Leo, 1,4 mag)
05.
Maximum Meteorschauer Eta-Aquariden, bis zu 60/h,
65 km/s, Radiant im Sternbild Aquarius bei Stern Eta,
Morgenhimmel
07.
Mars (1,6 mag) 6 Grad N Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
07. 24h Mond 1,2 Grad N Jupiter (-2,4 mag)
08. Abend Maximum Meteorschauer Eta-Lyriden, ca. 5/h, Radiant
im Sternbild Lyra, ganze Nacht
08 22h Mond 5,9 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
08. 23h Kleinplanet (14) Irene (10,4 mag) 46' NO Gal.Gruppe
NGC 3187/90/93 (11 mag)
10.
max. Libration im Mond-SO, 6,7 Grad
10. 22:43 Vollmond
11. 22:30 Kleinplanet (29) Amphitrite (10,6 mag) 3' S 49 Leo
(5,8 mag)
12. 02h Mond 10 Grad NW Antares ( Sco, 1,1 mag)
12. 21h Mond erdfern, Winkeldurchm. 29,4'
13. 21:27 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,4 mag), bis 23:38
13. 24h Mond 2,3 Grad N Saturn (0,2 mag), SO-Horizont
14. 21:53 RR Lyr Max. 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg
v. 8,1 mag
16.23h Kleinplanet (9) Metis (10,9 mag) 38' SW Gal.
NGC 3239 (11 mag)
18. 0h Merkur in größter westl. Elongation, 26 Grad , Morgensicht-
barkeit nur in Gebieten südl. v. Mitteleuropa
19. 01:33 Letztes Viertel
20. ca. Scorpius-Sagittarius-Meteore, 2. Nachthälfte, 30 km/s
20. 21:43 Ende Ganymed-Schatten vor Jupiter (-2,3 mag)
20. 22:28 Beginn Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter
(-2,3 mag), bis 00:39 am 21.
21.
max. Libration im Mond-W, 8,2 Grad
25. 20:44 Neumond
26. 2h Mond erdnah, Winkeldurchm. 33,5'
26. 22:50 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
27. 01h Kleinplanet (3) Juno (10,3 mag) 34' N Plan.Neb.
NGC 6751 (11,9 mag) und 33' S Aql (3,4 mag)
27. 21h Mond 11 Grad SO Mars (1,7 mag), NW-Horizont
27. 21:39 Jupitermond Ganymed Durchgang Ende und Beginn
Schattenvorübergang vor Jupiter (-2,3 mag), bis 01:40
am 28.
27. 22:50 RR Lyr Max. 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
30. 01h Kleinplanet (6) Hebe (9,4 mag) 5' NO Ser (4,6 mag)
31. 22h Mond 2,4 Grad SO Regulus ( Leo, 1,4 mag)
Quellen: US Naval Observatory, eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto), Berechnungen der BAV, Berechnungen der IOTA (Steve Preston), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel [GRAZPREP]), Kosmos Himmelsjahr 2016 (H.U. Keller)
VVddSS--JJoouurrnnaall NNrr.. 6611
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
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
LÖWE
JUNGFRAU Jupiter
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Juni 1 Uhr MESZ
SCHILD
STEINBOCK Pluto
SCHÜTZE
Saturn
SKORPION WAAGE
Antares
WOLF
SÜD
Mondphasen im Juni 2017
Spica
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
alle Zeitangaben in MEZ, für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br., zum Umrechnen in MESZ im Zeitraum 26.03. 2:00 Uhr MEZ bis 29.10. 2:00 MEZ eine Stunde zu den Zeitangaben addieren
Erstes Viertel 1.6.
Vollmond 9.6.
Letztes Viertel 17.6.
Neumond 24.6.
Planeten im Juni
Merkur zieht am Tag des Sommeranfangs an der Sonne vorbei - was niemand sehen wird. Venus ist Anfang Juni maximal weit von der Sonne entfernt, Frühaufsteher sehen sie am östlichen Morgenhimmel. Mars wird bald von der Sonne eingeholt, im Juni bleibt er im Glanz des Tagesgestirns verborgen. Jupiter wird zum Planeten der ersten Nachthälfte - die bequeme Zeit nach der Oppositionsperiode. Saturn erreicht seine Opposition zur Monatsmitte am 15. Juni. Er steht aber weiterhin tief am Südhimmel. Uranus ist am Morgenhimmel noch kein Beobachtungsziel. Neptun im Wassermann kann theoretisch am frühen Morgenhimmel aufgesucht werden.
VdVSd-JSo-uJornuarlnaNlr.N6r.1 61
Ereignisse im Juni
01.
R Ser im Anstieg z. Max. am 1.7. mit 5,2 mag o.
schwächer
01. 3:42 Erstes Viertel
01. 22:50 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
01. 23:19 U Oph Min. 6,6 mag, rd. 2,5 Std. Abstieg v. 5,9 mag
03.
max. Libration im Mond-SO, 7,6 Grad
03. 14h Venus (-4,3 mag) in größter westl. Elongation, 45,8 Grad
03. 19:56 Mond bedeckt Doppelstern Porrima ( Vir, 2,8 mag,
2,8''), bis 21:15, genaue Uhrzeit abh. v. Standort
03. 22:51 Jupitermond Ganymed vor Jupiter (-2,2 mag),
bis 01:18 am 4.
04.
Venus (-4,3 mag) in Halbphase (Dichotomie), 24''
04. 01h Mond 1,7 Grad N Jupiter (-2,2 mag)
05. 00h Mond 5,4 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
05. 20:33 Jupitermonde Io und Europa gleichzeitig mit Schatten
vor Jupiter (-2,2 mag), bis 00:14 am 6.
07. 22:36 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
08. 23h Mond erdfern, 29,4'
09. 00h Mond 8,7 Grad NO Antares ( Sco, 1,1 mag)
09. 14:10 Vollmond
10.
Jupiter (-2,1 mag) wird rechtläufig, 3,4 Grad SO Vir
(2,7 mag)
10. 02h Mond 2,2 Grad N Saturn (0,0 mag)
11. 00:59 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an 21 Sgr
(4,9 mag, Doppelstern), S-Rand, Sternbild Sagittarius,
genaue Zeit abh. v. Standort
12. 22:01 Jupitermonde Io und Europa gleichzeitig mit Schatten
vor Jupiter (-2,1 mag), bis 00:35 am 13.
13. ca. 0h Maximum Scorpius-Sagittarius-Meteorstrom, 26 km/s,
relativ wenige Meteore
13. 22:22 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
13. 23:05 RR Lyr Max. 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
15.11h Saturn (0,0 mag, 18,4'') in Opposition zur Sonne,
Entf. 1352 Mio. km, Sternbild Ophiuchus
17. 12:33 Letztes Viertel
17. 22:07 RR Lyr Max. 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
19.
max. Libration im Mond-NW, 8,6 Grad
19. 22:22 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
21. 03h Mond 4,1 Grad S Venus, O-Horizont
21. 05:24 Sommersonnenwende
22. 16:21 Mond bedeckt Aldebaran ( Tau, 1,0 mag), genaue
Uhrzeit abh. v. Standort
22. 22:36 U Oph Min. 6,6 mag, rd. 2,5 Std. Abstieg v. 5,9 mag
23. 00:30 Kleinplanet (6) Hebe (9,2 mag) 51' S Kugelhfn. M 14
(7,6 mag)
23. 12h Mond erdnah, 33,4'
24. 03:31 Neumond
25. 01h Kleinplanet (3) Juno (9,8 mag) 7' S Sct (4,2 mag)
25. 22:07 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
26.
Maximum Corviden-Meteorstrom
27. 00:30 Kleinplanet (40) Harmonia (9,5 mag) im Dreieck
Trifidnebel M 20, off. Hfn. M 21 u. NGC 6546
27. ca. Meteorstrom der Juni-Draconiden, ca. 5/h
27. 23:19 U Oph Min. 6,6 mag, rd. 2,5 Std. Abstieg v. 5,9 mag
28. 20:37 Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter (-2,1 mag),
bis 00:01 am 29.
30. 23h Mond 6,4 Grad NW Jupiter (-2,1 mag)
Leserbrief
111
Warum ist eine Lehrerfraktion gegen das Fach Astronomie?
Diese Stellungnahme baut auf vorangegangenen Leserbriefen auf. Thomas Eversberg veröffentlichte im VdS-Journal Nr. 43 einen ablehnenden Beitrag zur deutschlandweiten Einführung eines Schulfachs Astronomie. Dieser Position schloss sich Hans Lammersen in einem Folgejournal unter dem Titel ,,Bloß kein Schulfach Astronomie" an. Darauf konterte ich in der Nummer 56 mit der Schlagzeile ,,Astrophobie als Bildungsnotstand eines Lehrers". Das wiederum nahm Herr Thomas Eversberg zum Anlass einer Entgegnung im VdS-Journal Nr. 59 - Überschrift: ,,Astrophobie als Bildungsnotstand eines Lehrers"/VdS-Journal Nr 56. von Georg Woede.
Das Widerstreben beider Lehrer unterstreicht letztlich die Bedeutung der Astronomie als Bildungsinhalt und ist insoweit als positiv zu werten. Als interne Kenner der Szene befürchten die Pädagogen die Umsetzung des Konzepts. Sonst hätten sie keinen Grund, dagegen anzugehen. Sie stehen mit ihrer Haltung vermutlich nicht allein. Und dann haben wir es mit einer ablehnenden Lehrerfraktion zu tun.
Die zwei Pädagogen konzedieren zwar großzügig, dass interessierte Lehrer astronomische Inhalte vermitteln. Sie wehren sich aber gegen die Verpflichtung von Lehrpersonal, astronomisches Wissen an die Schüler heranzutragen.
Es stellt sich die Frage nach den Ablehnungsgründen. Herr Hans Lammersen ließ die Katze aus dem Sack, indem er die Schwierigkeit der Lehrer beim Vermitteln betonte und andeutete, dass anderen Bildungsinhalten dann die Einschränkung drohe. Mit solcher Argumentation kann man fast jedes Unterrichtsfach diskreditieren.
Es gibt gute Gründe und ist zeitgemäß, die heranwachsende Generation mit Grundlagen der Naturwissenschaften vertraut zu machen. Dazu gehört die Astronomie als sehr dynamische Wissenschaft mit Kopplung an die (robotische) Raumfahrt.
Man muss auch keineswegs das Rad neu erfinden, um die Jugend an die Astronomie heranzuführen. Es gibt geeignetes Material. Unter anderem war die Astronomie Schulfach in den neuen Bundesländern. Die entsprechenden Curricula sind zu aktualisieren und stehen dann als Unterrichtspfad zur Verfügung. Ich hoffe, dass die ablehnende Lehrerfraktion mit ihrer Haltung scheitert.
Georg Woede
Impression
Mond bedeckt Aldebaran
Aldebaran-Bedeckungen durch den Mond gibt es noch mehrfach in diesem Jahr: am 28.04. ab ca. 20 Uhr MESZ, am 22.05. ab ca. 17 Uhr MESZ, am 16.08. ab ca. 07:30 Uhr MESZ, am 06.11. ab ca. 03:30 Uhr MEZ (auch streifend), und am 31.12. ab ca. 02 Uhr MEZ. Bitte auf unseren Kalender mit astronomischen Ereignissen achten.
Das Bild zeigt, wie Aldebaran am 23.12.2015 vom fast vollen Mond bedeckt wurde. Aufnahmesequenz von 18:27 bis 19:13 Uhr MEZ. Standort: Rheinberg, Teleskop: Newton 200 mm/800 mm, Kamera: Canon 700D, 1/200 s belichtet bei ISO 100. Werner E. Celnik
VdS-Journal Nr. 61
112
Beobachterforum
Oh, du stimmungsvoller Mond!
Werner Probst reichte über die Mailingliste der Fachgruppe Astrofotografie drei Bilder ein, die die Stimmung an seinem Beobachtungsort grandios wiedergeben. Er schrieb dazu: ,,So sehr mich die Physik interessiert, so schön ist es auch, einfach nur mal Stimmungen zu genießen und die Seele baumeln zu lassen. Das hat schon was und gibt Motivation für weitere Aktivitäten. So war ich am 16. Oktober 2016 auf der Hochrindl in Kärnten, 1600 Meter Seehöhe, und habe den Aufgang des Mondes visuell und fotografisch genossen. Der Mond war nahezu voll, das mögen wir zwar nicht so sehr, aber man kann auch dies zu einem schönen Erlebnis machen. Natürlich hoffe ich, diesen Ort auch einmal wieder um die Neumondzeit mit DeepSky-Equipment aufsuchen zu können."
Eine zweite Bildzusendung erreichte uns von Peter Warkus. Er zeigt uns den stimmungsvollen Mond am Abendhimmel seines Wohnorts Selb.
Den Einsendern herzlichen Dank! Peter Riepe (Redaktion)
1 Mond mit grünem Blitz nahe Horizont. Tele Vue-NP127is, Canon 5D
MkII, ISO 100, 1/5 s. Bildautor: Werner Probst.
2 Mondaufgang mit Horizont: Canon 5D MkII, Canon EF 200 LII, Blende 5, ISO 100, 13 s und 1/8 s. Bildautor: Werner Probst.
VdS-Journal Nr. 61
Beobachterforum
113
3 Mond mit Werner Probst im Vordergrund: Canon 5D MkII, Canon 24-70 bei f = 39 mm, Blende 5, ISO 100, 50 s.
4
Sigma SD1 Merrill und Zoomobjektiv Sigma 18-200 mm, 1/6 s belichtet bei 200 mm, Blende 6,3 und ISO 200. Bildautor: Peter Warkus.
VdS-Journal Nr. 61
114
Beobachterforum
Sonnenbeobachtung macht Freude
(nicht immer, aber immer öfter)
von Wolfgang Quester
Die Anregung, einen Aufsatz für das Journal 61 ,,Sonnenfinsternisse" zu schreiben, kam, als ich Material zu meinen Sonnenbeobachtungen 2016 sammelte. Meine erste Sonnenfinsternis erlebte ich am 30. Juni 1954. Ein Schulkamerad und ich durften die Schule vorzeitig verlassen. Zusammen radelten wir zur Wilhelm-Foerster-Sternwarte (WFS) in Berlin. Sie war damals in einer notdürftig ausgebauten Ruine in der General-Pape-Straße untergebracht. Wir verfolgten die partielle Finsternis mit Fernrohren in Okularprojektion. An Ha-Filter war damals nicht zu denken. Mitarbeiter der WFS waren zu einer Finsternisexpedition nach Schweden aufgebrochen. Ein Bericht darüber erschien u.a. in der Zeitschrift ORION [1], Abb. 1.
1a+b Scan des ORION-Titels und einer Farbseite
In der Folge meiner astronomischen Betätigung konzentrierte ich mich auf die Beobachtung von Veränderlichen, vorwiegend Bedeckungsveränderliche - auch eine Art von Finsternissen.
Als nächstes erinnere ich mich an die Finsternis im Jahre 1999. Die Vorfreude darauf war riesig, denn unsere Wohnung
lag direkt auf der Zentrallinie. Wir hatten Freunde eingeladen, um gemeinsam das Ereignis zu genießen, aber die Enttäuschung war immens. Es war bewölkt und es wurde immer dunkler. Die zunehmende Bedeckung der Sonne war nur ein Grund. Die Wolken wurden schwärzer und schwärzer und genau zur totalen Phase ging ein kräftiger Regenschauer
nieder. Wir hätten den Verlauf der Finsternis an der pro Minute fallenden Regenmenge messen können.
2006 war es dann endlich so weit: Meine Frau und ich fuhren in die Türkei. Am Finsternistag umlagerten Beobachter mit ihren Fernrohren den Hotelpool (Abb. 2). Ich hatte nur eine kompakte Digitalkamera dabei. Ich wollte gleich erleben, was da am Himmel geschieht. Aus den wenigen erhaltenen Bildern zeigt Abb. 3 die totale Phase. Bei aller Begeisterung über das Erlebte war die Freude doch groß, als die Sonne wieder in vollem Glanz am Himmel stand.
Astronomie habe ich meist in Nächten betrieben und kurzperiodische Veränderliche fotometriert. Dazu musste ich meinen recht schweren 20-Zentimeter-Cassegrain mit angeschraubter CCD-Kamera mindestens eine Stunde vor Beobachtungsbeginn auf die stationär auf dem Balkon befindliche Montierung setzen. Krankheit und vor allem wolkenreiche Nächte im Winter 2015/16 bedingten eine Unterbrechung meiner Beobachtungsrei-
VdS-Journal Nr. 61
2
Umlagerter Hotelpool
Beobachterforum
115
he veränderlicher Sterne. In den Morgenstunden war es aber häufig klar. Da reifte der Entschluss, auch die Sonne zu beobachten. Allerdings sollte schon alles ,,im Kasten" sein, sobald sich Wolken bildeten. Vorbereitung und Beobachtung durften also nicht zu lange dauern. Eine Jahrzehnte alte Polaris-Montierung, die für gelegentliche visuelle Himmelsbeobachtungen einen leichten 11-ZentimeterNewton (Andenken an Dieter Lichtenknecker) trug, war schnell einsatzbereit. Und so begann die Suche nach einem dafür geeigneten Sonnenteleskop. Ein PST hatte ich schon, aber etwas größer durfte es schon sein. Nach einer Suche im Internet fiel meine Entscheidung auf ein LUNT 60. Die Lieferung verzögerte sich leider, doch Mitte Februar 2016 war das Instrument endlich da. Es gab auch gleich einige sonnige Tage für mich zum kennenlernen und trainieren.
Mit einer Canon EOS 1000D oder einer 700D nehme ich meine Sonnenbilder auf. Beides sind ganz normale Konsumkameras ohne höhere Rotempfindlichkeit. Ob eine umgebaut wird, das muss die Zukunft zeigen. Bestätigen kann ich schon die Feststellung von Stefan Seip, dass ,,... Dateien im JPG-Format (...) eine gute Basis für die notwendige Bildverarbeitung (sind). Besonders dann, wenn die Kamera auf ,,Schwarzweiß" eingestellt wird" [2]. Beide Kameras werden mit der vom Hersteller mitgelieferten Software ,,EOS Utility" von einem Notebook aus gesteuert. Zur nachträglichen Bildbearbeitung nutze ich bisher das wiederum von Canon mitgelieferte Programm ,,Digital Photo Professional" oder ,,Portable Photo Filtre", ein auf USB-Stick gespeichertes Programm [3] und ,,Fitswork" von Jens Dierks [4].
Leider gibt es jetzt weniger Sonnentage als erhofft. Außerdem läuft die Sonne in ihr Fleckenminimum. Da stellt sich manchmal die Frage, ob sich das Aufbauen des Teleskops überhaupt lohnt. Eine Entscheidungshilfe bietet hier die Seite von Toni Mayer [5]. Sie enthält aktuelle Sonnenbilder der unterschiedlichsten Wellenlängen.
Fotografisch befinde ich mich noch auf der Lernkurve. Der große herzförmige Fleck AR 12529 im April erfreute mich aber mit einem schönen Ergebnis (Abb. 6).
3 Sonnenfinsternis 2006
4 Die partielle Finsternis am 4. Januar 2011 konnte ich dann von Esslingen aus
beobachten. VdS-Journal Nr. 61
116
Beobachterforum
5 Das Sonnenfernrohr mit angeschlossenem Computer. Während der Beobachtung wird das Teleskop
beschattet und der Computer befindet sich in einer Schatten spendenden Kiste.
Ob ich noch einmal zu einer Sonnenfinsternis reise, weiß ich nicht.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Mädlow E.: Deutsche Sternfreunde
bei der Sonnenfinsternis 1954 ORION Zeitschrift für Natur und Technik, Verlag Sebastian Lux, Murnau, 1955, 10. Jahrgang Heft 5/6 [2] Seip S.: Himmelsfotografie mit der digitalen Spiegelreflexkamera, KOSMOS 2014, 2. Aufl., S. 77 [3] www.portableapps.com/ appsgraphics_pictures/photofiltre_ portable [4] www.fitswork.de/software/softw_ en.php [5] Sonne aktuell: www.ajoma.de/html/ sonne_aktuell.html halpha.nso.edu/movies.html
VdS-Journal Nr. 61
6 Der große Sonnenfleck vom April 2016 in H - EOS 700D, SW nachgefärbt,
f = 1000 mm (2x Barlow) ISO 800, 1/10 Sekunde.
Vorschau 117