Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 68
SONSTIGES/VDS
1 Editorial (Melchert Sven)
2 INHALTSVERZEICHNIS (Melchert Sven)
4 Hinweise zur Beitragsrechnung für das Kalenderjahr 2019 (A. Klug)
4 Neues aus dem Vorstand (Gallus Astrid)
4 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! (VdS-Geschäftsstelle)
5 Totale Mondfinsternis mit Klasse (Jonas Plum)
5 Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten von "Sterne und Weltraum" (Melchert Sven)
SPT
6 Die Mondfinsternis vom 27. Juli 2018 - ein Geschenk des Himmels (Bannuscher Dietmar)
9 MoFi-Grillen bei der AVL - Mondfinsternis und Mars-Opposition in Lilienthal ("Kai-Oliver Detken")
10 Keine spektakulären Fotos, dafür ein kleiner Erlebnisbericht ... (Jens Leich)
11 Die große Mond- und Marsschau in Bad Tölz ("Franz Xaver Kohlhauf")
12 Mondfinsternis mit Hindernissen und Handicap (Ralf Schäfer)
14 Meine Mondfinsternisbeobachtung (K.H. Seeger)
16 Die Mondfinsternis des Jahrhunderts - ein stilles Erlebnis (W.E.Celnik, D.Sporenberg, O.Guthier)
SONSTIGES/VDS
18 Inserentenverzeichnis (VdS-Geschäftsstelle)
SPT
20 Die totale Mondfinsternis vom 27. Juli 2018 - eine VdS-Bilderstrecke (Riepe Peter)
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
37 Praktische Tipps zur Reinigung eines großen astronomischen Spiegels ("P.Riepe, H.Tomsik")
ASTROFOTOGRAFIE
40 Fotografische Identifikation "Blauer Nachzügler" im Kugelsternhaufen M 5 (Hartmut Bornemann)
45 Erste Ergebnisse: Der Krebsnebel M 1 im polarisierten Licht (Michael Nolle)
47 Kontinuumssubtraktion in der Astrofotografie - Grundlagen und Methodik (P,Riepe, W.E.Celnik, H.Tomsik)
"ASTROPHYSIK & ALGORITHMEN"
51 Berechnungen zur Nebensonnen (Pilz Uwe)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
53 Beobachtung von Eisnebelhalos im Erzgebirge (C.Hinz, W.Hinz)
DEEP SKY
59 Think Big - Beobachtungen über 2 Grad und mehr: Orions Umhang - Sharpless 2-276 ("C. Hay, R. Merting")
61 Eine Nacht in Namibia (14 Zoll) (Mathias Sawo)
65 Skyguide 2018 - 4 (Winter) (Robert Zebahl)
GESCHICHTE
68 1. Internationaler Astronomenkongress vor 220 Jahren in Gotha (August 1798) (Gerhard Conrad)
KINDERSEITE
74 Kinderseite - Die Mondfinsternis (Katja Schuller)
KLEINE PLANETEN
77 Einladung zur Kleinplanetentagung 2019 (VdS-Geschäftsstelle)
77 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
78 Kosmische Begegnungen (K.Hohmann, W. Ries)
80 Kleinplanetentagung 2018 in Heppenheim (Daniel Bamberger)
SONSTIGES/VDS
82 Impressum (VdS-Geschäftsstelle)
KLEINE PLANETEN
83 Zerreißprobe des NEOs 2018 AM12, beobachtet mit dem Calar-Alto-Schmidt (Erwin Schwab)
KOMETEN
85 Auffallende Kometen des zweiten Quartals 2018 (Pilz Uwe)
SONNE
86 Die 41. Sonnetagung vom 6. bis 8. Juli 2018 in Sonneberg (Michael Delfs)
SPEKTROSKOPIE
88 Spektroskopie von Galaxien (Michael Koenig)
SONSTIGES/VDS
91 Jubiläumsjahr 2019: 100 Jahre Internationale Astronomische Union (VdS-Geschäftsstelle)
SPEKTROSKOPIE
92 Eine Fachgruppe wird frisch gemacht - die Spektroskopietagung in Frankfurt (Eversberg Thomas)
STERNBEDECKUNGEN
94 Wie groß ist Aldebaran? (Wolfgang Bischof)
98 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 1. Quartal 2019 (Riedel Eberhard)
101 Totale Sternbedeckungen beobachten - die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen ruft einen Wettbewerb aus (Eberhard H.R. Bredner)
VDS-NOSTALGIE
102 Das war‘n noch Zeiten, Folge 35 (Völker Peter)
NACHRICHTEN
103 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
VDS VOR ORT
104 Astro-Workshop 2018 in Weyregg am Attersee (Riepe Peter)
ZUM NACHDENKEN
106 Leben im All (Hans Merkl)
SERVICE
108 Himmelsvorschau Januar - März 2019 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
SONSTIGES/VDS
112 VdS-Fachgruppen-Redakteure (VdS-Geschäftsstelle)
112 VdS-Fachgruppen-Verantwortliche (VdS-Geschäftsstelle)
VORSCHAU
124 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen ab Januar 2019 (WEC)
Textinhalt des Journals 68
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
Der Text ist nicht formatiert, Bildunterschriften sind irgendwo im Text eingefügt.
Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
Astronomische Union
112 VdS-Fachgruppen-Redakteure 112 VdS-Fachgruppen-Verantwortliche
VdS-Journal Nr. 68
4
Nach Redaktionsschluss
Hinweise zur Beitragsrechnung für das Kalenderjahr 2019
von Andreas Klug, VdS-Vorstand
Dieser Ausgabe des Journals ist wieder eine Beitragsrechnung beigefügt. Der Versand des Journals erfolgte in einer Fensterversandtasche, dabei diente das Adressfeld auf der Beitragsrechnung gleichzeitig dem Versand. Wer diese Hinweise liest, hat daher auch eine Beitragsrechnung erhalten. Bitte gleichen Sie den Betrag der Beitragsrechnung möglichst umgehend aus. Soweit eine Lastschriftvollmacht vorliegt, ist dies auf der Rechnung vermerkt. Bei Zahlungen geben Sie bitte unbedingt Ihre Mitgliedsnummer an.
Bei SEPA-Überweisungen sind folgende Angaben notwendig:
Sparkasse Starkenburg IBAN = DE79509514690000011745 BIC/SWIFT-Code = HELADEF1HEP
Sollen die Beiträge ab 2020 eingezogen werden, kann das Lastschriftverfahren vereinbart werden. Setzen Sie sich in diesem Fall bitte mit der Geschäftsstelle in Verbindung. Um die Beiträge in der Steuererklärung geltend zu machen, bedarf es keiner gesonderten Zuwendungsbestätigung. Bis zu einem Betrag (Beitrag/Spende) von nicht mehr als 200,00 EUR reicht der Zahlungsnachweis in Verbindung mit der auf der Beitragsrechnung abgedruckten Bestätigung.
Hinweis
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 69 ,,Astronomische Vereinigungen" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Ergebnisse der Mars-Opposition" in Journal Nr. 70 Redaktionsschluss: 01.02.2019 Redakteur: S. Melchert, sven.melchert@vds-astro.de
,,Radioastronomie" in Journal Nr. 71 Redaktionsschluss: 01.05.2019 Redakteur: P. Riepe, redaktion-astrofotografie@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 (www.vds-astro.de/index.php?id=307). 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. 68
Bei Fragen im Zusammenhang mit der Beitragszahlung können Sie sich direkt an mich wenden, am besten per E-Mail unter schatzmeister@vds-astro.de. Bitte geben Sie dabei eine Telefonnummer an, da sich viele Fragen telefonisch schneller klären lassen.
Neues aus dem Vorstand
von Astrid Gallus
Eines der herausragenden Themen der letzten Vorstandssitzung war die Vorbereitung des Astronomietages 2019. Der Vorstand hat beschlossen, dieses Jahr zusammen mit der Internationalen Astronomischen Union (IAU) wegen deren 100-jährigen Bestehens ein gemeinsames Plakat zu erstellen: die Vorderseite ist unter dem Motto ,,Möge die Nacht mit euch sein" dem Tag der Astronomie gewidmet, die Rückseite zeigt weitere astronomische Ereignisse, mit denen die IAU ihr Jubiläumsjahr feiert: Mondfinsternis, Partielle Mondfinsternis, Merkur vor der Sonne, und vor allem: 50 Jahre Mondlandung! Die Rückseite des Plakates kann übrigens dieses Mal ganzjährig in den Sternwarten und Vereinen hängen bleiben. Mehr zum IAU-Jubiläum auf Seite 91.
Mitgliederumfrage Diesem Heft liegt eine Mitgliederumfrage bei, denn wir möchten von Ihnen, liebe Mitglieder, gerne wissen, wo wir stehen und wohin die Entwicklung der VdS gehen soll.
VdS-Medaille Der Vorstand erinnert an dieser Stelle, dass Vorschläge zur VdS-Medaille noch bis zum 31.03.2019 eingereicht werden können. Zögern Sie nicht, einen engagierten Amateurastronomen oder eine Amateurastronomin, welche/r aus Ihrer Sicht diese Medaille verdient, vorzu-
Nach Redaktionsschluss
5
schlagen! Sie sind vor Ort - Sie sehen, wer sich in vorbildlicher Weise um die Amateurastronomie kümmert!
Jugendliche und Astronomie Die VdS und sicher viele Astronomievereine haben ein demografisches Problem: Die Mehrheit der Mitglieder ist älteren Jahrgangs, es fehlt der jugendliche Nachwuchs. Wie gewinnen wir Jugendliche für unser schönes Hobby? Wie kamen wir damals selbst zu unserem Hobby? Die VdS plant hierzu ein Forschungsprojekt mit einer Hochschule. Darüber hinaus sollen bevorzugt Lehrer in den Fokus genommen werden, die wir unterstützen wollen, zum Beispiel bei Lehrerfortbildungen und auch mit Materialien für ihre Schulkurse. Lehrer können bei entsprechender Motivation und Unterstützung wirklich gute Multiplikatoren sein.
Bei dieser Gelegenheit unsere Frage an Sie: Was führte Sie zur Amateurastronomie? Über Ihre Antworten und Zuschriften zu diesem Thema freut sich die Schriftführerin; Kontakt: astrid.gallus@ vds-astro.de.
Mitgliedsbeiträge und Bezugskosten von ,,Sterne und Weltraum"
von Sven Melchert, VdS-Vorstand
Der Vorstand hat in seiner Sitzung am 8. Dezember 2018 in Heppenheim über die Beiträge beraten und beschlossen, dass die Mitgliedsbeiträge für 2019 unverändert bleiben. Im Mitgliedsbeitrag ist auch der Bezug der Vereinszeitschrift ,,VdSJournal für Astronomie" enthalten.
Die Mitgliedsbeiträge für 2019 betragen:
Normalbeitrag Inland und EU
EUR
für Schüler, Studenten und Auszubildende EUR
für Sternfreunde außerhalb der EU
EUR
einmalige Aufnahmegebühr
EUR
35,00 25,00 40,00
7,00
VdS-Mitglieder können die monatlich erscheinende Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zu deutlich ermäßigten Bezugskosten über die VdS abonnieren. Auch diese bleiben für 2019 unverändert, wie der Spektrum-Verlag mitteilt.
Die Bezugskosten für ,,Sterne und Weltraum" betragen 2019:
Abo Inland:
EUR 89,00; für VdS-Mitglieder EUR 69,40
Abo Inland ermäßigt: EUR 67,80; für VdS-Mitglieder EUR 57,00
Abo Ausland:
EUR 97,40; für VdS-Mitglieder EUR 77,80
Abo Ausland ermäßigt: EUR 76,20; für VdS-Mitglieder EUR 65,40
Totale Mondfinsternis mit Klasse
von Jonas Plum
Am frühen Morgen des 21. Januar 2019 wird sich der Mond vollständig rot verfärben - eine totale Mondfinsternis findet statt. Für Mitteleuropa ist es die letzte bis zum 7. September 2025 und erst am 31. Dezember 2028 wird der Mond wieder in absoluter Dunkelheit total verfinstert sein! Das ist ein besonders beeindruckendes Schauspiel, da sich während der Totalität trotz Vollmond das Sternenmeer der Milchstraße zeigt. Daher lohnt es sich, zur Beobachtung einen dunklen Ort aufzusuchen, am besten mit freiem Blick nach Westen.
In Deutschland geht der Mond nach Sonnenaufgang am Ende der Finsternis in der Halbschattenphase unter (am Ort 50 Grad N/10 Grad O um 08:20 Uhr). Der total verfinsterte Mond wird überall in Deutschland ohne störende Dämmerung zu sehen sein. Leider ist der Südosten Deutschlands etwas benachteiligt, doch hier sind immerhin noch 17 min Totalität in absoluter Dunkelheit zu verfolgen. Je wei-
ter man in Richtung Nordwesten wohnt, desto länger ist das begehrte Zeitfenster. So ist in der Mitte Deutschlands, zum Beispiel in Kassel, die Finsternis bis kurz nach dem Maximum in voller Dunkelheit zu sehen (siehe Tabelle 1). Vom Nordwes-
ten Deutschlands aus ist die Totalität bis kurz vor Ende dämmerungsfrei. Und von zwei Nordseeinseln aus wird die Mondfinsternis in voller Länge zu sehen sein; die eine ist Borkum, die andere Sylt.
Tabelle 1: Verlauf der totalen Mondfinsternis am Ort 50 Grad Nord/10 Grad Ost
Ereignis Eintritt in den Halbschatten Sichtbarkeitsbeginn Eintritt in den Kernschatten Beginn der totalen Phase Maximale Verfinsterung Beginn Astronomische Dämmerung Ende der totalen Phase Beginn Nautische Dämmerung Beginn Bürgerliche Dämmerung Austritt aus dem Kernschatten Sonnenaufgang Monduntergang Austritt aus dem Halbschatten
Uhrzeit 03:35 Uhr 04:10 Uhr 04:34 Uhr 05:41 Uhr 06:12 Uhr 06:13 Uhr 06:44 Uhr 06:51 Uhr 07:31 Uhr 07:51 Uhr 08:04 Uhr 08:20 Uhr 08:50 Uhr
Höhe über Horizont 42 Grad 37 Grad 33 Grad 22 Grad 18 Grad 17 Grad 13 Grad 12 Grad 6 Grad 3 Grad 1,5 Grad 0 Grad
VdS-Journal Nr. 68
6
Mondfinsternis am 27.07.2018
Die Mondfinsternis vom 27. Juli 2018 - ein Geschenk des Himmels
von Dietmar Bannuscher
Am 27. Juli 2018 fand ,,die" Mondfinsternis des Jahrhunderts statt, zumindest so von allen Medien (Fernsehen, Rundfunk und Zeitungen) angekündigt. Tatsächlich ging der Mond bereits für die meisten Beobachter verfinstert auf, die Länge des Naturwunders mit beinahe zwei Stunden erreicht keine weitere Mondfinsternis in diesem Jahrhundert. Die Resonanz in der Bevölkerung war überwältigend, ein ungeahnter Ansturm auf Astronomie-Einrichtungen folgte.
Im Vorfeld hatte die VdS in einer Plakataktion auf das Ereignis hingewiesen, Mars und Mond gemeinsam am Himmel, der eine hell wie selten und der andere stark verdunkelt. Die Medien griffen den
1 Publikum in der Lutherkirche Detmold, Bild: Arnold Hoppe
,,Was war das für ein Abend gestern. Wir hatten mit vielen Besuchern gerechnet, aber nicht mit über 250! Die Finsternis war perfekt zu beobachten. Einzig, weil der Mond sehr dunkel war, konnte dieser sich lange nicht gegen die Dämmerung durchsetzen." Björn Köhler, Volkssternwarte Ubbedissen
2 Besucher bei der MoFi vor dem
Planetarium Wolfsburg, Bild: Michael Schomann
Termin auf, und in vielen Sendungen, z.B. im Fernsehen, war er Thema, auch in den Hauptnachrichten. Allerdings wurde der Eindruck erweckt, dass erst wieder in hundert Jahren ein solches Ereignis stattfinden würde, zumindest haben dies meine Arbeitskollegen (und sicherlich viele andere) so verstanden. Wie auch immer, die Leute kamen in Scharen und besuchten Volkssternwarten und Astronomievereine in kaum da
,,Wir rechneten mit 500 Besuchern. Aber was dann abging, übertraf alle unsere Erwartungen. Schätzungsweise 2.500 Besucher folgten unserem Aufruf, die MoFi mit uns zu verfolgen. Der Wahnsinn. Für uns eine absolute Premiere. Es war ein tolles Erlebnis, mit so vielen Leuten dieses Ereignis zu teilen. Wir hatten unseren 35-cm-Dobson, kleinere Teleskope und Feldstecher mit dabei. Ein Team vom SWR-Fernsehen hat uns den gesamten Abend begleitet und einen tollen Bericht gesendet."
Bernd Peerdeman, Sternwarte Bad Kreuznach
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
7
,,Gegen 21:30 Uhr erschien dann endlich ein roter Mond über den Bäumen und die Besucher genossen einen ungetrübten Blick auf unseren Trabanten. Im Verlauf des Abends konnten insgesamt über 450 Besucher die Mondfinsternis und schließlich auch den roten Planeten Mars durch die Teleskope betrachten und auch die neue erweiterte Sternwarte besichtigen. Für die Mitglieder der Sternwarte war dies eine erste Belastungsprobe des neuen Sternwartenanbaus. Der Besucherandrang zur Mondfinsternis bestätigte letztendlich auch die Notwendigkeit der Baumaßnahme." Harald Steinmüller, Allgäuer Volkssternwarte Ottobeuren
gewesener Weise. Es gab auch Grillpartys oder ruhigere Treffen in der Nachbarschaft - die Mondfinsternis wurde gemeinsam angeschaut.
Der Ansturm kam für fast alle Astronomievereine überraschend, zumindest hatte mit der schieren Menge an Interessierten keiner gerechnet. Nicht nur Parkplatzprobleme zeigten sich, generell war bei und auf dem Wege zu den verschiedenen Einrichtungen durchaus Verkehrschaos entstanden. Zeitweise waren die Vorgaben für die freie Feuerwehrdurchfahrt (3,10 m) nicht mehr gegeben. Direkt oder später auftretende Fragen zur Handhabe solcher Ereignisse
,,... Unser Fazit: etwa 10.000 Leute zusammen im Deutschen Museum, Supernova, Volkshochschule und Volkssternwarte. Ich war heilfroh, dass wenigstens ca. ein Viertel unserer Aktiven vor Ort half und auf Fotos verzichtete, auch wenn wir die richtig guten Fotos natürlich künftig für die Öffentlichkeit brauchen. Vor der Volkssternwarte mussten wir mehr als 2/3 der Interessierten heimschicken, weil innen kein Platz mehr war. Gut war, dass ein paar Leute Becher für Leitungswasser organisiert hatten, die Gäste waren extrem dankbar. Außerdem hilft uns bei astronomischen Großereignissen immer unsere Erfahrung aus der alljährlichen Langen Nacht der Museen." Benjamin Mirwald, Sternwarte München
3 An der Sternwarte der Allgäuer Volkssternwarte Ottobeuren (AVSO),
Bild: Harald Steinmüller
,,Für uns war es die erste Veranstaltung als Verein und auch eine Feuertaufe auf dem eigenen Gelände. Da es uns erst seit dem 01.11.2017 gibt, fehlt uns eben noch der Bekanntheitsgrad als Anlaufstelle für astronomische Ereignisse. Wir konnten über die regulären Medien etwas Werbung machen und auch über Facebook, wo wir doch einige Leute erreichen konnten. Gerechnet haben wir so mit 50 bis 100 Besuchern für den Abend, aber am Ende wurden wir regelrecht von 400 Besuchern überrannt. Das Interesse an der MoFi war nicht so stark wie an den Blicken durch ein Teleskop, um die Planeten mal live zu sehen. Die Leute standen in Schlangen an vier Teleskopen an, mit einem streamten wir die MoFi auf Leinwand. Ich habe ein positives Fazit für den Abend und hoffe, dass wir den Menschen noch einiges bieten können."
Michael Quartz, Astronomische Vereinigung Vorderpfalz e.V.
(Versicherung, Genehmigungen, Haftung) wurden bereits im Forum der Fachgruppe VdS-Sternwarten besprochen oder andiskutiert.
Da der Mond durchaus erst später sichtbar war (Aufgangszeit, Berg oder Wald im Osten) konnten die Besucher aber immerhin viele andere Highlights wie Venus, Jupiter und Mars anschauen, Vorträgen lauschen und sich allgemein über Astronomie informieren. Was jetzt so leicht klingt, war für die Betreiber vor Ort eine sehr aufwändige Angelegenheit, trotzdem klingen die meisten Berichte am Ende positiv. Neben wenigen ungeduldigen Personen waren die meisten Menschen doch interessiert, dankbar und ließen sich friedlich bei Überfüllung vertrösten oder auch weiterschicken.
Anbei lesen Sie die Stimmen unserer VdS-Sternwarten und -Vereine im Orginalton.
,,... ein riesiger Erfolg war das mit der MoFi auch in Detmold. Zwei Kirchengemeinden hatten in der Lutherkirche zu einem Musik-Gebets-Abend mit der Sängerin Fr. Gebauer und Band eingeladen und ich durfte auch etwas Wissenschaftliches zu dem Himmelsereignis beitragen. Alle Sitzplätze waren gefüllt, und so waren alle gut eingestimmt auf das kommende Ereignis. Ab 21:30 Uhr sind wir dann gemeinsam auf das Parkdeck gezogen, wo schon reichlich Teleskope, Ferngläser, Fotostative und kundige Astronomen auf die Menschen warteten. Mehr als 500 interessierte Menschen warteten dann gespannt mit gekühltem Wein und Wasser auf die MoFi und hatten so die Gelegenheit, alle Planeten des Abends durch die unterschiedlichen Gerätschaften zu bestaunen und die vielen Fragen los zu werden."
Arnold Hoppe, Planetariumsgesellschaft OWL e.V. Detmold
VdS-Journal Nr. 68
8
Mondfinsternis am 27.07.2018
4 Vor der Sternwarte der AVSO,
Bild: Harald Steinmüller
,,Also wir hatten rund 1.500 Besucher und noch ca. 300-400, die wir im angrenzenden Rechenbergpark kurzfristig mit kleinen Instrumenten versorgt hatten. Unser Hauptproblem war, dass wir die MoFi nur durch die Kuppel beobachten konnten, da die Bäume eben jenes Parks uns von der Terrasse aus die Sicht auf den Mond nahmen. Wir hatten unser alle zwei Jahre stattfindendes öffentliches Sommerfest ab 16 Uhr auch an diesen Tag gelegt und konnten die Besucher so auch mit Essen und Getränken, Vorträgen, Sonnenbeobachtung usw. versorgen."
Mathias Gräter, Sternwarte Nürnberg
,,Wir hatten uns mit ein paar Aktiven vom Astronomietreff Wilhelmshaven an einem Platz am Deich verabredet. Schon als wir aufbauten, standen viele Menschen auf dem Deich und warteten darauf, dass der Mond endlich aufging. Leider wurde unsere Sicht durch eine hohe Dunstschicht über der Küste erschwert, die sich schätzungsweise bis auf 25 Grad Höhe erstreckte. Wir nutzten die Zeit und konnten vielen Interessierten Jupiter und Saturn zeigen, was bei einigen echte Begeisterung hervorrief."
Ute Katrin, Astronomietreff Wilhelmshaven
,,Bei uns sind auch so ca. 100-150 Besucher durch. Der Kollege am Teleskop hatte alle Hände voll zu tun, weil ja auch vorher ein toller Sonnenuntergang zu beobachten war und während der MoFi auch noch Venus, Jupiter, Saturn und Mars."
Arthur Battenberg, Sternwarte der Hardtwaldklinik Bad Zwesten
,,Auf das Gelände des Bochumer Planetariums waren geschätzte 6.000 Besucher geströmt: Kommuniziert wurde über Erklärungen in der Kuppel, durch die jeweils rund 300 geschleust werden konnten, und draußen über Lautsprecher und auch 1.000 Funk-Kopfhörer (die Veranstaltung war mit einer ,,Silent Disco" verbunden)."
Daniel Fischer, Planetarium Bochum
,,Wir waren an der EXPO-Sternwarte Melle auf maximal 100 Besucher vorbereitet, das waren Erfahrungswerte aus früheren Zeiten. Dann aber kamen 450! Mit fünf Personen (drei davon in Astro versiert) kann man eine solche Zahl nicht mehr handhaben - das ist unmöglich. Gott sei Dank waren die meisten Besucher einsichtig und waren den Organisatoren gegenüber geduldig."
Peter Riepe, EXPO-Sternwarte Melle
Anzeige
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
9
MoFi-Grillen bei der AVL
- Mondfinsternis und Mars-Opposition in Lilienthal
von Kai-Oliver Detken
Die Astronomische Vereinigung Lilienthal (AVL) [1] veranstaltet jedes Jahr im August ein so genanntes ,,Perseiden-Grillen", um die Hochphase der Sternschnuppen-Aktivitäten gemeinsam beobachten und genießen zu können. Dieses Jahr wurde dieses Event kurzerhand in ein ,,MoFi-Grillen" umgewandelt, da die größte Totalität dieses Jahrhunderts mit der Marsopposition am 27. Juli 2018 auf dem Programm stand. So konnten wir mit fast 30 Teilnehmern entspannt grillen und ab 22 Uhr den Mond versuchen aufzufinden, der bereits in der Totalitätsphase aufging.
Die Veranstaltung war vom Organisationsteam bestens organisiert und hätte eigentlich auch nicht besser laufen können, da man bei sehr sommerlichen Temperaturen von über 30 Grad C startete und selbst gegen Mitternacht noch um die 28 Grad C herrschten. Das kennen AVL-Mitglieder sonst durchaus auch anders, im nicht immer sonnenverwöhnten Norddeutschland, weshalb sicherheitshalber Pullover und Jacken mitgebracht (aber nicht genutzt) wurden. So konnte erst einmal der Grill angefeuert und für das leibliche Wohl aller Teilnehmer gesorgt
1 Luftaufnahme des MoFi-Grillens bei den Sternwarten der AVL, Bild: Holger Rentzow
werden, bevor es um den Mond und die Planeten ging (Abb. 1). Nach und nach schälten letztere sich aus der Dämmerung heraus, allen voran die Venus und der Jupiter, die mit dem vereinsinternen 8-Zoll-LX200 von Meade beobachtet wurden. Anschließend wurde versucht, Saturn mit dem Auge und dem Teleskop zu finden, bevor wir gemeinsam Alexander Gerst von der Internationalen Raum-
station ISS grüßten, der an diesem Abend zum ersten Mal über die kleine Beobachtergruppe flog. In rund 400 km Entfernung und mit einer Geschwindigkeit von ca. 27.600 km/h zog er am Himmel über unsere Köpfe hinweg, wobei auch ISS-Aufnahmen erstellt wurden, was bei dieser Geschwindigkeit nicht so einfach ist. Auch Alexander Gerst verfolgte das MoFi-Spektakel aus dem Weltraum und berichtete via Twitter darüber: ,,Gerade ein Foto der Mondfinsternis von der ISS aus gemacht. Schwierig einzufangen. Der leichte Blaustich kommt von der Atmosphäre, kurz bevor der Mond darin ,untergetaucht` ist" [2].
2 MoFi-Eindruck der Totalitätsphase um 23:11 Uhr MESZ. Canon 700Da, Sigmaobjektiv
70-200 mm f/2,8 EX DG OS HSM, Sigma EX APO DG, ein 2-facher Telekonverter, Arbeitsblende 5,6 bei f = 140 mm, Filter: OWB Astronomik-Filter und Hoya-Filter Red Enhancer Intensifier RA54, Belichtung 1,3 s bei ISO 6400
Auch wir hatten Schwierigkeiten, denn es war bereits weit nach 22 Uhr, aber es konnte immer noch kein Mond gesichtet werden. Anspannung gab es zusätzlich, weil sich eine Wolkenbank am Horizont genau vor den aufgehenden Mond zu schieben schien. Diese richtete sich aber Gott sei Dank nach dem Wetterbericht und löste sich rechtzeitig wieder auf. Dann gab es endlich den ersehnten Ruf: ,,Ich sehe ihn!", so dass Bewegung in die Gruppe kam. Und wirklich, ganz versteckt in der Dämmerung, lugte er hinter Bäumen ganz schwach hervor. Der Himmel war noch nicht richtig dunkel, so dass der Kontrast entsprechend schlecht ausfiel - ein Umstand, der in der Bericht-
VdS-Journal Nr. 68
10
Mondfinsternis am 27.07.2018
3 Mars in Opposition mit zarten Oberflächenstrukturen, 28.07.2018 gegen 2 Uhr MESZ,
Celestron C11 SC XLT 280 mm/2.800 mm, Kamera ZWOptical A.S.I. 183MCpro, ProPlanet 807 IR-Passfilter und L-Filter (Typ II C) von Astronomik, ZWOptical Atmospheric Dispersion Corrector (ADC), Belichtung pro Bild: 4,89 ms (IR) und 1,56 ms (RGB), Anzahl verwendeter Einzelbilder: 1.500 bei IR und 1.230 bei RGB. Norden ist oben.
erstattung der Medien gerne weggelassen wurde. Aber das sollte sich mit zunehmender Dunkelheit noch ändern, wie man kurz nach 23 Uhr feststellen konnte (Abb. 2). Während die MoFi-Fotografen emsig bemüht waren, die besten Bilder zu erstellen, kamen immer mehr Sterne zum Vorschein, und es konnten parallel Sternschnuppen und Iridium-Flares beobachtet werden.
Auch der Mars ließ erst einmal auf sich warten, war dann aber so hell, dass er durch die Bäume hindurch auf einmal ins Gesichtsfeld kam. Auch hier war die Aufregung bei einigen Beobachtern groß, hatten sie den roten Planeten doch noch nie so hell wahrgenommen. Im
Zusammenspiel mit dem Mond, der seine Totalitätsphase zu diesem Zeitpunkt bereits verlassen hatte, sah dieses Himmelsschauspiel sehr schön, fast schon romantisch, aus. Später musste ich mir den Mars dann noch einmal bei größerer Brennweite mit meinem C11-Teleskop ansehen und entsprechend aufnehmen. Der aktuell tobende Sandsturm machte dabei das Erkennen von Oberflächendetails nicht sehr einfach. Aber langsam scheint sich dieser zu legen, wie die Abbildung 3 erahnen lässt. Hinzu kommt natürlich noch der niedrige Stand der Planeten, der bei Aufnahmen zur atmosphärischen Dispersion führt. Und die kann man mittels AD-Korrektor kompensieren. Aus diesem Grund waren ei-
nige Planetenbeobachter nach Süden (La Palma und Namibia) ausgewichen.
Alles in allem ging ein sehr schöner Abend zu Ende und hinterließ ausschließlich zufriedene Teilnehmer. Einige sprachen sogar von der schönsten Mondfinsternis ihres Lebens: wunderbar! Ein schöneres Kompliment konnte man den Organisatoren des MoFi-Grillens und dem Himmelsspektakel selbst nicht machen.
Internetlinks (Stand Juli 2018): [1] Vereinsseite der Astronomischen
Vereinigung Lilienthal (AVL): www.avl-lilienthal.de [2] Twitter-Kanal von Alexander Gerst: https://twitter.com/Astro_Alex
Keine spektakulären Fotos, dafür ein kleiner Erlebnisbericht ...
von Jens Leich
Spontan habe ich vorgestern die Dorfgemeinschaft zum Mofi-Gucken eingeladen. Mit wirklich viel Resonanz habe ich aufgrund der Ferien nicht gerechnet, aber ich sollte mich täuschen. Mehr als 20 Leute und bestimmt acht Kinder versammelten sich mit Campingstühlen auf des Bauern gemähter Wiese, wo ich quasi ,,open air" eine Doppelstunde praktische Astronomie unterrichtete. Aufgrund der tiefen Lage von Mond und Mars schied meine Sternwarte aus.
tiert. Auf einem Manfrotto war der kleine Takahashi parat, mit Bino und diversen Okularen ausgestattet. Besonders die Kinder waren schier aus dem Häuschen, als der Mond ansetzte, den Kernschatten zu verlassen. Viele zückten ihre Handys und fotografierten direkt am Fernglas, es waren mitunter richtig gute Schnappschüsse dabei. ,,Boa, krass, das ist ja der Hammer, wahnsinnig schön!" So eine
,,astronomische Unterrichtsstunde" bei sommerlichen 28 Grad C und live Gitarrenmusik bei Fassbier und guter Laune haben viele noch nicht erlebt. Der Überflug der ISS versetzte alle in Erstaunen: ,,Die ist ja richtig hell!" Und so konnte ich in knapp drei Stunden fast 30 Menschen für die Astronomie auf die angenehmste Weise bei T-Shirt und kurzer Hose gewinnen.
Alle hörten gebannt zu und irgendwann rief ein Junge: ,,Da isser!!" Tiefrot und kaum zu erkennen stieg der total verfinsterte Mond kurz nach 22 Uhr MESZ über dem Wald empor. Zuvor bekam ich begeisterte Ausrufe beim Anblick von Venus, Jupiter und Saturn. Ich hatte nur eine kleine Ausrüstung dabei. Die Wiese liegt rund 250 m von der Sternwarte entfernt und bot einen guten Rundumblick. Mit dem Rad habe ich alles dorthin bugsiert. Auf einem Berlebachstativ hatte ich mein Swarowski-Fernglas, es wurde von allen Besuchern sehr hoch frequen-
VdS-Journal Nr. 68
1 Aufnahme eines Besuchers aus der hinteren Reihe
Mondfinsternis am 27.07.2018
11
Anzeige
Die große Mond- und Marsschau in Bad Tölz
von Franz Xaver Kohlhauf
1 Beobachtung des interplanetaren Vorprogrammes in Bad Tölz, Foto: R. Bradish
Wie schon mit dem herrlichen VdS-Plakat beworben, wurde es ein wirklicher Sommernachtstraum hier in Bad Tölz. Auch unsere Lokalzeitung, der Tölzer Kurier, ließ sich nicht lumpen und brachte eine großflächige Ankündigung dieses himmlischen Jahresereignisses. Darin war dann auch eine Einladung zu dem von den Isarwinkler Sternfreunden zusammen mit dem Tölzer Planetarium geplanten Beobachtungsabend. Und es kamen viele zum Parkplatz vor dem Planetarium. Schon ab 20:30 Uhr versammelten sich die ersten Besucher und beobachten interessiert den Aufbau der verschiedenen optischen Gerätschaften, und immer wieder kam aus der immer größer werdenden Menge (Abb. 1) die ultimative Frage: ,,Wann kommt er denn, der Mond?" Um die frühen Besucher bei Laune zu halten, hatte der Himmel zusätzlich noch eine ganze Planetenparade im Vorprogramm zu bieten. Jupiter und Saturn brachten in den Teleskopen bei gutem Seeing jeden schon einmal zum Staunen. Und dann kam er. Mit leichter Verspätung, durch Wolken im Südosten verursacht, schimmerte unser Erdtrabant in einem tiefroten Licht. Wie schon beim Auftauchen des Mondes aus den Wolken wurden die Ahs und Ohs wieder lauter, als schließlich der strahlend helle, rote Mars unter dem verfinsterten Mond das i-Tüpfelchen auf diesen Sommernachtstraum setzte (Abb. 2). Quasi als Zugabe zog zum Maximum der Mondfinsternis auch noch die Internationale Raumstation im Norden vorbei. Was für ein Abend, was für ein Erlebnis für uns alle, dem Himmel sei Dank! Sehr erfreulich, dass in der Lokalzeitung zum Beginn der neuen Woche auch eine ,,Nachlese" erschien.
2
Die beiden Hauptdarsteller des Abends. Kamera Canon EOS 700 D bei ISO 1600 mit Objektiv Sigma 17-70 mm bei 63 mm und f/5,6 (Ausschnitt). Belichtung 3,2 s um 23:14 Uhr MESZ, Foto: F. X. Kohlhauf
VdS-Journal Nr. 68
12
Mondfinsternis am 27.07.2018
Mondfinsternis mit Hindernissen und Handicap
von Ralf Schäfer
Überlegungen zur Beobachtung der totalen Mondfinsternis hatte ich mir schon vor ein paar Monaten gemacht. Da der schon verfinsterte Mond über dem Südosthorizont aufgehen und nur in einem flachen Bogen seine Bahn ziehen würde, kam nur ein erhöhter Standort mit freier Horizontsicht in Frage. Diese Standortfrage war für mich recht schnell geklärt, da ich über Jahre hinweg als lichtverschmutzungsgeplagter Großstädter immer mal wieder diverse dunkle Standorte im nahen Sauerland ausprobiert hatte. Da für die Mondfinsternis nicht der völlig dunkle Standort gefragt war, wählte ich einen mir gut bekannten Hügel ca. 3,5 km nordwestlich vom Sorpesee gelegen.
Handicap Zum o.g. Zeitpunkt konnte ich nicht ahnen, dass mir meine Gesundheit fast einen Strich durch die Rechnung gemacht hätte. Anfang Juli brach ich mir auf einer Mountainbike-Tour den linken Unterarm und kam erst nach fünf Operationen wieder heim. Wie ich mit der Mondfinsternis umgehen würde, war mir zu diesem Zeitpunkt noch nicht ganz klar, da ja auch das Wetter (wie immer) mitspielen musste.
Beobachtung Ein paar Tage vor der Finsternis war klar, dass das Wetter fast 100 % mitspielen würde. Ich beschloss, mit einer kleinen und leichten Ausrüstung zum geplanten
Standort nahe dem Sorpesee zu fahren und die Finsternis zu beobachten. Die leichte Ausrüstung (Fotostativ, Alt/Azimut-Kopf, Reiserefraktor und Zubehör sowie Sitzgelegenheit) konnte ich halbwegs problemlos ins Auto packen und vor Ort aufbauen. Allerdings führte die ständige und fast ausschließliche Benutzung des rechten gesunden Arms nach einiger Zeit zur Überlastung. Die Finsternis sollte am Beobachtungsort um 21:30 Uhr mit dem Mondaufgang beginnen. Gut eine Dreiviertelstunde zuvor war das Equipment in Positur und alles bereit. Die deutlich kühleren Temperaturen als in der Großstadt (Dortmund 35 Grad C, Sauerland ,,nur" 27 Grad C) waren eine herrliche Wohltat, nicht nur für den Arm.
1 Komposit aus a) Hintergrundbild mit Nikon D7000 und Nikkor 16-85 mm bei 16 mm, Blende 5,6 und ISO 400, 1/640 s und b) 6 Mond-
aufnahmen mit Nikon D7000 und Refraktor Williams Optics ED 88 Megrez, feff = 600 mm und Blende 4,5 bei ISO 1600, Belichtung 1 bis 1/1.250 s.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
13
Überraschenderweise zeigte sich am Beobachtungsstandort eine horizontnahe Bewölkung, die so in Dortmund nicht zu sehen gewesen war. Somit war mit einem Beginn des Spektakels pünktlich zum Mondaufgang um 21:30 Uhr nicht zu rechnen. In der Tat musste ich bis um 22:06 Uhr warten, um endlich den verfinsterten Mond ganz schwach vor dem noch aufgehellten Südosthorizont aufzuspüren. Ab diesem Zeitpunkt machte ich alle 2-3 Minuten eine Aufnahme mit meiner Nikon D7000, die mittels Reducer/ Flattener 0,8x am Refraktor der Marke Willams Optics (WO 88 Megrez ED) mit effektiv 600 mm Brennweite betrieben wurde. So gelangen ca. 117 Aufnahmen mit anfänglich 1 Sekunde Belichtungszeit, die dann am Ende der Aufnahmereihe nur noch 1/1.250 Sekunde betrug.
Hindernisse Ich hatte gar nicht damit gerechnet, dass die Bauern aufgrund der Hitze ihre Ernte um diese späte Uhrzeit noch einholten.
Der Mähdrescher auf dem gegenüber liegenden Feld war bis kurz vor dem Ende der Finsternis aktiv und produzierte eine Menge Staub. Der trug zusätzlich zur horizontnahen Bewölkung dazu bei, dass die Transparenz der unteren Luftschichten eher suboptimal war. Das kann man an den stark unterschiedlich gefärbten ersten beiden Mondscheiben in der Abbildung 1 gut erkennen. Erschwerend kam hinzu, dass verschiedene Beobachter noch kurz nach 21:30 Uhr aufs Land fuhren und sich einen guten Beobachtungsort suchten. So bekam ich dreimal Besuch von zügig bis rasant heranfahrenden Autos mit Staubfahne und Sichtbehinderung. Somit gab es die ein oder andere kleine zeitliche Lücke in meiner Aufnahmereihe. Der Höhepunkt der Störung war erreicht, als ein Geländewagenfahrer mit ausgeschalteten Scheinwerfern quer über das abgeerntete und knochentrockene Feld düste und erst ca. 10 Meter vor mir meine Anwesenheit registrierte. Er drehte dann doch noch
ab, verließ schnurstracks das Feld und machte sich im wahrsten Sinne des Wortes vom Acker und aus dem Staub.
Resümee Auch mit leichtem Equipment (ohne parallaktische Montierung und ohne großen Apo-Refraktor) lässt sich eine Mondfinsternis gut im Bild festhalten. Es lohnt sich immer, Ereignisse am Himmel zu beobachten, und seien die Umstände noch so schwierig. Denn das ist allemal besser als nicht zu beobachten und einfach nur zu Hause zu sitzen und sich hinterher alles im Fernsehen anzuschauen ...
Es interessieren sich mehr Leute für Astronomie, als man denkt, man muss sie nur auf die Ereignisse aufmerksam machen. In diesem Fall haben die Medien und sicher auch astronomische Vereinigungen wie die VdS volle Arbeit geleistet.
2 Verfinsterter Mond um 23:01 Uhr MESZ, 12 Minuten vor Ende der totalen Phase, Kamera Nikon D7000 und Refraktor Williams
Optics ED 88 Megrez, feff = 600 mm, Belichtung 1 s bei ISO 1600 und Blende 4,5.
VdS-Journal Nr. 68
14
Mondfinsternis am 27.07.2018
Meine Mondfinsternisbeobachtung
von Karlheinz Seeger
Als Hobbyastronom habe ich am 27. Juli 2018 natürlich auch gespannt auf die totale Mondfinsternis gewartet. Die Wetterprognose für den gesamten Westen Deutschlands versprach optimale Bedingungen zur Beobachtung der Mondfinsternis. Gegen Abend am 27.7. bezog sich jedoch der Himmel an meinem Wohnort Nagold (Baden-Württemberg) immer stärker mit Wolken. Ich fuhr trotzdem zu meinem geplanten Beobachtungsbereich am Flugplatz Dürrenhardter Hof südwestlich von Nagold. Dort angekommen baute ich meinen 8 x 56-Feldstecher und meine Systemkamera Sony ILCE6000 mit dem Zoom-Teleobjektiv von 55-210 mm Brennweite nebst meinem kleinen Beobachtungsstuhl auf. Auch dort versprach die Bewölkungssituation nichts Gutes. Ein junges Paar gesellte sich zu mir und ca. eine Viertelstunde nach Totalitätsbeginn wies die Frau darauf hin: ,,Jetzt sieht man's!"
Tatsächlich - der total verfinsterte Mond war tief über dem Osthorizont zu erspähen, aber nur schwer sichtbar. Schon bald darauf konnten wir auch den rechts unterhalb stehenden Mars sehen. Das beobachtete und fotografierte ich dann darauf. Gegen 22:30 Uhr MESZ beobachteten wir alle auch den Überflug der ISS. Vor Ende der Totalität verschwanden Mond und Mars leider wieder hinter dichten Wolken. Weit nach Beginn der partiellen Phase war der Mond wieder sichtbar und ich konnte diesen Teil der Finsternis noch fast bis zum Ende verfolgen und fotografieren.
1 Der total verfinsterte Mond mit Mars am 27.07.2018. Unten im Hintergrund der
beleuchtete Kirchturm des Nagolder Ortsteils Vollmaringen. 22:21 Uhr MESZ, Brennweite 110 mm, belichtet 2,5 s bei Blende 4,5 und ISO 3200.
Comic
VdS-Journal Nr. 68
2 Der noch partiell verfinsterte Mond am 27.07.2018 in einer Wolkenlücke um 23:49
MESZ mit 210 mm Brennweite, Belichtungszeit 1/15 s bei Blende 6,5 und ISO 3200.
Am Anfang steht die Neugier.
Jetzt im Miniabo testen!
3 Ausgaben für nur 16,60. Auch als
Geschenkabo!
Das Magazin für Naturwissenschaft & Technik
Telefon: 06221 9126-743 | E-Mail: service@spektrum.de www.spektrum.de/miniabo
16
Mondfinsternis am 27.07.2018
Die Mondfinsternis des Jahrhunderts - ein stilles Erlebnis
von Werner E. Celnik, Dieter Sporenberg und Otto Guthier
Wer fährt schon zur Vollmondzeit nach Namibia auf eine Astro-Farm? Na, wir natürlich. Und zwar aus zweierlei Gründen: Neben der Marsopposition am 27. Juli 2018 sollte ja auch parallel eine totale Mondfinsternis stattfinden, und zwar die längste des 21. Jahrhunderts. Wie kommt es zur außergewöhnlichen Länge der Totalitätsphase? Die Finsternismitte lag ziemlich genau am Knotenpunkt der Mondbahn, der Mond zog nicht am Rand des Schattens entlang, sondern fast zentral durch den Kernschatten der Erde und legte so fast den maximalen Weg durch den Erdschatten zurück. Vorteil des Beobachtungsortes im südlichen Afrika waren außerdem der hohe Stand am Himmel (bei Finsternismitte um 20:22 Uhr UT stand der Mond 54 Grad hoch) und der Umstand, dass die Mondfinsternis komplett von Anfang bis Ende zu beobachten war. Es herrschte Spannung im Vorfeld: Welche Effekte würden zu beobachten sein?
Nach unserem Eintreffen auf der Farm Tivoli [1] waren wir insgesamt ein knappes Dutzend Gäste aus Deutschland und der Schweiz. Wir alle sowie unsere Gastgeber Reinhold und Kirsten Schreiber fieberten dem Ereignis entgegen. Wie würde sich diese außergewöhnliche Mondfinsternis beobachten und erleben lassen?
1 Mondfinsternis am 27.07.2018, HDR- (,,High Dynamic Range") Aufnahme der
Eintrittsphase in den Kernschatten aus einer Aufnahmeserie von 19:09 bis 19:12 Uhr UT, Kombination von 6 Aufnahmen von 1/500 s bis 2 s Belichtungsdauer, Teleskop: Meade ACF 356 mm/3.560 mm, Kamera: Canon 5DMkII, ISO 800. Ort: Farm Tivoli, Namibia. Bild: W. E. Celnik und D. Sporenberg
Das Abendessen fand früh statt, für Werner leider nicht früh genug, denn trotz der technischen Vorbereitungen am 14-Zöller von Meade in der Sternwarte ,,Taurus" verpasste er den Eintritt in den Halbschatten um 20 Minuten, bis die Technik stand. Dann jedoch fertigte er mit der Canon 5DMkII alle 10 Minuten ein Aufnahmeserie mit verschiedenen Belichtungen mit 3,6 m Brennweite an. Ein Beispiel für ein Ergebnis einer solchen Serie zeigt die Abbildung 1 von der Eintrittsphase in den Kernschatten sowie die Abbildung 25 in der Bilderstrecke in diesem Heft. Parallel zu diesen Serien lief huckepack auf dem Teleskoptubus eine Canon 700Da mit einem 20-mmObjektiv mit 2-min-Belichtungen, um
VdS-Journal Nr. 68
während der Totalität Mond und Mars neben der Milchstraße aufzunehmen [2] (Abb. 2). Dazwischen blieb immer Zeit, die Hütte zu verlassen und mit dem Feldstecher oder dem bloßen Auge den sich verändernden Mond und die Umgebung zu betrachten.
Dieter widmete sich derweil im freien Feld mit seinem Optolyth-Feldstecher 9 x 63 visuell dem Verlauf der Finsternis, denn die Canon 1300D, bestückt mit einem 8-mm-Fischaugenobjektiv und auf einem Stativ befestigt senkrecht in den Zenit schauend, wurde von einem Notebook gesteuert. Diese Kamera nahm einen Großteil des Himmels vom Ost-
bis zum Westhorizont auf. In der Serie wurden einige Hundert Aufnahmen mit 40 s Belichtung ohne Nachführung aufgenommen. Solche Serien sind dreifach auswertbar: als Zeitraffer-Videoanimation, als Strichspuraufnahme und als gestapelte (,,gestackte") Summenaufnahme. Die Abbildung 3 zeigt das aufsummierte Bild mit dem Band der Milchstraße und dem total verfinsterten Mond daneben, dazu Mars neben dem Mond, Jupiter westlich der Milchstraße und Saturn im Band der Milchstraße. Auch mit einfachen Mitteln lassen sich doch ansprechende Aufnahmen gewinnen. Für die Abbildung 4 wurden dieselben Einzelbilder ausgerichtet auf den Erdboden gesta-
Mondfinsternis am 27.07.2018
17
2
Totale Mondfinsternis und Mars in Opposition am 27.07.2018 von 20:24 bis 20:58 Uhr UT, Aufnahme während der Totalität mit Objektiv Sigma 1:1,4/20 mm (Arbeitsblende 2,8) an Kamera Canon 700Da, 8 x 120 s belichtet bei ISO 1600, Nachführung durch Teleskopmontierung ohne Korrekturen. Ort: Farm Tivoli, Namibia, Bild: W. E. Celnik und D. Sporenberg
pelt. Ergebnis ist eine Strichspuraufnahme, wo sich die Sternspuren aus vielen Einzelpunkten zusammensetzen. Interessant erscheint die variable Helligkeit der Mond-Strichspur, die zur Finsternismitte hin dunkler wird, im Gegensatz zur daneben befindlichen Spur des Mars.
Otto hatte sich einen 10-Zoll-Dobson ausgeliehen und beobachtete damit mit seiner Frau Dagmar zusammen neben
dem gemieteten Pavillon den Finsternisverlauf und die hellen Planeten sowie einige Deep-Sky-Objekte.
Neben den teleskopischen Beobachtungen und halb- oder ganz-automatischen Kameras war es mindestens ebenso spannend, mit zunehmender Verfinsterung des Mondes die Veränderung des Umgebungslichtes von weißgrau nach gelblich grau zu verfolgen. Wir erlebten, wie das Band der Milchstraße, von dem wegen des Vollmondlichtes vor der Finsternis nur die hellsten Partien zu erkennen waren, langsam von Minute zu Minute kontrastreicher erschien bis hin zur Mitte der Finsternis, als es in voller Pracht vom Himmel leuchtete!
Auch nach Beginn der Totalitätsphase wurde der Mond mit zunehmender Tiefe im Kernschatten noch dunkler und der Kontrast der Milchstraße deutlich besser. Dabei erschien der rote Mond nicht etwa dunkel-, rost- oder kupferrot, wie bei früher beobachteten Finsternissen beobachtet, sondern vielmehr recht hell lachsrot mit einem zarten Stich ins Orangefarbene. Die Finsternismitte ließ sich auch ohne Blick auf die Uhr mit
3
Totale Mondfinsternis und Mars in Opposition am 27.07.2018 von 19:42 bis 21:17 Uhr UT, Aufnahme während der Totalität mit Objektiv MC Peleng 1:3,5/8 mm (Arbeitsblende 4,0) an Kamera Canon 1300D, 60 x 40 s belichtet bei ISO 4000, ohne Nachführung. Ausrichtung der Einzelbilder auf die Sterne. Ort: Farm Tivoli, Namibia, Bild: W. E. Celnik und D. Sporenberg
VdS-Journal Nr. 68
18
Mondfinsternis am 27.07.2018
So kehrte die Milchstraße langsam wieder zu ihrem Vollmond-Erscheinungsbild zurück. Die Umgebung wurde wieder vom Mond erhellt und Schlagschatten waren wieder erkennbar.
Am nächsten Morgen beim gemeinsamen 11-Uhr-Frühstück wurde von allen Seiten geschwärmt. Wir alle waren uns einig - das war die schönste Mondfinsternis, die wir jemals gesehen haben.
Internetlinks (Stand 29. August 2018): [1] Astro-Farm Tivoli: www.tivoli-
astrofarm.de/tivoli_astrofarm.htm [2] W. E. Celnik, D. Sporenberg, 2018:
,,Astrofoto der Woche 31, 2018: ,Namibische Mondfinsternis und Marsopposition im zarten Zodiakallicht'", www.astronomie. de/aktuelles-und-neuigkeiten/ astrofoto-der-woche/archiv/ detailseite/31-woche-namibischemondfinsternis-und-marsoppositionim-zarten-zodiakallicht/
4 Totale Mondfinsternis und Mars in Opposition am 27.07.2018 von 19:42 bis
21:17 Uhr UT, Aufnahme während der Totalität mit Objektiv MC Peleng 1:3,5/8 mm (Arbeitsblende 4,0) an Kamera Canon 1300D, 60 x 40 s belichtet bei ISO 4000, ohne Nachführung. Ausrichtung der Einzelbilder auf den Boden. Ort: Farm Tivoli, Namibia, Bild: W. E. Celnik und D. Sporenberg
dem bloßen Auge auf wenige Minuten genau feststellen: Der Kernschatten der Erde nahm vom Außenrand nach innen nur leicht an Dunkelheit zu, um dann im Zentrum ein recht ,,spitzes" Helligkeitsminimum zu zeigen - der Mond erschien als heller Ring um ein dunkleres Zentrum herum! Unfassbar!
Das alles spielte sich in nahezu vollkommener Stille ab. Es gab nur wenige Menschen in der unmittelbaren Umgebung, und jeder der ,,Nachtaktiven" war mit seinen eigenen Beobachtungen beschäftigt. Unterhaltungen fanden nur
VdS-Journal Nr. 68
sporadisch und leise (!) statt, niemand wollte wohl die zarte Stimmung zerbrechen und die einzigartige Präsenz dieses Himmelsereignisses stören.
Dies änderte sich ganz plötzlich, als der Mond seinen ersten Zipfel aus dem Kernschatten streckte! Eine gleißend helle kleine Sichel, sich langsam verbreiternd, erschien am unteren Mondrand. Vergleiche mit dem Erscheinungsbild des Planeten Mars im Teleskop wurden gezogen: Auch dieser zeigte in diesen Tagen eine große helle Südpolkappe. Ahs und Ohs wurden hörbar, ,,Schau mal ...!"
Inserentenverzeichnis
Astronomie.de, Neukirchen
11
Astroshop.de nimax GmbH,
19
Landsberg
Baader Planetarium, Mammendorf U4
Gerd Neumann jr., Hamburg
8
Kosmos Verlag, Stuttgart
61
Optical Vision Ltd., UK
U3
Optische Geräte Wolfgang Lille,
65
Heinbockel
Sahara Sky, Fritz G. Koring,
52
Marocco
Spektrum der Wissenschaft Ver-
15
lagsgesellschaft mbH, Heidelberg
Spektrum der Wissenschaften
Spektrum der Wissenschaft Ver- 107 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg Sterne und Weltraum
Vesting e.K., Fachhandel, Hamburg U2
Verein zur Förderung der Raum- 97 fahrt VFR e.V., München
EIN STARKES TEAM: Omegon Ritchey-Chretien Teleskope auf der iOptron Montierung iEQ45
Omegon und Astroshop.de sind Bereiche der nimax GmbH. Preisänderungen und Irrtümer vorbehalten.
Foto: Carlos Malagon
Astrofotos in großer Form: Besser fotografieren mit einem RC-Volltubus. Die Omegon RC-Teleskope bieten Ihnen ein großes, komafreies Bildfeld. Nutzen jetzt auch Sie die Technik der Profis.
Sie wollten schon immer eine solide Montierung mit hoher Tragkraft aber trotzdem transportabel? Die iOptron Montierung iEQ45 zeigts Ihnen: die perfekte Lösung zwischen Tragkraft und Gewicht.
Hyperbolische Spiegel
Omegon RC-Teleskope besitzen hyperbolische Haupt- und Fangspiegel. Der Vorteil: Bessere und schärfere Astrofotos mit einem größeren Feld.
Fotografie ohne Korrektoren
Nutzen Sie Ihre DSLR- oder Astrokamera - auch mit VollformatKameras. Das Ergebnis sind nadelscharfe Sterne bis zum Rand für wunderschöne Aufnahmen.
Stabiler Fokus und hoher Kontrast
Stahltubus: 50% weniger Fokusdrift im Vergleich zu einem Alutubus. Exakt gesetzte Streulichtblenden sorgen außerdem für einen hohen Kontrast.
Hochwertiges Rundumpaket
Montageschienen mit 44 mm und 3" Breite (8"/ 10"), eine weitere Schiene oben für ein Nachführsystem, großer Crayford-OAZ und Lüftersystem - ein Traum für jeden Astrofotografen.
Mobil aber stark
Die Montierung wiegt nur 11 kg, trägt aber trotzdem Lasten bis zu 20 kg. Auf der Reise oder von zu Hause: Astrofotografie von jedem Ort.
Einfache und schnelle Polausrichtung
Norden Sie Ihre Montierung mit dem Polsucher und Quick-PolarAlign ein oder einfach elektrisch auch ohne Blick zum Polarstern an einem hellen Stern.
Handsteuerbox mit vielen Funktionen
Großes Display mit mehreren Zeilen, GPS, One-, Solar- und ThreeStar-Align, Autoguding-Port für Astrofotos. Alles, was Sie jetzt und in Zukunft brauchen.
Extrem ruhiger Lauf und hohe Präzision
Großes Übersetzungsverhältnis und Schrittmotoren mit 128 Schritten. Genießen Sie eine ultrapräzise Nachführung und die Vorteile einer Premium-Montierung.
Das sagt ,,All About Space" dazu:
,,Mit diesem Teleskop erreichen Sie in der Astrofotografie das höchste Niveau. Mit dem Omegon Ritchey-Chretien Pro entdecken Sie eine riesige Anzahl an Deep-Sky-Objekten - ein jahrelanges Vergnügen zu einem sehr guten Preis!"
Art.-Nr.
Ritchey-Chretien 6" Teleskop inkl. iEQ-45 Montierung
Gewicht 24,4 kg
55112
Ritchey-Chretien 8" Teleskop inkl. iEQ-45 Montierung
Gewicht 25,1 kg
55114
Ritchey-Chretien 10" Teleskop inkl. iEQ-45 Montierung
Gewicht 34,6 kg
55116
Preise in
1890 2390 3590
Erhältlich bei
Astroshop.de
Für Online-Bestellung Artikelnummer ins Suchfeld eingeben!
08191-94049-1
20
Mondfinsternis am 27.07.2018
Die totale Mondfinsternis vom 27. Juli 2018 - eine VdS-Bilderstrecke
von Peter Riepe
Diese totale Mondfinsternis fand medienbedingt eine überdurchschnittlich starke Beachtung. Viele Menschen hatten gute Wetterbedingungen. Sie konnten das Himmelsereignis aufmerksam mitverfolgen und dabei auch verschiedene Kameras einsetzen, um den ungewöhnlichen Anblick im Bild festzuhalten. Allerdings war der Mond in Zentraleuropa beim Aufgang bereits total verfinstert, so dass er erst relativ spät wahrgenommen wurde. Zum Finsternismaximum
1 In Asbach Büsch nahm Rolf Hempel um 22:28:52 Uhr MESZ mit
einer Canon EOS 5D MKII dieses Bild von Mond und Mars auf. Objektiv: Canon EF 100-400 mm f/4,5-5,6 L IS USM. Bei 220 mm Brennweite, Blende 5,6 und ISO 800 wurde 4 s belichtet.
2 Kein Ufo, auch kein Bolide! Zwischen dem verfinsterten Mond und
Mars setzte ein Jet zur Landung auf dem Flughafen Köln-Wahn an. Die Landescheinwerfer erleuchteten die feuchte Luft. Lucas Binnewies aus Much im Bergischen Land erwischte diesen Moment mit einer Canon 600Da und belichtete 19 s bei f = 60 mm, Blende 4 und ISO 1600.
VdS-Journal Nr. 68
3
Bei der Astronomischen Vereinigung Vorderpfalz e.V. wurde die Mondfinsternis von vielen Besuchern beobachtet. Aufnahme von Willi Faßbender mit Olympus OM-D MKII, f = 50 mm, Belichtung 1/30 s bei Blende 0,95 (!).
konnte man einen hellen Mondrand und eine sehr dunkle Mitte beobachten. Die Aufgangsphase wurde auch für ästhetische Motive im Horizontbereich genutzt, beispielsweise Aufnahmen mit Wald, Flusslandschaften, dekorativen Burgen und auch Menschenansammlungen. Hier folgt nun eine kleine Nachlese, um alles noch einmal in Ruhe betrachten zu können. Es war doch wirklich spannend, nicht wahr?
An dieser Stelle dankt die Redaktion allen Bildeinsendern noch einmal ganz herzlich. Unseren Lesern viel Vergnügen beim Anschauen!
4
Der total verfinsterte Mond über der Ronneburg (Hessen) um 22:50 Uhr MESZ. Canon 6D mit Canon-Teleobjektiv 100-400 mm bei 250 mm, Hermann von Eiff belichtete vom Stativ 0,5 s bei Blende 5,6 und ISO 1600.
Mondfinsternis am 27.07.2018
21
VdS-Journal Nr. 68
22
Mondfinsternis am 27.07.2018
5 Oben: Eine prächtige Kulisse für die Mondfinsternis bot die Burg
Hohenzollern. Rolando Dölling setzte eine Sony Alpha 9 ILCE-9 auf einem Stativ ein. Um 22:11 Uhr MESZ belichtete er 1,6 Sekunden bei ISO 6400. Objektiv war das Sony FE 100-400 mm F4,5-5,6 GM OSS bei 130 mm Brennweite und Blende 5.
6 Unten: Der verfinsterte Mond mit Mars um 20:54 Uhr
UT in Emmerich (Niederrhein). Canon EOS 100D mit Objektiv Canon EF 50 mm, Belichtung 2,5 s bei Blende 1,8 und ISO 200. Bild: Reinhard Kaltenböck.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
23
7 Oben: Mond und Mars über Ottobeuren. Canon
EOS 80d, Sigma 28-70 mm aspheric 2,8 bei Offenblende und f = 33 mm, Belichtungszeit 5 s bei ISO 800. Bildautor: Robert Blasius, Allgäuer Volkssternwarte Ottobeuren e.V.
8 Unten: Totale Mondfinsternis und Marsopposition, beobachtet
und verbracht mit guten Freunden am Sommerberg in Dortmund. Mit einer Panasonic DMC-FZ38 und 13-mm-Objektiv, nachgeführt auf einer Vixen-SP, belichtete Thorsten Zilch um 22:34 Uhr MESZ 8 s bei Blende 3,4 und ISO 80.
VdS-Journal Nr. 68
24
Mondfinsternis am 27.07.2018
9 Oben: Auf dem Weg zur Berliner Wilhelm-Foerster-
Sternwarte nahm Rainer Schendel dieses Bild um 22:45 Uhr MESZ durch eine Baumlücke auf. Kamera war eine Fuji FinePix S8600 mit 8 mm Brennweite. Er belichtete 8 s bei Blende 3,2 und ISO 800.
10 Unten: Manfred Kiau und Dirk Sichelschmidt sahen die Finsternis von
Duisburg aus mit Blick zum Stahlwerk Thyssen-Krupp. Sie entdeckten die verfinsterte Mondscheibe erst um 22:19 Uhr MESZ, als sie sich gegen den Dunst durchgesetzt hatte. Canon 7D MkII mit Objektiv EF 70-200 mm f/4 L IS USM. Belichtung 2 s bei f = 70 mm, Blende 5,6 und ISO 800. Während eines Hochofenabstichs (links) erschien ein kleiner Meteor.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
25
11 Roter Mond und roter Planet: Das
Oppositionspaar des Abends rahmte um 22:30 Uhr MESZ den Stuttgarter Fernsehturm ein. Canon 6D mit 85-mm-Objektiv, Sven Melchert belichtete 1,3 s bei Blende 4 und ISO 3200.
12 Das Ehepaar Petzl war mit Kindern
und Nichte am Ufer des Waginger Sees (Bayern). Hier im Bild wurden Mond und Mars um 22:25 Uhr MESZ von zwei Flößen aus beobachtet, auf einem wurde sogar gegrillt. Canon EOS 5D Mark IV, Objektiv Canon EF 24-70 mm 1:4 L IS USM, Belichtung 1 s bei 70 mm Brennweite, Blende 4 und ISO 20000 (!). Bild: Uwe Petzl.
13 In Hof entstand dieses Bild von
Steffen Fritsche um 21:06 Uhr UT mit einer Canon EOS 6D MkII, 10 s belichtet bei 105 mm Brennweite und ISO 800. Zwischen Mond und Mars gesellte sich noch eine Strichspur hinzu, vermutlich von einem Meteor.
VdS-Journal Nr. 68
26
Mondfinsternis am 27.07.2018
14 Bei einer Exkursion in die Eifel erlebten Stefan Binnewies und Frank Sackenheim die Mondfinsternis. Die schönsten Augenblicke gab
es zum Schluss der Totalität, als es dunkel genug war und die Milchstraße sich mit der Planetenparade und dem roten Mond über den Himmel spannte. Canon EOS 6D, 23:08 Uhr MESZ, 15-mm-Objektiv, 5 x 20 s belichtet bei Blende 4 und ISO 3200. Die Mondscheibe wurde aus kürzeren, unmittelbar angeschlossenen Belichtungen eingefügt, um die Strukturen und das Rot im Kernschatten nicht zu überbelichten.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
27
15 Stefan Binnewies und Frank Sackenheim nutzten in der Eifel eine Canon EOS 6D für dieses Bild um 23:15 Uhr MESZ.
200-mm-Objektiv, Belichtung 13 s bei Blende 4 und ISO 800.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
29
VdS-Journal Nr. 68
30
Mondfinsternis am 27.07.2018
16 Seite 28: Zur Mondfinsternis war Carsten Jonas mit einem Team der Fachgruppe Meteore bei
Idealbedingungen auf der Astrofarm Hakos (Namibia). Während der Totalität wurde die Milchstraße kontrastreich über den Farmgebäuden sichtbar, daneben der verfinsterte Mond und Mars. Sogar die schwächsten Bereiche des Zodiakallichts sind im Bild nachweisbar. Weitwinkelaufnahme mit Canon EOS 5D Mk IV und 14-mm-Objektiv, Belichtungszeit 25 s bei Blende 1,8 und ISO 6400.
17 Seite 29 oben: Michael Schomann belichtete aus der obersten Etage des Leonardo-Hotels in Wolfs-
burg zwischen 20:41 und 21:27 Uhr UT eine Reihenaufnahme. Der Pentaxrefraktor 75 mm / 500 mm trug eine Canon EOS 6D, alles auf einer grob poljustierten Takahashi EM-10. Jedes Bild wurde 2 s bei ISO 1600 belichtet. Aus den Einzelbildern fertigte er diese Überlagerung an. Die Sterne ziehen ihre Spur wegen der leichten Polabweichung, werden mit zunehmender Höhe über dem Horizont heller. Der Mond bewegt sich in einer anderen Richtung dazu.
18 Seite 29 unten: Patricio Calderari nahm die Totalitätsphase um 23:05 Uhr auf, 11-cm-Refraktor f/15
und Nikon D810A. Aufnahmeort war Roncapiano Svizzera in 1.100 m Höhe. Das Bild besteht aus 21 Einzelaufnahmen von 6 bis 13 s Belichtungszeit bei ISO 640. Bildbearbeitung: Mauro Luraschi.
19 Zehn Minuten nach seinem ersten Bild (siehe Seite 25) belichtete Steffen Fritsche den
verfinsterten Mond 4 s durch ein Celestron Omni XLT 127 mit einer Canon EOS 6D MkII bei ISO 400 und 1.250 mm Brennweite.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
31
20 Links: Verfinsterter Vollmond gegen Ende der Totalität um 22:53 Uhr MESZ. Refraktor LZOS 123 mm / 738 mm,
Canon M50, ISO 1600, Belichtungszeit 4 s, Nachführung in Mondgeschwindigkeit. Rechts: um 23:19 Uhr MESZ hat die partielle Phase begonnen mit auffällig scharf begrenzter Kante des Kernschattens. Technik wie links, aber Belichtungszeit 1 s. Bildautor: Sven Melchert.
21 Der total verfinsterte Mond um 22:36 Uhr MESZ kurz
nach dem Finsternismaximum. Canon EOS 5D Mark IV, Objektiv Tamron SP 150-600 mm F/5-6,3, Belichtung 1/8 s bei 600 mm Brennweite, Blende 6 und ISO 25.600 (!). Bild: Uwe Petzl.
22 Endphase der Totalität in der Vorderpfalz,
Canon EOS 1000Da, 200-mm-Newton f/5 (GSO), Belichtung 2 s bei ISO 200, Bild: Michael Quartz.
23 Christoph Kaltseis aus Sarleinsbach/Oberösterreich
verwendete einen 95-mm-Apochromaten von 560 mm Brennweite mit Flattener zur Bildfeldebnung. Mit einer Nikon D850 nahm er um 23:13 Uhr MESZ drei Bilder für Lichter, Mitten und Schatten auf. Diese Bilder wurden dann nach seinem UDI-Verfahren (Ultra Deep Image, dem HDR sehr ähnlich) zu einem Bild verrechnet.
VdS-Journal Nr. 68
32
Mondfinsternis am 27.07.2018
24 Erst in der zweiten Totalitätshälfte kam der Mond hinter einer horizontnahen Wolkenbank hervor.
Rudolf Plohberger (Mühlviertel / Oberösterreich) gelang diese Aufnahme um 23:12 Uhr MESZ; 180-mm-Apochromat, 1.190 mm Brennweite, Canon EOS 40D, 1 s belichtet bei ISO 1600.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
33
25
Der verfinsterte Mond um 20:33 Uhr UT, 11 min nach Finsternismitte. Werner E. Celnik und Dieter Sporenberg setzten auf der Farm Tivoli (Namibia) einen ACF mit 356 mm Öffnung bei 3.556 mm Brennweite ein, dazu eine Canon EOS 5D Mk II. Bei ISO 800 wurde 10 s belichtet. Das Bild ist aus zwei Einzelaufnahmen der Nord- bzw. Südhälfte des Mondes zusammengesetzt.
VdS-Journal Nr. 68
34
Mondfinsternis am 27.07.2018
26 Um 23:17 Uhr MESZ, also 4 Minuten nach dem Ende
der Totalität, nahm Manfred Kiau aus Duisburg dieses Bild auf. Apochromat TMB 105 mm / 650 mm, Canon EOS 7D, Belichtungszeit 0,6 s bei ISO 800.
27 Drei Einzelbilder aus einer Serie von Wolfgang R. Werda aus
Bad Nauheim. Newton 200 mm / 1.000 mm (Skywatcher 200 PDS), Nikon D 5300 bei ISO 800. Links: 22:37 Uhr MESZ, 1 s belichtet, Mitte: 23:01 Uhr MESZ, 1/2 s belichtet, rechts: partielle Phase um 23:25 Uhr MESZ, 1/10 s belichtet.
VdS-Journal Nr. 68
Mondfinsternis am 27.07.2018
35
28
Oben: Manfred Simon aus Kaufbeuren nahm diese Sequenz bei ISO 100 mit einer Canon 1000Da durch seinen Schmidt-Newton 203 mm/812 mm auf. Links: Finsternismitte 6 s belichtet um 22:22 Uhr MESZ, Mitte: 1/125 s um 23:45 Uhr MESZ, rechts: Mond nach der Totalität im Halbschatten, 1/800 s belichtet um 00:40 Uhr MESZ.
29 Unten: Robert Zebahl aus Leipzig nutzte einen Vixen
ED70SS (Apochromat 70 mm / 400 mm), dazu eine Nikon D3300. Oben links: 1/2 s bei ISO 1600, 22:42 Uhr MESZ, oben rechts: 1/4 s bei ISO 800, 23:20 Uhr MESZ, unten links: 1/8 s bei ISO 400, 23:28 Uhr MESZ, unten rechts: 1/20 s bei ISO 400, 23:35 Uhr MESZ.
VdS-Journal Nr. 68
30
Links: Marco Hodde fotografierte den Finsternisverlauf in Kalabrien/ Süditalien. Dort war mehr von der Anfangsphase zu sehen (unterer Bildteil). Mit einem ED-Apochromaten 80 mm/480 mm und einer Canon 760Da wurden diese Aufnahmen von je 1 s bei ISO 6400 aufgenommen und mit Photoshop zu einem Tableau zusammengefügt.
31
Gabriele und Jörg Ackermann erlebten die Mondfinsternis in Zaberfeld-Michelbach. Maksutov 180 mm / 1.800 mm (Zeiss Meniscas), Canon EOS 5D Mark IV. Oben: Totalität um 22:50 Uhr MESZ, 2 s bei ISO 2000 belichtet. Unten: Komposit aus einer Reihenbelichtung von 1/320 bis 0,6 s bei ISO 800 um 23:53 Uhr MESZ.
Amateurteleskope/Selbstbau
37
Praktische Tipps zur Reinigung eines großen astronomischen Spiegels
von Peter Riepe und Harald Tomsik
Die hier beschriebene Spiegelreinigung ereignete sich im August 2018 bei 38 Grad C. Vielleicht kann unser Adhoc-Bericht die ansonsten eher nüchternen technischen Darstellungen einmal etwas lockerer rüberbringen ...
Ein großes Teleskop wie unser 1,12-mNewton in der EXPO-Sternwarte Melle (Abb. 1) muss regelmäßig technisch gewartet werden. Dazu zählt immer wieder das Säubern der parallaktischen Gabelmontierung, hin und wieder ein Neuanstrich, alle zwei Jahre das Abschmieren des 850 mm durchmessenden Schneckenrades und der Schnecke, schließlich auch die Überprüfung des Lasalle-Systems. Das ist ein Hebelsystem, mit dem berechnete Gewichtskräfte an 12 verteilten Punkten auf die Unterseite des 330 kg schweren Hauptspiegels und an 16 Punkten peripher auf den Spiegelrand wirken, so dass Durchbiegungen und radiale Verformungen verhindert werden. Hinzu kommt das regelmäßige Reinigen aller optischen Komponenten wie Okulare, Frontlinse des 5-Zoll-Korrektors im Okularauszug, Haupt- und Fangspiegel. Während der Fangspiegel kaum Beeinträchtigungen mitbekommt, gelangt auf den Hauptspiegel - auch wenn er geschützt eingebaut ist - sehr viel Schmutz. Deshalb ist das regelmäßige Säubern des großen 1120-mm-Spiegels eine der wichtigsten Wartungsarbeiten. Bevor wir die Reinigung in einer erklärenden Bildfolge vorstellen, seien gemäß der fröhlichen Maxime ,,möglichst keine Praxisanleitung ohne verkopfte Theorie" zuerst einige Vorüberlegungen zur Spiegelreinigung aufgeführt.
Der Wascheffekt allgemein hängt gemäß der Überlegungen des Chemikers Herbert Sinner ab von den vier Faktoren mechanische Einwirkung, Waschtemperatur, eingesetzte chemische Reinigungsmittel und Zeit (,,Sinnerscher Kreis" [1]). Jedoch setzt uns die Empfindlichkeit der Spiegeloberfläche in unserem Newton-Teleskop rigide Restriktionen bezüglich der gerade noch spiegelverträglichen Intensität der jeweiligen Reinigungsfaktoren.
1 Der 1,12-m-Newton-Reflektor der EXPO-Sternwarte Melle
Mechanische Einwirkung Die spiegelnde Schicht eines astronomischen Spiegels liegt dem hochgenau geschliffenen Glaskeramikblock oben auf - im Gegensatz zu einem Haushaltsspiegel - und ist daher nicht zuverlässig durch eine stabile Glasschicht, sondern allenfalls nur gering durch eine Oberflächenversiegelung geschützt. Damit dort keine Kratzer entstehen, lassen wir den zur mechanischen Reinigung verwendeten Wattebausch nur mit seiner in der Reinigungsflüssigkeit verbleibenden Gewichtskraft mit langsam kreisenden Bewegungen auf die Spiegelfläche einwirken, also niemals scheuern!
Waschtemperatur Die Ausdehnung des Glaskeramikblocks sollte gegenüber Temperaturänderungen invariant sein, nicht jedoch die der spiegelnden Oberfläche. Damit es bei Letzterer nicht zu temperaturbedingten Verwerfungen/Auffaltungen des spiegelnden Materials kommt, verwenden wir nur eine geringfügig mehr als handwarme Reinigungslösung.
Chemische Reinigungsmittel Auch hier gehen wir vorsichtig vor und erlauben uns nur die Verwendung eines handelsüblichen Handspülmittels ohne Scheuermittelzusätze in sauberem Leitungswasser, das anschließend zuerst mit reinem Leitungswasser weggespült wird. Damit sich keine Trocknungsflecken durch ehemals im Leitungswasser gelöste Salze bilden, werden umgehend die noch nassen Leitungswasserrückstände mit destilliertem bzw. entsalztem Wasser fortgespült.
Zeit Wir lassen die wässerige Geschirrspülmittellösung wenige Minuten einwirken.
Soweit die einleitenden Überlegungen. Und es waren möglicherweise je nach gusto zu viele - ähnlich einiger Kapitel in der Zentralen Dienstvorschrift der Bundeswehr. Wir lernten damals außer umständlichen Formulierungen auch, dass die bekannte befreundete Nation jenseits des Atlantiks ihre militärischen Inhalte mittels bebilderter Comics unter
VdS-Journal Nr. 68
38
Amateurteleskope / Selbstbau
2 Der Hauptspiegel ist stark verschmutzt.
3 Das Waschwasser im Hohlspiegel bildet bei Senkrechtstellung des Teleskops einen
zum Spiegelmittelpunkt symmetrischen Kreis.
ihre Kämpfer brachte. War das möglicherweise schon im Vorgriff auf die Verstandeskraft ihres heutigen absolut großartigen Präsidenten? Und ganz im Gegensatz zu ,,unserer Truppe" - Bildgeschichten können wir auch:
Der Spiegel wird im Laufe des Jahres immer stark verschmutzt (Abb. 2). Staub,
VdS-Journal Nr. 68
Schmier, Flusen und Haare gelangen jederzeit auf seine Oberfläche. Das ist bei einem öffentlichen Sternwartenbetrieb unvermeidbar. Ernten auf den umliegenden Feldern sorgen regelmäßig für zusätzlichen Dreck. Schlimm ist besonders die lange Blütezeit des Raps, in der klebrige Substanzen bei geöffnetem Dach vorzugsweise in das Obergeschoss
der Sternwarte eindringen und sich auch auf dem Spiegel niederschlagen.
Nun können wir den 330 kg schweren Sitallspiegel nicht einfach herausnehmen und unter fließendes Wasser halten. Wir mussten uns eine ganz besondere Prozedur ausdenken, die sich inzwischen bewährt hat. Zunächst wird das Teleskop so aufgerichtet, dass der Spiegel horizontal liegt. Eine Wasserwaage hilft dabei. Warmes Leitungswasser, mit etwas mildem Geschirrspülmittel versetzt, wird in den Hohlspiegel geschüttet. Der Wasserrand zeigt dann, ob er im Spiegel symmetrisch zum Mittelpunkt liegt (Abb. 3). Je mehr Wasser zugeschüttet wird, umso feinere Lagekorrekturen sind angebracht. Kaum zu glauben: Um den gesamten Spiegel randvoll zu füllen, sind rund 50 Liter Waschwasser nötig.
Nachdem das Wasser mit dem Spülmittel eine Zeit lang auf den festgefressenen Dreck eingewirkt hat, wird ein Wattebausch in das Wasser eingetaucht (Abb. 4) und dann vorsichtig über die vom Wasser bedeckte Spiegeloberfläche gezogen, um die Schmutzteilchen ohne Spiegelverkratzungen zu lösen. Dieser erste Reinigungsgang wird nach und nach über die gesamte Spiegeloberfläche ausgedehnt. Um danach das Schmutzwasser abzuschütten, wird das Teleskop mit höchster Geschwindigkeit nach Norden gefahren, so dass der Spiegel möglichst schnell in Schräglage kommt. Das auslaufende und spritzende Waschwasser wie auch das zum Nachspülen verwendete reine Leitungswasser wird eine Etage tiefer im Raum der Montierung mit zwei großen Wannen aufgefangen. Natürlich geht immer eine größere Wassermenge daneben und muss aufgewischt werden (Abb. 5). Wir bevorzugen deshalb zur Spiegelwaschung möglichst warme Tage, denn dann läuft der Trocknungsvorgang auch bezüglich der mechanischen Teile der Spiegelhalterung (bei uns ein LasalleSystem) problemlos und schnell ab.
Im Anschluss an die Erstreinigung zeigt ein prüfender Blick auf den Spiegel, ob der Reinigungsvorgang noch einmal wiederholt werden muss (Abb. 6). Haben wir eine zufriedenstellende Sauberkeit erreicht, dann wird die gesamte Spiegeloberfläche abschließend mit destilliertem Wasser abgespült (Abb. 7). So glänzt nun
4
Reinigung per Wattebausch
das gute Stück wieder und lässt die Sterne in neuem Glanz erstrahlen!
Aber Vorsicht: So großzügig gehen wir nur bei unserem Teleskopspiegel mit Wasser um, denn bei einem mehrlinsigen Refraktor kann durch Kapillarkräfte Wasser auch entgegen der Schwerkraft zwischen die Linsen gelangen und lange dort verbleiben!
Alle genannten Reinigungsschritte und damit auch die Reinigungswirksamkeit sind in ihrer Intensität beschränkt. Daher ist uns die Schmutzvermeidung in der Sternwarte ein wichtiges Thema. So wurde uns bereits während der allerersten öffentlichen Führung klar, dass wie auch sonst oft im Leben ein verbotenes Anfassen (hier: des Spiegels mit fettigen Fingern) sich nicht durch noch so viele gute Worte, sondern nur durch mechanische Barrieremaßnahmen verhindern lässt. Bei dieser ersten Führung entdeckten wir auffällige Fingerspuren eines ungestümen Besuchers. Lachen konnten wir darüber aber erst später.
Wie schon seit vielen Jahrzehnten bei der Verkündigung der Lottozahlen sei abschließend auch hier erwähnt: Diese Tipps sind ohne Gewähr! Für ältere, üblicherweise deutsch sprechende Eingeborene: Relativierungen des soeben Geschriebenen durch ängstliche Autoren heißen inzwischen wohlklingend ,,Disclaimer".
Die schmunzelnden Autoren dieses Berichts sind Mitglieder der Astronomischen Gesellschaft Bochum-Melle.
5
Mitte: Auffangen des Waschwassers
6
Die Erstreinigung muss wiederholt werden.
Amateurteleskope / Selbstbau
39
VdS-Journal Nr. 68
40
Astrofotografie
Internetlinks: [1] U. Rust, 2004: ,,Der Sinnersche
Kreis, Basis einer erfolgreichen Reinigung und Desinfektion", http:// fzarchiv.sachon.de/Zeitschriften archiv/Getraenke-Fachzeitschriften/ Getraenkeindustrie/2004/11_04/ GI_11-04_Der_Sinnersche_Kreis. pdf#all_thumb
7
Sauber - wir sind zufrieden!
Fotografische Identifikation
,,Blauer Nachzügler" im Kugelsternhaufen M 5
von Hartmut Bornemann
Kugelsternhaufen sind für viele Astrofotografen kaum eine Herausforderung. Zu Unrecht. Jedes Objekt im Universum hat seine eigene Geschichte, seine Eigenschaften und Dynamik, die eine besondere Beobachtung und Analyse erforderlich machen. Das hohe Alter der Kugelsternhaufen, in dem die Sternentwicklung abgeschlossen scheint, fördert z.B. Überraschungen zutage, die es eigentlich nicht geben dürfte. Allan Sandage entdeckte 1953 in M 3 durch fotometrische Messungen heiße, blaue und neuere Sterne, die er als "Blue Straggler Stars" (Blaue Nachzügler) bezeichnete. Nachfolgend werden sie im Text als BSS abgekürzt. Im folgenden Absatz wird näher auf den Begriff eingegangen. Dass diese Sterne auch in Amateuraufnahmen nachgewiesen und fotometrisch vermessen werden können, soll dieser Artikel am Beispiel von M 5 (NGC 5904) zeigen.
M 5 im Sternbild Schlange ist ein dankbares Objekt. In 4 Stunden und 20 Minuten lässt sich der Kugelsternhaufen für eine ansehnliche Aufnahme mit einer CCD-Kamera und einem RGB-Filtersatz ablichten (Abb. 1). CCDs mit mindestens 16-Bit-AD-Wandler bringen die notwendigen Voraussetzungen an Linearität und Dynamik mit, und RGB-Filter besitzen eine akzeptable Trennschärfe, d.h. sie se-
parieren das Licht möglichst gut in seine roten, grünen und blauen Anteile. In der Tabelle 1 sind die verwendeten Instrumente und Titel der Software aufgeführt. Die Aufnahmen ermöglichen bereits eine Fotometrie der Blauen Nachzügler, die die farblichen Eigenschaften der nichtgesättigten Sterne im Bild bestätigen.
Auf die Entwicklung der BSS und ihre besonderen Eigenschaften will ich jetzt eingehen und als Wegweiser die Abbildung 2 vorstellen. BSS in Kugelsternhaufen erscheinen heller und blauer als die Sterne am Knickpunkt von der Hauptreihe zum Riesenast, was in der Abbildung 2 gut zu sehen ist. Diese Abbildung zeigt ein synthetisches HRD (HertzsprungRussell-Diagramm) für ein Modell mit vielen BSS. Jeder Punkt repräsentiert die Messwerte für Temperatur und Leuchtkraft eines Sterns, wobei blaue Punkte für BSS gelten. Zur Orientierung in diesem Diagramm sieht man sich zuerst die Beschriftung der Achsen an. In der waagerechten Achse fällt die Temperatur von über 14.000 K (Kelvin) auf unter 3.000 K. Die senkrechte Achse ist logarithmisch geteilt und beschreibt das Verhältnis der Leuchtkraft (L) eines Sterns zur Leuchtkraft der Sonne (Lo). Unsere Sonne hat ihren Platz bei L/Lo = 1 und T = 5.778 K.
Mit zunehmender Alterung bekam die alte Hauptreihe einen "Knick". Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse verbleiben in diesem dargestellten Entwicklungsstadium noch auf der Hauptreihe. Im Knick verlassen die sich zu Riesen entwickelnden Sterne die alte Hauptreihe nach rechts oben. BSS bilden sich auf den früheren Hauptreihenpositionen neu, wie in der Abbildung 2 zu sehen ist. Sie haben auch größere Massen als die zuvor auf diesem Hauptreihenabschnitt befindlichen, zu Riesen weiter entwickelten Sterne. Diese Sterne sollte es eigentlich nicht geben, und das macht sie so besonders. Sie sind nachträglich entstanden und werden deshalb als Nachzügler bezeichnet.
Wie kommen BSS eigentlich zustande und warum sind sie massereicher? Generell entstanden sie aus zwei verschiedenen Partnern. Entweder gab es zwischen denen eine Kollision, bei der ein neuer, massereicherer "Quasi-Hauptreihenstern" (BSS) entstand oder es gab einen Massenaustausch in Doppelsternsystemen. Auch dieser stellare Vampirismus führte zu einem neuen "Quasi-Hauptreihenstern" (BSS) mit größerer Masse. In der Studie von Lanzoni [1] heißt es, dass in M 5 die Mehrheit der BSS durch Kollision und ein signifikanter Anteil (2-40 %) aus stellarem Vampirismus entstand.
VdS-Journal Nr. 68
Astrofotografie
41
1 LRGB-Aufnahme von M 5, Aufnahmedaten siehe Tabelle 1
Der Bericht will jetzt zeigen, wo die BSS in der Abbildung 1 zu finden sind. Er geht auf ein Objekt ein, dessen Zugehörigkeit zu M 5 in Frage gestellt wird. Weiterhin wird er einige BSS vorstellen, die fotometrisch vermessen wurden, so dass ihr Farbindex bestimmt werden konnte.
Die Vorbereitung Alle Bilder müssen anfangs kalibriert (Bias-, Dark- und Flat-Frames) und registriert werden. Danach wird aus den Einzelbildern jedes Farbkanals ein Summenbild erstellt. Diese drei Bilder R, G und B liegen in linearer Form vor, d.h. ohne Streckung. Sie sind nur "roh", d.h. ohne eine weitere Behandlung geeignet für die Analyse. Jeder Astrofotograf kennt die Abfolge und arbeitet peinlich genau danach.
Zur weiteren Vorbereitung für die hier gestellten Fragen wurden die Summenbilder zuerst astrometrisch vermessen. Jeder Kanal bekommt damit die beschreibenden Parameter für die Umrech-
Aufnahmedatum Belichtung Teleskop Kamera Filterrad Fokussierer Filter Guiding Kamera Fokussierer Montierung Aufnahmesoftware Bearbeitungssoftware
Tabelle 1: Ausrüstung
08.05.2016 LRGB (70 min, 60 min, 60 min, 70 min), kein Binning Refraktor TOA-150 mit Reducer 0,7-fach, Takahashi ML8300, Finger Lakes Instrumentation CFW-2-7, Finger Lakes Instrumentation PDF, Finger Lakes Instrumentation LRGB, Astronomik Refraktor FS-60, Takahashi ST-402ME, SBIG Robofokus, Technical Innovations EM-400, Takahashi Eigenbau, PinPoint, TheSky6 PixInsight, eigene Skripte
nung der Bildkoordinaten x und y in ihre Himmelskoordinaten Rektaszension und Deklination (WCS, World Coordinate System). Ein WCS wird im FITS-Header, dem File-Beschreibungssatz, oder als gesonderte Datei gespeichert. Eine nachfolgende fotometrische Analyse der Bilder sucht danach alle verwertbaren Sterne
im Bild, berechnet mit hoher Genauigkeit das Zentrum der Sterne und wandelt mit Hilfe des WCS die Pixelkoordinaten (x, y) in Himmelskoordinaten um. Da die Himmelskoordinaten der BSS-Sterne vorliegen [1], ist damit die Verbindung zum Bild möglich geworden. Der Weg mag etwas kompliziert erscheinen, ist
VdS-Journal Nr. 68
42
Astrofotografie
Tabelle 2: Gemessene Werte für den Farbindex B-G der BSS
(scheinbare Helligkeiten in Magnituden)
Name
BSS 48 BSS 51 BSS 55 BSS 56 BSS 57 BSS 58 BSS 59 BSS 60
B/mag
16,69 16,86 17,35 16,36 16,66 17,56 17,71 16,56
G/mag
16,41 16,59 16,80 16,26 16,38 16,98 17,41 16,31
B-G/mag
0,28 0,27 0,55 0,10 0,28 0,58 0,30 0,25
2 Das Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt den Entwicklungsstand der Sterne in einem
Kugelsternhaufen. Dargestellt ist, wie die Leuchtkraft der Sterne in Sonnenleuchtkräften von ihrer Temperatur abhängt (P. Riepe, in Anlehnung an [1])
3
BSS-Konzentration im Kern mit seinem Radius von 27'', erstellt aus den Koordinaten [1]
aber Dank guter Werkzeuge doch mit vertretbarem Aufwand auch für Amateure machbar.
Werkzeuge wie PinPoint für die Astrometrie und SExtractor für die Fotometrie sind für die Aufgabe bestens gerüstet. PinPoint berechnet die zentralen Koordinaten, Skalierung und Drehung, SExtractor ermittelt die Sternhelligkeiten. PinPoint ist ein kommerzielles Produkt. SExtractor - von Emanuel Bertin vom Institut d'Astrophysique de Paris entwi-
VdS-Journal Nr. 68
ckelt - wurde für LINUX geschrieben, besitzt keine grafische Benutzeroberfläche, ist frei verfügbar und diente auch als Instrument für die Arbeit von Lanzoni [1]. Kostenfrei ist der Web-Dienst www.Astrometry.net, über den hier im VdS-Journal für Astronomie schon einmal berichtet wurde.
Mit dem SExtractor gewinnt man für jede Lichtquelle einen Datensatz. Er enthält u. a. die Pixel-Koordinaten (x, y ), automatisch umgerechnete Himmelskoordi-
naten, Magnituden und den Objekt-Typ (Stern, Galaxie). Diese können Fehler enthalten. Ein entscheidender Parameter ist in diesem Vorgang der "MagZero-Point", das ist die Referenzmagnitude, die aus den Helligkeiten zahlreicher katalogisierter Vergleichssterne im Bild gebildet wird. Mit der Referenzmagnitude können dann die Helligkeiten beliebiger anderer Feldsterne im Bild berechnet werden. Für die Analyse wurde dieser Wert zunächst auf Null gesetzt und die so ermittelten Magnituden von acht BSS mit den Angaben verschiedener Feldsterne aus [1] verglichen. So konnte eine optimale Referenzmagnitude ermittelt werden. Mit ihr wurde dann ein zweiter Durchlauf gestartet und die gesuchten BSS-Sterne mit ihren Magnituden notiert. Nach dieser Vorbereitung liegt eine Objektliste der fotometrischen Daten vor (Auszug der Objektliste in Tabelle 2).
Die Identifikation Alle bekannten BSS in M 5 sind katalogisiert [1]. Sie haben Namen und Koordinaten. Um diese ins Bild zu bringen, erstelle ich ein schwarzes Bild aus einer Kopie eines astrometrierten Bildes. Für die Grafik verwende ich das Bildbearbeitungsprogramm PixInsight und ein modifiziertes Skript (AnnotateImage.js, Programm, das im Quelltext vorliegt). Mit einer nachträglichen Invertierung wurde daraus eine weiße Grundlage mit schwarzen Linien, Texten und Symbolen. Zwei Skalierungen wurden gewählt: Die Abbildung 3 zeigt den Kern von M 5 in einem ca. 12' x 12' großen Feld. Die Abbildung 4 beinhaltet die Vermessung des gesamten Sternhaufens. Hierin lassen sich die BSS außerhalb des Zentrums gut ausmachen.
Astrofotografie
43
4 Übersicht der BSS in M 5, mit Skript erstellt aus den Koordinaten [1]
Vier Kreise beschreiben den Kugelsternhaufen. Der Kernradius ist mit 26,3'' knapp erkennbar. Der größere Kreis mit einem Durchmesser von 23' entspricht dem scheinbaren Durchmesser, zu finden u.a. bei Wikipedia und SEDS [4]. Der Gezeitenradius taucht gleich zweimal auf, mit Werten aus zwei Studien. Nach Lanzoni [1] liegt er bei 21,6', Harris [2] berechnete ihn mit 28,4'. Die Tabelle 1 in der Studie von Edmundo Moreno [3] geht von einem Gezeitenradius von 51,55 pc bei einem Abstand von (7,5 +- 0,75) kpc (= Kiloparsec) aus, was 23,6' entspricht. Wir sehen - diese Werte variieren doch ziemlich.
Wozu interessieren wir uns für diese Angaben? Der Gezeitenradius ist der maximale Abstand vom Haufenkern, bis zu dem ein Stern gravitativ im Haufen gehalten wird, sozusagen eine Trennli-
5 Helligkeitsprofil für M 5. Dargestellt ist der Verlauf der relativen Intensität in Abhän-
gigkeit vom Zentralabstand, mit eigenem Skript erstellt aus dem G-Summenbild.
VdS-Journal Nr. 68
44
Astrofotografie
6 Einige BSS im unmittelbaren Umfeld (Ausschnitte aus Abb. 1)
nie zwischen Kugelsternhaufen und der Milchstraße. Außerhalb davon hat die Anziehungskraft der Milchstraße bereits mehr Einfluss als der Kugelsternhaufen. Mit 24,5' erscheint BSS-60 auffällig weit entfernt vom Zentrum. Sofort entsteht die Frage, ob dieser Stern noch innerhalb des Gezeitenradius liegt, oder ob er bereits das System verlassen hat. Sollte er außerhalb liegen, wären weitere Forschungsarbeiten erforderlich, die die Existenz dieses Exemplars begründen. Lanzoni konstatiert, wenn dieses bestätigt würde, könnte BSS 60 ein interessanter Fall eines "verdampfenden" (d.h. wegfliegenden) BSS sein [1]. In jedem Fall gibt es einen Grund, sich mit dem Radius im folgenden Kapitel näher zu befassen.
Die Berechnung des Gezeitenradius Der Gezeitenradius wird ebenso wie der Kernradius von den Astronomen rein mathematisch aus dem Helligkeitsprofil des Kugelsternhaufens abgeleitet, was hier aber nicht näher beschrieben werden soll. Die Abbildung 5 zeigt dieses Helligkeitsprofil, gewonnen aus der Fotometrie der eigenen Aufnahme. Die Fotometrie der BSS
VdS-Journal Nr. 68
Es wurden die acht Sterne in die Auswertung einbezogen, die optisch noch gut erkennbar sind und die noch nicht vom zentralen Teil überstrahlt werden (Abb. 6). Die Tabelle 2 zeigt für diese BSS die mit dem SExtractor berechneten Farbindizes B-G. Zum Vergleich sind in der Tabelle 3 die von Lanzoni gemessenen Farbindizes B-V zu sehen. Ein kleiner Unterschied verbleibt, da ich die fotografischen Filter B und G verwendet habe, die sich ja doch von den JohnsonFiltern B und V unterscheiden. Dennoch dokumentieren beide Messungen in recht guter Übereinstimmung, dass die blaue Farbe der BSS auch anhand der fotografischen Filter nachweisbar ist.
Tabelle 3: Zum Vergleich die Werte für den Farbindex B-V aus Lanzoni [1]
Name
BSS 48 BSS 51 BSS 55 BSS 56 BSS 57 BSS 58 BSS 59 BSS 60
B/mag
16,85 17,20 17,80 16,88 16,98 17,75 17,49 16,34
V/mag
16,68 16,74 17,42 16,60 16,64 17,33 17,08 16,09
B-V/mag
0,17 0,46 0,38 0,28 0,34 0,42 0,41 0,25
Literaturhinweise und Internetlinks: (Stand August 2018): [1] B. Lanzoni et al., 2007: "The Blue Straggler Population of the Globular Cluster
M5", Astrophys. J. 663, p. 267-276 [2] Harris W. E. (2003): Catalog of parameters for globular clusters on the Milky
Way; www.physics.mcmaster.ca/Globular.html [3] E. Moreno et al., 2014: "Tidal radii and destruction rates of globular clusters in
the Milky Way due to bulge-bar and disk shocking", Astrophys. J. 793, p. 110 [4] Messier 5, www.messier.seds.org/m/m005.html
Astrofotografie
45
Erste Ergebnisse: Der Krebsnebel M 1 im polarisierten Licht
von Michael Nolle
Seit meiner Jugend war ich von den Bildern in Burnham's Celestial Handbook [1] fasziniert, die den Krebsnebel im polarisierten Licht zeigen. So stand das Projekt ,,M 1 im polarisierten Licht" schon sehr lange auf meiner ,,To-do"Liste. Doch warum kostbares Licht von einem Deep-Sky-Objekt mittels Polarisationsfilter verschwenden? Fast jeder
kennt Farbaufnahmen des Krebsnebels, die eine graue Wolke mit relativ wenigen Strukturen zeigen, in der feine, rote Filamente eingelagert sind. Diese Filamente werden überwiegend durch Linienemissionen des angeregten Wasserstoffs H, des ionisierten Schwefels [SII] und des doppelt ionisierten Sauerstoffs [OIII] verursacht. Der graue Kontinuumsnebel
wird allerdings durch Synchrotronstrahlung hervorgerufen. Synchrotronstrahlung entsteht, wenn elektrisch geladene Teilchen wie Elektronen in ihrer geradlinigen Bewegung durch das Magnetfeld des Pulsars abgelenkt werden. Das Licht der Synchrotronstrahlung ist polarisiert.
1 M 1 in den Polarisationsrichtungen 0 Grad , 45 Grad , 90 Grad und 135 Grad (von oben links nach unten rechts). Aufnahmedaten im Text
VdS-Journal Nr. 68
46
Astrofotografie
Unsicher, ob sich da wirklich Unterschiede in den Nebelstrukturen darstellen lassen, wollte ich für den Anfang nicht zu viel Belichtungszeit pro Polariationsrichtung investieren. Die ersten Versuchsbilder erscheinen mir jedoch interessant, vorzeigbar und diskussionswürdig. Daher zeige ich hier schon jetzt diese ersten Resultate. Mir ist klar, dass ich sicher noch einmal an die Bearbeitung gehe. Mit diesem Vorbericht habe ich natürlich auch noch keine Auswertung vorgenommen.
Als Aufnahmeteleskop verwendete ich meinen 8-zölligen Ritchey-Chretien bei f/8 auf einer EQ8-Montierung. Jedes der vier Bilder in der Abbildung 1 besteht aus 12 Einzelaufnahmen von je 5 Minuten Belichtung mit meiner gekühlten und astromodifizierten Canon EOS 700D bei einer Einstellung von ISO 3200. Der Kamerasensor wurde auf -15 Grad C gekühlt. Der lineare Polarisationsfilter von Hama entstammt meiner alten Fotoausrüstung und wurde teleskopseitig in den Klappspiegel geschraubt. Für die unterschiedlichen Polarisationsrichtungen wurde der ganze Okularauszug mitsamt dem Spiegel und der Kamera gedreht. Dadurch ist sichergestellt, dass die Ausrichtung der Kamera zum Polarisationsfilter gleich bleibt und nicht versehentlich und nicht nachvollziehbar verändert wird.
Die Bilder mit der Polarisationsrichtung 0 Grad , 90 Grad und 45 Grad wurden in der Weihnachtsnacht 2017 gemacht, die mit 135 Grad am 6. April 2018. Um eine Vergleichbarkeit zu erhalten, habe ich zuerst alle Bilder identisch bearbeitet. Gestackt wurden sie mit DeepSkyStacker (DSS) im Sigmaclipping-Modus, sie enthalten Dark-, Flat- und Biaskorrekturen. Die Hintergrundkalibrierung habe ich ebenfalls mit DSS durchgeführt und die Ergebnisse bzw. Hintergrundpixelwerte waren bei allen vier Stacks auch schön neutral und identisch. Des Weiteren habe ich die Bilder mit Photoshop (PS) gedreht, zur Deckung gebracht, ausgeschnitten und leicht linear kontrastvertärkt. Meine übliche Vorgehensweise bezüglich einer realistischen Farbwiedergabe von DeepSky-Objekten ist die Benutzung von sorgfältig bestimmten Weißabgleichfaktoren, welche ich ebenfalls in DSS eingebe. Das klappt eigentlich immer gut und gibt mir generell realistische Bilder, die ich normalerweise nicht mehr in der
VdS-Journal Nr. 68
Farbe (außer Sättigung) verändere. Wie auch immer, bei speziell einem Bild habe ich eine leicht andere Farbnuance erhalten, die mich beim Bildvergleich bezüglich der Strukturunterschiede sehr störte. Grund dafür könnte der starke Gradient in der Lichtverschmutzung sein, den ich hier auf der Mittelmeerinsel von Gozo/Malta in Ostwestrichtung habe. Die Intensität der LED-Straßenbeleuchtung wird obendrein um 23 Uhr um 25 % reduziert. Dementsprechend waren die Hintergrundhelligkeiten der Einzelbilder sehr unterschiedlich. Daher habe ich alle vier Stacks zusätzlich einer Kalibrierung im Farbindex B-V mittels Regim unterzogen. Das Ergebnis ist sehr zufriedenstellend geworden und liefert auf allen vier Bildern einen relativ neutralen Synchrotronnebel. Zum Schluss kam ein leichter Rauschfilter mit Noiseware Community zum Einsatz.
Die Transparenz war während der 135 Grad -Aufnahme wohl doch deutlich schlechter als ich dachte. Dann war es obendrein windig und ich musste einige Aufnahmen verwerfen, weil die Sterne zu groß oder zu lang waren. Ein kleiner Nachführfehler ist immer noch sichtbar. Alles im Allem habe ich bei diesem Bild nicht dieselbe Grenzgröße wie auf den anderen erreicht, was sich auch am Nebel bemerkbar macht. Eigentlich widerstrebt es mir, eine selektive Bearbeitung um des optischen Eindrucks willen zu machen, denn eine spätere Auswertung soll ja die tatsächlichen Unterschiede im Nebel auch quantitativ hervorheben. Dies kann z.B. dadurch geschehen, dass man ein Bild vom anderen subtrahiert. Daher sollten die Bilder unbedingt gleich entwickelt werden. Wie auch immer - auch in diesem Fall war es sehr lästig, dass ein Bild einfach unterschiedlich war. Ich habe daher bei diesem Bild die Belichtung in PS um 0,5 Blenden erhöht und Sterne und Filamente erscheinen nun zu den anderen vergleichbar.
Obwohl ich wegen der Schönheitskorrekturen nicht 100 % zufrieden bin, ist das Ergebnis doch interessanter und ganz anders als die alten Aufnahmen in Burnham's Celestial Handbook geworden. Das ist natürlich eine sehr alte Referenz und obendrein sind die Bilder dort nur schwarzweiß, doch habe ich im Internet keine richtigen RGB-Bilder ge-
funden, die den Nebel in unterschiedlichen Polarisationen darstellen, lediglich kombinierte Falschfarbenbilder. Das kleine Symbol in der rechten, oberen Ecke der Teilbilder in der Abbildung 1 stellt die jeweilige Polarisationsrichtung dar, Norden ist oben. Ein einfacher Vergleich meiner Aufnahmen zeigt erfreulicherweise schon sehr deutliche Unterschiede im Synchrotronnebel - je nach Polarisationsrichtung, ob großräumig oder kleinskalig. Ich habe mit diesen vier Aufnahmen eine Animation erstellt, die die Unterschiede durch das polarisierte Licht noch mehr ins Auge springen lässt. Die Animation findet sich unter [2]. Ich empfehle in den Full-screen-Modus zu gehen, damit die Animation automatisch wiederholt wird.
Wer Tipps zum Thema hat, kann mir gern über michaelnolle@yahoo.co.uk eine E-Mail senden. Inzwischen ist M 1 ja wieder sichtbar, so dass ich mein Projekt fortsetze und weitere Belichtungen anschließe. Es wird aber schwierig sein, die Ausrichtung des Filters genau gleich hinzubekommen.
Literaturhinweise und Internetlinks: [1] R. Burnham Jr., 1979: ,,Burnham's
Celestial Handbook", Dover Publishing Inc. [2] M. Nolle, 2018: ,,Animation der Unterschiede im polarisierten Licht von M 1", https://www.flickr.com/ photos/michaelnolle/42154540550/
Comic
Astrofotografie
47
Kontinuumssubtraktion in der Astrofotografie
- Grundlagen und Methodik
von Peter Riepe, Werner E. Celnik und Harald Tomsik
- Teil 1 -
Selten hat ein Begriff in der Astrofotografenszene dermaßen für Verwirrung gesorgt wie die ,,Kontinuumssubtraktion" (KS). Fragt man Astrofotografen - auch fortgeschrittene - was sie sich unter KS vorstellen, so erhält man als Antwort unterschiedlichste Interpretationen. Die häufigste Antwort wird dann auch noch als Frage formuliert: ,,KS - ist das nicht die Verstärkung von roten Gasnebeln in Astroaufnahmen?" Nein - das ist falsch. Erstens bezieht sich die KS nicht nur auf die Fotografie im H-Licht, sondern kann auch für andere Emissionslinien durchgeführt werden. Zweitens sagt schon der Name Subtraktion aus, dass hier nichts verstärkend addiert oder gar multipliziert wird, sondern subtrahiert, also abgezogen. Wird die KS auf ein H-Bild angewendet, dann zeigt das neu erzeugte Differenzbild (H - Kontinuum) schwächere Signale übers gesamte Bildfeld.
1 Sonnenspektrum und Fraunhoferlinien, schematisch. Die Wellenlänge ist in nm
angegeben. Oben stehen die Fraunhoferschen Linienbezeichnungen (Grafik: P. Riepe).
Das Kontinuum Zunächst klären wir die Begriffe ,,Kontinuum" und ,,Emissionslinien". Die Sonne sendet im sichtbaren Spektralbereich Licht jeder Wellenlänge aus (Abb. 1). Diesem Spektrum sind dunkle ,,Fraunhoferlinien" überlagert - sehr enge Spektralb ereiche, in denen ausgestrahltes Sonnenlicht durch die solare Atmosphäre absorbiert wird. Der Intensitätsverlauf im Sonnenspektrum ist nicht gleichförmig. Im Grünbereich hat die Intensität ein Maximum. Bei kürzeren Wellenlängen (blau bis violett) nimmt die abgestrahlte Intensität ab, ebenso bei längeren Wellenlängen (gelb bis rot). Die Fraunhoferlinien interessieren in diesem Artikel nicht. Wir füllen sie gedanklich wieder mit dem absorbierten Licht auf. Scannt man das so ,,bereinigte" Spektrum von Violett nach Rot, so ergibt sich als Messkurve der durch die Abbildung 2 beschriebene Verlauf. Das Bild zeigt das kontinuierliche Spektrum eines 5.800 K heißen Sterns wie die Sonne vom Ultraviolett bis zum Infrarot gemäß dem Planckschen Strahlungsgesetz - kurz, das ,,Kontinuum". Sehr hilfreich war die Webseite von Matthias Borchardt [1].
2 Intensitätsverlauf im Kontinuum eines sonnenähnlichen Sterns nach dem Planckschen
Strahlungsgesetz, Bild mit freundlicher Genehmigung von [1], in der Achsenbeschriftung aber modifiziert.
3
Kontinuum von vier Sternen unterschiedlicher Temperatur, jeweils erzeugt mit dem Programm ,,planck.exe" aus [1] und im Maßstab modifiziert. Die Intensität im Strahlungsmaximum des sonnenähnlichen Sterns wird auf 1 normiert (Grafik: P. Riepe).
VdS-Journal Nr. 68
48
Astrofotografie
4 Die emittierten Linienspektren der drei chemischen Elemente Wasserstoff H, Helium He und Quecksilber Hg (Grafik: P. Riepe).
5 Transmissionskurven der H-Schmalbandfilter mit 12 nm bzw. 6 nm HWB,
mit freundlicher Genehmigung der Firma Astronomik. Je engbandiger der Filter (d.h. je kleiner die HWB), desto kontrastreicher kann das H-Objekt abgebildet werden. H sitzt dezentral im Filterdurchlass, um HII-Regionen nahegelegener Galaxien nicht wegen deren Rotverschiebung zu verlieren.
Jeder Stern sendet ein solches kontinuierliches Spektrum aus. Die ausgestrahlte Energie verläuft aber nicht konstant über alle Wellenlängen. Sie hat ihr klar definiertes Maximum. Je höher die effektive Temperatur der Sternoberfläche ist, desto höher und blauverschobener ist auch das Strahlungsmaximum. Umgekehrt zeigen kühlere Sterne ein nach Rot verschobenes Maximum geringerer Intensität (,,Wiensches Verschiebungsgesetz", Abb. 3). Physikalisch ist ein Stern einem ,,schwarzen Körper" sehr ähnlich, dessen spektrale Energieverteilung durch das
VdS-Journal Nr. 68
Plancksche Strahlungsgesetz beschrieben wird. Ein erhitztes Stück Eisen glüht bei geringen Temperaturen noch nicht sichtbar, sondern strahlt infrarote Wellenlängen ab. Stärkere Erhitzung bringt es zum dunkelroten Glühen, danach rot und orange bis weißgelb. Für die Astro-Praxis ist wichtig: Blaue Sterne sind heißer, rote Sterne sind kühler als die Sonne.
Auf eine weitere wichtige Tatsache ist schon hier hinzuweisen. Da ein Stern über den gesamten Spektralbereich ein thermisches Kontinuum ausstrahlt, kom-
men auch diejenigen Wellenlängen vor, die mit den Emissionslinien der Nebel zusammenfallen. Jeder Stern sendet also auch Licht von 500,7 nm Wellenlänge aus oder von 656,3 nm, der Wellenlänge der H-Linie. Das geschieht aber nicht, weil der Stern ein H-Strahler ist, sondern weil die 656,3 nm zur thermischen Schwarzkörperstrahlung gehören. Zu Emissionslinien jetzt mehr.
Emissionslinien Thermisch angeregte Gase senden kein kontinuierliches Spektrum aus. Sie leuchten nur in so genannten ,,diskreten" Wellenlängen (Abb. 4). In interstellaren Emissionsnebeln ist das chemische Element Wasserstoff (chemisches Zeichen H) stets stark vertreten. Das sichtbare Wasserstoffspektrum liegt im optischen und ultravioletten Spektralbereich und wird auch als ,,Balmer-Spektrum" bezeichnet. Es wird vom ionisierten Wasserstoff HII ausgestrahlt. Die bekannteste der vielen Balmerlinien ist die rote H-Linie bei 656,3 nm. Auch die blaue H-Linie bei 486,1 nm ist für die Astrofotografie wichtig. In Emissionsnebeln spielen noch andere Elemente eine große Rolle, so der Stickstoff (N), der in seiner ionisierten Form die doppelte ,,verbotene" [NII]-Linie bei 654,8 und 658,4 nm emittiert. Alle so genannten verbotenen Linien (Erklärung siehe [2]) werden in eckige Klammern gesetzt. Für die blaugrüne Farbe sorgt der Sauerstoff (O). In seiner zweifach ionisierten Form emittiert er die doppelte verbotene [OIII]-
Astrofotografie
49
Linie bei 495,9 und 500,7 nm. Vielfach tritt auch der Schwefel (S) auf. Er ist als verbotene [SII]-Doppellinie bei 671,6 und 673,1 nm vertreten. Alle diese Linien (auch weitere, hier nicht genannte) haben mit ihren Strahlungsanteilen einen Einfluss auf die Farbe eines fotografierten Emissionsnebels. Auch die nächtliche Stadtbeleuchtung sendet Emissionslinien aus, etwa die gelbe Doppellinie des Natriums bei 589 nm oder gelbe und rote Linien des Quecksilberdampfs. Daran ist zu denken, wenn eine KS durchgeführt wird.
H-Filterungen HII-Regionen leuchten gewöhnlich rot, auch viele Planetarische Nebel, WolfRayet-Nebel und Supernovareste zeigen rote Farbanteile, gerade in fortgeschrittenen Entwicklungsphasen. Dieses Rot übt auf den Astrofotografen stets eine besondere Faszination aus. Daher werden Rotfilter immer häufiger eingesetzt, um rote Gasnebel fotografisch kräftiger darzustellen - aber auch, um schwach leuchtende rote Nebel überhaupt erst mit genügendem Kontrast sichtbar zu machen. Es gibt breitbandige Rotfilter wie den R-Filter für die RGB-Farbfotografie. Seine Durchlässigkeit (Transmission) erstreckt sich sogar noch ein wenig in den Grünbereich. Auch die traditionellen roten Kantenfilter sind noch im Gebrauch. Der Schott RG 610 z.B. lässt Wellenlängen ab 610 nm bis in den Infrarotbereich durch. Der kurzwellige Spektralbereich von Gelb, Grün, Blau bis Violett wird abgeschnitten. So wird für den KameraChip ein Spektralband von 610 bis etwa 1.000 nm erzeugt, in welchem auch die H-Linie liegt. Was bewirkt nun die Rotfilteraufnahme? Das Abschneiden des kurzwelligen Lichts reduziert den Durchlass allein auf rotes Licht der Bandbreite von 610 bis 1.000 nm (= 390 nm). Es wird zusammen mit H und anderen roten Emissionslinien durchgelassen. Das Verhältnis von H-Lichtmenge zur Menge des durchgelassenen kontinuierlichen roten Lichts wird größer als bei der filterlosen Fotografie. Ein Luminanzfilter beispielsweise erfasst zwar die H-Linie, nimmt aber einen wesentlich größeren Anteil des kontinuierlichen Lichts von Rot bis Violett mit als ein reiner Rotfilter.
Besser ist ein schmalbandiger HInterferenzfilter. Er engt die Durchlass-
6 Zur Definition der Halbwertsbreite (Grafik: P. Riepe)
7 Ein H-Schmalbandfilter mit 12 nm HWB lässt auch die [N II]-Doppellinie
passieren (Grafik: P. Riepe).
breite auf einen nur schmalen Spektralbereich um H ein. Die Durchlassbreite wird fachlich als ,,Halbwertbreite" (HWB) bezeichnet. Das ist der Abstand beider Filterflanken in Nanometern, jeweils bei 50 % der Maximaltransmission gemessen (Abb. 6). Es gibt Schmalbandfilter von 15, 12, 6 oder gar 3 nm HWB. Das ist erheblich weniger als beim RG 610. So wird noch mehr überflüssiges, kontinuierliches Rotlicht weggefiltert, das ja nicht zur Abbildung der H-Strukturen
beiträgt. Je enger das Filterfenster um H, desto isolierter und stärker kommt das reine H-Licht (die Emissionslinie) im Verhältnis zum ebenfalls durchgelassenen Kontinuum zur Geltung (Abb. 5). Genau das hebt den Kontrast zwischen H-Nebel und Himmelshintergrund, denn der Himmelshintergrund wird ja durch kontinuierliches Licht erzeugt. Je geringer die HWB des Schmalbandfilters, desto länger kann belichtet werden, ehe der Himmelshintergrund durchkommt
VdS-Journal Nr. 68
50
Astrofotografie
8 KS bei H-Aufnahmen mit dem russischen 6-m-Teleskop, Beschreibung siehe Text.
(ein Vorteil also), und genau das führt zur Steigerung des H-Kontrasts. Die Transmissionskurve eines mehr als 4 nm breiten H-Schmalbandfilters erfasst auch noch die doppelte [NII]-Linie (Abb. 7). In vielen Nebeln ist sie ähnlich stark wie H, manchmal übersteigt sie sogar H, etwa in einigen Planetarischen Nebeln. Deshalb sollte man eigentlich nicht von einem H-Filter reden, sondern von H + [NII]. Astronomen schreiben das korrekt, Astro-Händler könnten das auch einmal berücksichtigen. Der Einfachheit halber wollen wir in diesem Beitrag weiterhin ,,H" schreiben, gemeint ist aber stets H + [N II].
Kontinuumssubtraktion Jeder H-Schmalbandfilter - egal wie engbandig - lässt noch einen deutlichen Anteil an kontinuierlichem Störlicht passieren. Damit wird das H-Bild ,,kontaminiert" und leider auch falsch interpretierbar. Es muss einmal klar betont werden: Eine tiefe schmalbandige H-Aufnahme, die einen unbekannten Nebel zeigt, ist noch lange kein Beweis für die H-Natur dieses Nebels. Reflexionsnebel, z.B. der galaktische Zirrus, reflektieren das kontinuierliche Licht der Milchstraßensterne. Werden nun tiefe H-Filterungen des galaktischen Zirrus dem Rotkanal zugeordnet und einer RGB-Aufnahme überlagert, dann bekommt der Zirrus die gleiche rote Farbe wie echte lichtschwache HIIRegionen. Der Zirrus ist aber kein HIIEmitter! Ob ein unbekannter Nebel H
VdS-Journal Nr. 68
emittiert, kann nur beantwortet werden, wenn das Bild H allein zeigt.
Der Astrofotograf, der am reinen H-Bild interessiert ist, fragt sich nun: ,,Kann dieses rote Restkontinuum auch noch ausgeschaltet (= subtrahiert) werden, um nur das reine H-Licht zu behalten?" Antwort: Ja! Für diese KS gibt es ein bekanntes Verfahren der Profi-Astronomie. Außer der H-Aufnahme selbst wird im Bereich vor oder hinter H eine schmalbandige Kontinuumsaufnahme mit ähnlicher (im Idealfall gleicher) HWB wie die des H-Filters angefertigt. Die Kontinuumsaufnahme wird dann von der H-Aufnahme subtrahiert. Diese Methode wird z.B. im ,,Special Astrophysical Observatory" in Russland zum Nachweis extragalaktischer HII-Regionen verwendet. Die Abbildung 8 zeigt eine russische Aufnahme der extrem lichtschwachen Zwerggalaxie Cassiopeia 1 aus dem ,,Catalogue & Atlas of the Local Volume Galaxies" [3], rechts das H-Bild einschließlich Kontinuum, links das kontinuumsubtrahierte reine H-Bild. Was fällt auf? Die Sterne sind verschwunden! Durch die KS sind sie weggerechnet. Zur H-Filterung wird ein schmalbandiger Filter mit Zentrallage bei 657 nm verwendet, zur Aufnahme des Kontinuums ein ebenfalls schmalbandiger Filter mit Zentrallage bei 707 nm. Der Abstand wurde so groß gewählt, um Einflüsse der im Spektrum benachbarten [SII]-Linien zu vermeiden.
Anmerkung: Vor der KS müssen HSummenbild und Kontinuumsummenbild so aufeinander abgestimmt (kalibriert) werden, dass für beide der jeweils aufgenommene Kontinuumsanteil als gleich angesehen werden kann. Diese Prozedur ist nicht trivial, und oft verbleiben noch Reste heller Sterne, die man einfach nicht ganz wegbekommt. Damit wird jetzt auch verständlich, dass die Subtraktion eines breitbandigen RBildes vom H-Bild, wie sie etwa in [4] an Hand von HII-Regionen in M 31 beschrieben wird (die ,,KS des armen Mannes"), keine 100%-Lösung ergeben kann, weil eine saubere Kalibrierung so nicht funktioniert. Erstens ist der im R-Filter erfasste Kontinuumsbereich viel zu lang und nichtlinear für eine Kalibrierung mittels Korrekturfaktor, zweitens liegen im gesamten R-Filterbereich noch viele andere kontaminierende Emissionslinien, drittens sind die Sternabbildungen für sehr differente Filter in Kombination mit Linsenoptiken nicht unbedingt gleich groß. Nach der KS müssen die Sterne verschwunden sein. Und schließlich darf nicht vergessen werden: Jeder Emissionsnebel sendet - wie oben beim galaktischen Zirrus beschrieben - auch kontinuierliches Licht aus (vor allem durch Staub im Nebelgebiet). Das hat je nach Wellenlänge unterschiedliche farbliche Einflüsse auf das Bild des aufgezeichneten Nebels und kann dieses Bild sogar morphologisch verändern. Daher ist als Vorlage für die KS nur eine engbandige Kontinuumaufnahme unmittelbar bei H selbst sinnvoll.
Im folgenden zweiten Artikel behandeln wir eine von uns entwickelte, andere Methode zur KS in H-Bildern.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand: September 2018):
[1] M. Borchardt, www.mabo-physik.de/ plancksche_strahlungskurve.html
[2] P. Riepe, 2015: ,,Emissionslinien der Planetarischen Nebel im sichtbaren Spektralbereich", VdS-Journal für Astronomie 52, S. 15-17
[3] Catalogue & Atlas of the LV galaxies, www.sao.ru/lv/lvgdb/
[4] P. Beskeen: www.beskeen.com/ gallery/galaxy/m31/m31.shtml
Astrophysik & Algorithmen
51
Berechnungen zu Nebensonnen
von Uwe Pilz
Nebensonnen sind helle Flecke ca. 20 Grad links und rechts neben der tief stehenden Sonne. Sie entstehen, wenn die Sonne durch hohe Schleierwolken scheint, welche aus sechseckigen Eiskristallen bestehen. Unter bestimmten Umständen sind Nebensonnen fast genauso hell wie die durch die Wolken gedämpfte Sonne und somit sehr auffallende Erscheinungen. Die zur Entstehung von Nebensonnen erforderlichen Eiskristalle schweben waagerecht in der Luft. Der Strahlengang innerhalb der Kristalle erzeugt diese Ablenkung des Lichts um etwa 20 Grad .
Wenn man genauer darüber nachdenkt, dann wird klar, dass es ,,den Strahlengang" nicht geben kann. Die Eiskristalle schweben zwar waagerecht, nehmen aber ansonsten jede beliebige Lage ein (Abb. 1). Es ist zu erwarten, dass es verschiedene Strahlengänge mit unterschiedlichen Winkeln der Lichtablenkung gibt (Abb. 2). Es lohnt sich, diese Strahlengänge mathematisch zu analysieren. Im einfachsten Fall kann dies mit dem Taschenrechner geschehen, ein kleines Computerprogramm gibt aber anschaulichere Ergebnisse.
Am Anfang steht eine Skizze des Strahlengangs mit den Formeln zur Lichtbrechung (Abb. 1). Der sechseckige Kristall kann für diese Untersuchung durch ein gleichseitiges Dreiecksprisma beschrieben werden, da die Strahlengänge identisch sind. An einer nebenliegenden Seite kann ein Lichtstrahl im Sechseck nicht austreten, da hier stets Totalreflexion eintritt.
Der weitere physikalische Hintergrund ist einfach: Es gilt das Brechungsgesetz
sin 2 = n sin 1
Hierbei ist n die sogenannte Brechzahl, eine Eigenschaft des optischen Mediums, in unserem Fall also von Eis. Für gelbes Licht gilt n = 1,310. 1 ist der Winkel, in dem der einfallende Strahl vom senkrechten Lichteinfall abweicht. Maximal möglich sind 90 Grad . Außerdem muss berücksichtigt werden, dass die Lichtaustrittsfläche gegenüber der Lichteintrittsfläche um 60 Grad geneigt ist.
1 Strahlenverlauf am gleichseitigen Dreiecksprisma
Python-Programm:
from turtle import *; from random import *; from math import * def plot(x,y): # einen Punkt setzen
penup(); goto(x,y); pendown(); dot(4); hideturtle() # Hauptprogramm n=1.310 # Brechungsindex l=[0]*900 # Leere Liste für die Ergebnisse aller 0,1 Grad w60=pi*60/180 # 60 Grad w90=pi*90/180 # 90 Grad for i in range(2500):
zz=random(); a1=zz*w90 # Winkel von 0-90 Grad a2=asin(sin(a1)/n) a3=w60-a2 h=n*sin(a3) # Totalreflexion? if (abs(h)<0.99999): # nein!
a4=asin(h) d=a1+a4-w60 index=int(10*180*d/pi) # eine Spalte je 1/10 Grad l[index]=l[index]+1 tracer(0,0) # Bildschirmaktualisierung aus for i in range (601): # 601 Ergebnisse ab 20 Grad plot(i-300, l[i]) if (int(i/10)==i/10): # kurze Striche plot(i-300, -5) if (int(i/100)==i/100): # lange Striche plot(i-300, -5); plot(i-300, -6); plot(i-300, -7) #print(i, l[i]) #print(i/10.0, 1000*l[i]/stichprobe) # Promille update() # Bildschirm anzeigen name = input("Fertig?")
VdS-Journal Nr. 68
52
Astrophysik & Algorithmen
2 Austretendes Licht, summiert nach Häufigkeit. Man erkennt deutlich die große Lichtmenge ab 21 Grad und den schwächer werdenden
sonnenabgewandten Schweif, der auch im eingeblendeten Foto gut zu sehen ist. Foto: Wikipedia / Christos Doudoulakis
ist schließlich der Winkel, um den der austretende Strahl vom einfallenden abweicht. Dieser Winkel hängt von der Lage des Eiskristalls, also von 1 ab.
Wenn man eine Übersicht des Geschehens mit Taschenrechner gewinnen will, ist es zweckmäßig, den gesamten Strahlengang in eine Formel zu packen. Es entsteht das etwas unhandliche Gebilde
= 1 + arcsin ( 1,31 sin ( 60 Grad - arcsin ( sin(1) / 1,31 ))) - 60 Grad
Wenn man diese Formel mehrmals durchrechnet, ist es sinnvoll, sich eine ,,Tastenfolge" aufzuschreiben. Für meinen Casio-Taschenrechner ist das
1 sin / 1.31 = sin-1 +/- + 60 = sin 1.31 = sin-1 + 1 -60 =
wobei der Eintrittswinkel 1 jeweils einzusetzen ist. Beachtet: Eintrittswinkel unter ca. 14 Grad führen intern zu einer Totalreflexion. Dies kann in dieser einfachen Formel nicht beachtet werden, sondern führt zu einem mathematischen Fehler beim Arcussinus. Die Tabelle 1 zeigt das Ergebnis dieser kleinen Berechnung. Man erkennt, dass Winkel unter 21 Grad überhaupt nicht vorkommen. Für viele Eintrittswinkel liegt der Austrittswinkel im Bereich unter 25 Grad , so dass hier eine Häufung entsteht.
Um den Anblick am Himmel zu visualisieren, habe ich ein kleines PythonProgramm geschrieben (S. 51). Die ersten Zeilen stellen einige Module und eine einfache Grafik bereit. Im Hauptprogramm werden zunächst 2.500 Eintrittswinkel zufällig ermittelt. Im Gegensatz
VdS-Journal Nr. 68
zur Wirklichkeit sind alle Winkel 1 gleich wahrscheinlich. In Wirklichkeit wird die zur Sonne zeigende Fläche immer kleiner, je mehr der Eintrittswinkel auf 90 Grad zugeht. Man kann dies durch modifizierte Zufallszahlen berücksichtigen, hierzu gebe ich ein Programmbeispiel im VdS-Forum. Das Ergebnis ändert sich nur wenig.
Ausgehend vom Eintrittswinkel 1 (Variable a1) werden die internen Winkel 2 und 3 berechnet und schließlich der Austrittswinkel . Die Formel folgt den Angaben in Abbildung 1. Im Gegensatz zur Taschenrechner-Tastenfolge wird geprüft, ob eine Totalreflexion auftritt. In diesem Fall wird kein Ergebnis ausgegeben.
Die Austrittswinkel werden dann auf Zehntelgrad gerundet und in eine Ganz-
Tabelle 1: Austrittswinkel in Abhängigkeit des Eintrittswinkels 1
1
15 Grad
34,3 Grad
20 Grad
27,5 Grad
30 Grad
22,9 Grad
40 Grad
21,8 Grad
50 Grad
22,4 Grad
60 Grad
24,7 Grad
70 Grad
28,6 Grad
80 Grad
34,8 Grad
89 Grad
42,4 Grad
zahl gewandelt, um die einzelnen Austrittswinkel nach ihrer Häufigkeit zu summieren. Diese Summen geben viel besser als die Tabelle 1 die tatsächliche Lichtmenge an, die auf die verschiedenen Austrittswinkel fällt (Abb. 2).
Anzeige
Atmosphärische Erscheinungen
53
Beobachtung von Eisnebelhalos im Erzgebirge
von Claudia und Wolfgang Hinz
Um großartige Eisnebelhalos zu sehen, muss man nicht erst in die Polargebiete reisen. Auch das Fichtelberg/KeilbergGebiet im Erzgebirge bietet bei bestimmten Wetterbedingungen beste Voraussetzungen für die Beobachtung.
Im oberen Erzgebirge gibt es in einem kleinen Gebiet zwischen dem 1.214 Meter hohen Fichtelberg und dem benachbarten Keilberg (1.243 m) eine lokale Besonderheit, nämlich das im Winter verhältnismäßig häufige Auftreten von Halos in bodennahen Eiskristallen. Laut Lehrbuch entsteht Eisnebel erst bei Temperaturen unter -12 Grad C und ist daher sehr selten. Nicht so am Erzgebirgskamm, hier kann man mit etwas Glück im Böhmischen Nebel ab circa -2 Grad C prächtige Eisnebelhalos beobachten, die in dieser Häufigkeit und Artenvielfalt einzigartig in Mitteleuropa sind. Der Grund ist, dass aus dem Böhmischen Becken sehr kalte, mit Feuchte gesättigte und durch zahlreiche Kraftwerke mit Staub angereicherte Luft herangeführt wird. Diese besitzt gegenüber der wärmeren Luftmasse am Kamm eine höhere Dichte und folglich einen höheren Luftdruck. Fließt diese über den Erzgebirgskamm, dann gefriert aufgrund von Hebungsprozessen und Druckausgleich an den zahlreichen Kondensationskeimen der Wasserdampf des Nebels zu winzigsten Eiskristallen. Die hohe Anzahl an Kondensationskeimen fördert die Bildung von Eiskristallen, da in der übersättigten Luft ziemlich schnell und
verhältnismäßig viele Wassertröpfchen anfrieren. Und je mehr davon vorhanden sind, desto schneller wachsen die Eiskristalle, die dann recht schnell schwer genug sind, um als Niederschlag auszufallen, und das auch schon bei geringen Minustemperaturen. Das Geheimnis liegt also in einem Zusammenspiel aus hohem Feinstaubanteil und Orografie.
An den in der Luft schwebenden Eiskristallen wird das Sonnenlicht schließlich gespiegelt oder gebrochen und es entstehen je nach Kristallart (Plättchen oder Säulchen) und ihrer Lage in der Luft die verschiedensten Haloerscheinungen. Derzeit sind etwa 50 verschiedene Haloarten bekannt und viele von diesen konnten bereits zwischen Keilberg und Fichtelberg beobachtet werden.
Es scheint, als hätten bereits die ersten Siedler im 16. Jahrhundert im oberen Erzgebirge solche Erscheinungen wahrgenommen. Einen Hinweis darauf gibt der Keilberg, der früher ,,Sonnenwirbel" genannt wurde. Nach der Chronik von Joachimsthal beschreiben Sonnenwirbel eine meteorologische Erscheinung, die auf dem Erzgebirgskamm oft beobachtet wird. Vor allen den Oberwiesenthalern sind Sonnenwirbel bis heute ein Begriff. Sie verstehen darunter Eiskristalle, die bunt um die Sonne wirbeln. Wenn also der Keilberg im übertragenen Sinne nach Eisnebelhalos benannt war, dann ist dies ein Indiz dafür, dass es diese Erscheinung
1 Vom Keilberg gesehen, ragt der
Fichtelberg wie eine Insel aus dem Nebelmeer
dort schon immer gegeben hat und die Schneekanonen, die heutzutage häufig als Ursache angesehen werden, nur bedingt einen Einfluss haben. Ebenfalls dafür spricht die frühere Existenz einer zu Gottesgab (Bozí Dar) gehörenden Siedlung, die sich ,,Sonnenwirbelhäuser" nannte. Diese Häuser standen nahe der Kante, von wo aus es steil ins Böhmische Becken hinunter geht. Dort sind Eisnebelhalos am häufigsten und etwa dreimal so oft wie am Fichtelberg zu beobachten, da dieser bereits 3 km Luftlinie vom Talrand entfernt liegt und zumeist nur noch Reste des Böhmischen Nebels und deshalb auch weniger Halo erzeugende Eiskristalle abbekommt.
Auch die früheren Beobachter der 1916 eingeweihten Wetterwarte auf dem Fichtelberg dokumentierten in den Tagebüchern immer wieder spektakuläre Halophänomene im Eisnebel. Es gab am Fichtelberg sogar eine weltweite Erstbeobachtung. Horst Gäbler (1921-2014) skizzierte 1975 einen Bogen im Eisnebel, der ,,V"-förmig ca. 10 Grad oberhalb der Sonne stand. Im November 1995 konnte der Finne Jarmo Moilanen diesen später nach ihm benannten Bogen schließlich fotografieren und mit einem Sonnenabstand von 9 Grad vermessen.
VdS-Journal Nr. 68
54
Atmosphärische Erscheinungen
VdS-Journal Nr. 68
Atmosphärische Erscheinungen
55
2 Links oben: Die seltensten Halos
entstehen im Fall I, aufgenommen in Neklid, an der Abbruchkante zum Böhmischen Becken.
3 Links unten: Die Mehrzahl der Halo
erzeugenden Kristalle befinden sich unterhalb des Beobachters. Entspricht Fall II (Neklid).
4 Oben: Im Fall III ist der Fichtel-
berggipfel von einer Eisnebelwolke eingehüllt.
Seit 2012 haben wir zusammen mit den Kollegen der Wetterwarte Fichtelberg und zahlreichen Helfern versucht, alle auftretenden Halos zu dokumentieren und zu analysieren. Natürlich ist es nicht möglich, aus diesen wenigen Jahren eine gesicherte Statistik zu erstellen. Dennoch können inzwischen einige fundierte Aussagen gemacht und Besonderheiten belegt werden.
Am 30.01.2014 wurde in Neklid, einem kleinen Skiareal am Keilberg direkt an der Talkante, an Nebelfetzen aus dem Böhmischen Becken das bisher größte Halophänomen Mitteleuropas beobachtet, welches sogar viele große antarktische Eisnebelphänomene in den Schatten stellt. Insgesamt traten 21 verschiedene Haloarten auf, von denen einige in ihrer Ausgeprägtheit und Helligkeit sehr unge-
wöhnlich waren. Zudem sorgte ein ausgeprägter 3D-Effekt dafür, dass die Halos nicht am Himmel, sondern als Glitzern im dreidimensionalen Raum schwebten [1].
Doch nicht nur um die Sonne, auch am Mond oder sogar an den Scheinwerfern von Autos können Eisnebelhalos auftreten. Bei einem Treffen des Arbeitskreises Meteore e.V. konnte am Abend des 27.11.2015 auf dem Keilberg sogar beides beobachtet werden. An den Autoscheinwerfern gab es einen sehr nahen 22 Grad -Ring, dahinter einen ebensolchen (und einige Haloarten mehr) am Mond. Bei Temperaturen von nur -5 Grad C hatte sich über dem Keilberg eine zarte Wolkenhaube gebildet, die in Eiskristalle zerfiel [2].
Unter welchen Bedingungen treten die Eisnebelhalos letztendlich auf? Welche
Rolle spielen die Schneekanonen, die vor allem am Fichtel- und Keilberg in den letzten Jahren zugenommen haben? In einigen Fällen können sie wirklich einen Einfluss auf die Halos haben, nämlich dann, wenn es windstill ist. Dann schweben die fein gesprühten Wassertröpfchen lange in der Luft, können gefrieren und als Kondensationskeime für Eiskristalle fungieren, die nach gewisser Zeit heranreifen. Aber bei den meisten Halophänomenen herrscht ein straffer Wind aus Südwest, was einen Einfluss von Schneekanonen nahezu ausschließt.
Bei unseren Beobachtungen konnten wir vier Fälle unterscheiden.
Fall I Im Böhmischen Becken hat sich unterhalb einer Inversion ein Kaltluftsee aus-
VdS-Journal Nr. 68
56
Atmosphärische Erscheinungen
VdS-Journal Nr. 68
Atmosphärische Erscheinungen
57
5 Links oben: Auf dem Keilberg
konnten wir den Fall III auch am Mond über mehrere Stunden hinweg verfolgen.
6 Links unten: Bei Fall IV bilden sich
in Fallstreifen aus schnell ziehenden Wolken kurze Haloerscheinungen (Neklid).
7 Oben: Natürlich lassen sich die
Haloerscheinungen auch am Mond beobachten (Fichtelberg).
gebildet, welcher nicht selten über einen längeren Zeitraum hinweg auskühlt und sich aufgrund vieler Kraftwerke im Tal mit Kondensationskeimen anreichert. Bei leichter Süd- bis Südostanströmung des Erzgebirges werden die Wolken zum Aufsteigen gezwungen und lösen sich langsam am Erzgebirgskamm auf. Halos entstehen bei Temperaturen von -2 Grad C und kälter. Unter dieser Bedingung treten die seltensten Halos auf, die aber häufig sehr kurzlebig sind. Zu beobachten sind sie meistens nur kleinräumig am Rand zum Böhmischen Becken (Skigebiet Neklid, unterhalb Keilberggipfel).
Fall II Hierbei handelt es sich um den klassischen ,,Diamond Dust" oder Eisnebel, der bei Temperaturen unter -10 Grad C und großer Luftfeuchte auftritt. Dieser entsteht im windgeschützten feuchten Tal, oft mit Hilfe von Schneekanonen, aus deren Wassertröpfchen dann langsam Eiskristalle entstehen und reifen können. Sol-
cher Eisnebel bildet sich häufig zwischen Oberwiesenthal und Bozí Dar, manchmal aber auch in Tellerhäuser und anderen Hochtälern am Erzgebirgskamm. In seltenen Fällen steigen die feuchten Luftmassen soweit auf, dass sie selbst den Fichtelberg und den Keilberg einhüllen. Charakteristisch ist hier eine enorme Langlebigkeit der Erscheinungen, da die Kristalle länger in der Luft schweben und immer wieder neu gebildet werden.
Fall III Eine orografische Wolke bedeckt bei negativen Temperaturen ab ca. -5 Grad C die Berggipfel und führt zum klassischen Eisdunst bzw. Eisnebel mit deutlichem Sichtrückgang. Meist sind die Erscheinungen bei diesem Fall von längerer Dauer und in ihrer Helligkeit und Vollständigkeit sehr beeindruckend.
Fall IV Fallstreifen von tiefen Wolken schleifen über den Berg und fallen aus. Die Halos
entstehen bei diesen Bedingungen schon bei geringen Minusgraden und sind extrem kurzlebig und stark veränderlich. Seltene Halos sind möglich, aber oft nur für Sekunden sichtbar. Mit zusätzlicher Hilfe von Webcams und einigen Naturfotografen, die solche Sekundenhalos einfangen konnten, hat sich dieser Fall als der häufigste herauskristallisiert.
Vielfach gehen die genannten Fälle in eine andere Form über oder es treten mehrere gleichzeitig auf.
Die Häufigkeit lässt sich von 2013-2018 mit etwa 10 Halotagen pro Winter angeben, allerdings fielen die letzten Winter relativ warm aus. Zudem ist diese Häufigkeit nicht mit früheren Aufzeichnungen der Wetterwarte Fichtelberg vergleichbar, da diese sich ausschließlich auf Beobachtungen am Gipfel des Fichtelbergs bezogen. Vor allem aber Fall I ist oft auf ein relativ kleines Gebiet am Keilberg beschränkt und auch der Eisne-
VdS-Journal Nr. 68
58
Atmosphärische Erscheinungen
8 Sehr auffälliger 22 Grad -Ring mit Nebensonnen,
die Lichtsäulen und oberhalb der Sonne der Moilanenbogen (Grenze D/CZ).
bel (Fall II) bleibt nicht selten am Fuße des Fichtelbergs liegen und bringt Eisnebelhalos in Oberwiesenthal, an der Grenze D/CZ oder an der Sachsenbaude, nicht aber am Gipfel. Es ist auf jeden Fall lohnend und äußerst interessant, die Häufigkeit und Artenvielfalt der auftretenden Eisnebelhalos am Erzgebirgskamm weiter zu untersuchen.
Auf der Webseite des AKM lassen sich die abgebildeten Haloerscheinungen bestimmen und es gibt viele Informationen zur Beobachtung: www.meteoros.de
Impression
Literaturhinweise: [1] C. Hinz, W. Hinz, 2015: ,,Antarktische Eisnebel-
und Polarschneehalos", VdS-Journal für Astronomie 52, S. 78 [2] E. Schmidt, 2016: ,,Treffen der Beobachter atmosphärischer Erscheinungen", VdS-Journal für Astronomie 58, S. 92
VdS-Journal Nr. 68
Mond bei Saturn
Am Abend des 11. November 2018 kamen sich Mond und Saturn bis auf 27 Bogenminuten nah. Das Bild wurde 2,5 Sekunden lang belichtet, um auch das aschgraue Mondlicht einzufangen. Saturn ist daher überbelichtet, rechts von ihm erkennt man dafür dessen Mond Titan. Aufnahme mit Refraktor 123/738 mm, Canon 6D, ISO 400. Bildautor: Sven Melchert.
Deep Sky
59
Think Big - Beobachtungen über 2 Grad und mehr
Orions Umhang - Sharpless 2-276
von Christopher Hay und Rene Merting
Groß-Ferngläser und kleine Teleskope sind Geräte mit ganz speziellen Möglichkeiten, sprich mit Gesichtsfeldern zwischen 2 und 4 Grad in Verbindung mit mehr Öffnung als Handferngläser. Für diese Öffnungsklasse gibt es kaum Beobachtungsempfehlungen für Objekte mit dieser Ausdehnung.
Im Sternbild Orion gibt es eine Reihe von diesen ,,Groß-Objekten" mit einem Kaliber von mehr als 2 Grad Winkelausdehnung. Im VdS-Journal für Astronomie 62 haben wir bereits die Region um den Emissionsnebel Sharpless 2-264 (Angelfish - Der Skalar) vorgestellt. Heute nun kommen wir zu einem bekannteren und nicht weniger reizvollen Beispiel, nämlich Sharpless 2-276, auch bekannt als ,,Barnard's Loop".
Das ist ein großer O-förmiger Emissionsnebel und gehört zu einer ausgedehnten Molekülwolke, in der laufend Sternentstehung stattfindet. Er zieht sich in einem weiten nördlich des Oriongürtels beginnenden Bogen von 15 Grad Durchmesser um Orions Gürtel und Schwertgehänge herum, dessen Sterne vermutlich für die Ionisierung des Gases verantwortlich sind. Der Loop wird von den Sternwinden der zahlreichen jungen Sterne in diesem Sternentstehungsgebiet getrieben. Aber es gibt auch einige andere Erklärungsversuche für diesen 300 Lichtjahre großen Emissionsnebel. Der Nebel könnte auch nur ein kleiner Teil einer viel größeren Gaswolke sein. Zumindest im Infraroten füllt der Nebel fast das ganze Sternbild aus.
Sh 2-276 wurde erst im Jahre 1895 fotografisch von Edward Barnard mittels einer Langzeitbelichtung entdeckt. Heutzutage reicht schon ein Fotoobjektiv mit wenigen Minuten Belichtung, um den Nebel sichtbar zu machen.
Visuell sieht es etwas anders aus, und vor allem dunkler Himmel und eine große Austrittspupille sind wichtig. UHC- oder H-Filter helfen sehr. Die nördliche Hälfte des Bogens ist dabei deutlich besser erreichbar als die südliche Hälfte.
1 Barnard`s Loop, aus ,,CCD-Guide" von Johannes Schedler, mit freundlicher Genehmigung
In unserem Beitrag zum Angelfish/Skalar haben wir gemutmaßt, dass eventuell (reine Vermutung) der Kopf des Orion für frühere Menschen mit freiem Auge geleuchtet hat. Nun ist es so, dass Barnard's Loop eine deutliche höhere Flächenhelligkeit als der Skalar hat. Uns liegt der Bericht des Sternfreundes Jan de Lignie
aus der Schweiz vor, der vor einigen Jahren unter besten Bedingungen in den Alpen die hellsten Teile von Barnard's Loop tatsächlich mit freiem Auge - d.h. mit bloßem Auge und ganz ohne Filter - gesehen hat. Jan de Lignie beschreibt seine Sichtung wie folgt: ,,Vor einigen Jahren, am 30. Dezember,
VdS-Journal Nr. 68
60
Deep Sky
2 Barnard`s Loop, Zeichnung von Christopher Hay
gab es im Kanton Schwyz einen außerordentlich transparenten Abend, der zusätzlich unterstützt wurde durch eine doppelte Nebeldecke. Die zweite hatte die Obergrenze auf ca. 1.200 m und schirmte alles Zivilisationslicht um unseren Beobachtungsort auf 1.400 m ab. Zuerst war der Anblick der enorm breit gewordenen Herbst-Milchstraße mit den Staubströmen in Cassiopeia-Perseus-Gegend atemberaubend. Die riesige Milchstraße glitzerte über uns, und am ganzen Himmel ,sändelte' es, wie wir es nennen, wenn so viele lichtschwache Sterne unser Auge reizen, dass man das Gefühl hat, glitzernden Sand in den Augen zu haben. Die Krönung dieses Abends war dann die klare Sichtung von Barnard's Loop mit freiem Auge, ohne Filter! Natürlich nicht den ganzen Loop, aber doch die hellsten Teile. Das hätte ich nicht für möglich gehalten und werde das Erlebnis nie vergessen. Übrigens bestätigte ein weiterer Kollege die Sichtung eindeutig."
Dies bedeutet, dass Menschen in früheren Zeiten ohne Lichtverschmutzung selbst in unseren Breiten diesen Nebelbogen gesehen haben müssen. In südlicheren Breiten, etwa im Mittelmeerraum, gilt dies erst recht. Diesen Menschen muss der Nebel wie der Umhang des Himmelsjägers Orion erschienen sein.
Beobachtungen Christopher Standort: Vorstädtisch, mit mäßiger Himmelsqualität.
VdS-Journal Nr. 68
5-Zoll-Doppelrefraktor Bei 26-facher Vergrößerung und UHCFilter in jedem Okular wird in der Gegend um den Sternhaufen NGC 2112 auf Anhieb ein mattes Band westlich des Sternhaufens sichtbar, das den Haufen noch leicht umschließt. Das Band lässt sich im knapp 3 Grad großen Gesichtsfeld gut nördlich bis Omega Ori verfolgen, wo es schließlich ausläuft. Der [OIII]-Filter zeigt dagegen nichts.
Besonders interessant finde ich, dass das Band nach Osten - das heißt nach ,,außen" in Bezug auf das Sternentstehungsgebiet - viel deutlicher abgegrenzt ist als nach Westen. Auf seiner östlichen Seite kann ich es immer wieder einfangen, von der westlichen Seite kommend ist der Übergang vom Sternhintergrund dagegen sehr unbestimmt.
Bei 50-fach ohne Filter und langsamen Scannen von Ost nach West wird auf der Höhe von NGC 2112 der Übergang in den Nebelbogen klar, wenngleich nicht so deutlich wie bei Beobachtungen mit UHC-Filter.
Beim Hin- und Her-Scannen über den nördlichen Bereich des Loops schien es oft so, als würde der Bogen sich auf dem Weg nach Norden nicht nach Nordwesten krümmen, sondern geradeaus nach Norden weiterführen. Die Lage des Übergangs in den ,,klassischen" Nebelbogen nach Nordwesten ist dabei nicht eindeu-
tig erkennbar. Dieser zusätzliche nördliche Nebelausläufer beginnt etwas südlich des Sterns 56 Ori, eigentlich umhüllt sein Ansatz auch den Sternhaufen NGC 2112. Er läuft Richtung Norden bis gut 1 Grad südlich des Sterns 52 Ori. Diese Sichtung kann nur der auf dem Foto sichtbare dicke Nebelfinger sein, der senkrecht nach Norden fast bis zum Stern Betelgeuze reicht!
Nach einigem Recherchieren bin ich total überrascht. Immerhin handelt es sich hier um eine 4 Grad x 1 Grad große Struktur, von der ich bisher kein Wort zur visuellen Sichtung in der Literatur oder in den Weiten des Netzes gelesen habe. Vielleicht möchte jemand anders es versuchen, diesen Finger visuell zu erhaschen?
Fernglas 18 x 80 mm Ich nahm mir den zuvor im 5-Zoll-Doppelrefraktor mit 3 Grad Gesichtsfeld gesehenen nördlichen Ausläufer von Barnard's Loop vor. Im nun 4 Grad großen Sehfeld lässt sich der Ausläufer zusammen mit dem ,,klassischen" nordwestlichen Bogen des Loops sehen, mit einer keilförmigen nebelfreien Fläche zwischen den beiden Nebelbändern. Durch die klare Sichtung von Ausläufer, Zwischenraum und Bogen in einem Sehfeld ist die Beobachtung eigentlich noch leichter und schöner als zuvor im Doppelrefraktor. Feld bringt in dieser Situation mehr als Öffnung!
Vergleichsbeobachtungen von flächigen Nebeln in der Umgebung mit diesem Fernglas und UHC-Filter: Lower's Nebula Sh 2-261 in Monoceros zwar vorhanden, aber sehr schemenhaft - Rosetten-Nebel NGC 2237-46 in Monoceros sehr deutlich und strukturiert - die Sichtbarkeit des nördlichen Bereichs von Barnard's Loop liegt etwa zwischen diesen beiden Objekten - also ist der Loop eigentlich ein leichtes Objekt
Abschließend noch eine Beobachtung von Mathias Sawo: Er konnte den Nebel mit einem Hb-Filter vor dem bloßem Auge sehen, bei hervorragendem Himmel.
Das Astronomie -- Jahrbuch Nr. 1
Sternbilder am Himmel entdecken, Planeten erkennen oder die nächste Mond nsternis beobachten - das KOSMOS Himmelsjahr ist der zuverlässige Wegweiser zu den astronomischen Ereignissen des Jahres.
-- Zuverlässige kalendarische Angaben -- Beliebte Monatsthemen -- Himmlische Highlights 2019: totale Mond-
nsternis im Januar und Durchgang von Merkur vor der Sonne im November
BESTELLEN SIE JETZT AUF KOSMOS.DE BESUCHEN SIE UNS UNTER: FACEBOOK.COM/KOSMOS.ASTRONOMIE
Auch als E-Book 304 Seiten, /D 17,99
KOSMOS_Anz_VDS_68.indd 1
Eine Nacht in Namibia (14 Zoll)
von Mathias Sawo
Im Juni 2017 verbrachte ich 14 Nächte in Namibia, auf einer Farm am Rande der Kalahari, um den südlichen Sternhimmel ausgiebig zu beobachten. Mit auf die Reise nahm ich mein leichtes 14-Zoll-Teleskop inkl. Okularen, damit wollte ich einen Ordner voller Beobachtungsvorschläge abarbeiten. Da ich bereits das dritte Mal in Namibia war, standen auf der Liste weniger bekannte Objekte des sonst so prachtvollen Südhimmels. Auf die Ergebnisse einer Nacht möchte ich etwas näher eingehen. Ein besonders, ja sogar perfekt dunkler Himmel ist völlig normal in dieser Gegend, dazu hatte ich in dieser Nacht eine sehr gute Transparenz und ein gutes Seeing. Zwei der sieben Objekte sind sogar, wenn auch deutlich tiefer, am Nordhimmel zu finden.
NGC 2442 Volans, oder auch Fliegender Fisch, ist ein recht unauffälliges Sternbild am Südhimmel. Umso schöner war meine Sichtung der hellen Balkenspiralgalaxie NGC 2442 (Abb. 1). Obwohl ich sie noch sehr früh am Abend und recht tiefstehend aufsuchte, überraschte mich die deutlich klar erkennbare S-förmige Struktur. Nordöstlich davon konnte ich die Galaxie PGC 21457 erkennen, die sich recht gut bei einem Sternenpaar ,,versteckte", einmal gesehen konnte ich sie mit indirekten Blick gut erkennen.
1 NGC 2442, Zeichnung Mathias Sawo
Anzeige
06.12.18 11:54
VdS-Journal Nr. 68
(C) Tjefferson / fotolia
62
Deep Sky
NGC 4361 Der Rabe steigt am heimischen Nordhimmel auf ca. 20 Grad Höhe, in Namibia hingegen reicht das Sternbild bis fast an den Zenit. In diesem Trapez der hellsten Hauptsterne ist der Planetarische Nebel NGC 4361 zu finden (Abb. 2). Beobachtet hatte ich ihn mit 280-facher Vergrößerung und erkannte dabei zunächst einen ovalen Fleck mit einem deutlichen Zentralstern. Bei genauer Betrachtung schälten sich immer mehr Details heraus. Den hellen mittleren Teil konnte ich gut als halboffenen Ring erkennen, aus dem sich zu beiden Seiten zwei gebogene Arme erstreckten, was ich blickweise aber noch recht gut erfassen konnte.
2
NGC 4361, Zeichnung Mathias Sawo
Abell 35 Dieser schwache Planetarische Nebel (Abb. 3) verlangt nach einem dunklen Himmel, um visuell sichtbar zu werden und steigt in unseren Breiten auch nicht besonders hoch. Der Nebel, im Sternbild Wasserschlange gelegen, erreichte zum Zeitpunkt der Beobachtung in Namibia immerhin 60 Grad Höhe. Trotz der nahezu perfekten Bedingungen war er nicht einfach zu beobachten und zeigte beim ersten Blick lediglich einen nebligen Bereich an einem hellen Stern. Bei genauer Betrachtung konnte ich einen helleren, länglichen Bereich noch recht gut erkennen, und er wirkte nach Süden schärfer abgegrenzt. Nach Norden war indirekt eine sehr diffuse Blase zu sehen, allerdings nur mit Hilfe von ,,field sweeping". Ohne einen [OIII]-Filter wurde der Nebel nahezu unsichtbar.
VdS-Journal Nr. 68
3
Abell 35, Zeichnung Mathias Sawo
NGC 6729 Ein besonders interessanter Verbund aus mehreren Reflexionsnebeln befindet sich im Sternbild Südliche Krone, davon ist NGC 6729 ein wahrer Schatz (Abb. 4). Eine Kometenform war schön zu erkennen, mit gut abgegrenzten Rändern. In nordwestlicher Richtung und heller als NGC 6729 konnte ich NGC 6726/27 als ausgedehntes Nebelgebiet um zwei hellere Sterne sehen. Die Ränder des Nebels waren unregelmäßig und nicht genau greifbar. Bei 140-facher Vergrößerung und noch im gleichem Gesichtsfeld vom Okular ein wirklich toller Anblick.
4
NGC 6729, Zeichnung Mathias Sawo
Menzel 1 Der Menzel-Katalog umfasst drei, nur von der Südhalbkugel aus sichtbare Planetarische Nebel. Menzel 1 (Abb. 5), im Sternbild Winkelmaß, erscheint schon bei geringer Vergrößerung als heller Fleck und bei 140-fach mit einer angedeuteten Schalen- bzw. Ringstruktur. Mit 280-fach war die Ringform mit helleren Rändern indirekt sicher zu sehen. Durch indirekten Blick und ,,field sweeping" zeigten sich zu beiden Seiten sehr schwache Ausläufer.
5
Menzel 1, Zeichnung Mathias Sawo
Deep Sky
63
VdS-Journal Nr. 68
64
Deep Sky
NGC 6438 Eine ungewöhnliche Galaxie (Abb. 6) befindet sich nicht weit vom südlichen Himmelspol und ist dem Sternbild Oktant zugehörig. Eine genaue Form war zunächst nicht einfach herauszuarbeiten. Bei geduldiger Beobachtung konnte ich zwei schwer trennbare Kerne sowie eine gebogene Form noch sicher wahrnehmen. Eine durchaus lohnende Galaxie, auch wenn man sich hier schon eine Weile die Augen verbiegen könnte.
6
NGC 6438, Zeichnung Mathias Sawo
NGC 6337 Für diesen mittelgroßen Planetarischen Nebel im südlichen Teil des Skorpions benötigte ich zwei Nächte für eine zufriedenstellende Beobachtung. Denn innerhalb des Ringes, der in seiner Form einfach zu sehen war, befinden sich drei eng beieinander stehende 16-mag-Sterne, die ich, wenn möglich, visuell auch noch trennen wollte. In der Nacht davor machte mir die unruhige Luft und schlechtere Transparenz die Sichtung zunichte. Das gute Seeing beim nächsten Versuch ließ zumindest eine schwache Linie sichtbar werden, aus der ich einen Stern blickweise erkennen konnte. An eine komplette Trennung der Linie war trotz 450-facher Vergrößerung nicht zu denken. Bei höherer Vergrößerung sowie besserem Seeing wäre mit einem 14-Zoll-Teleskop durchaus eine Trennung der Sternkette möglich.
VdS-Journal Nr. 68
7
NGC 6337, Zeichnung Mathias Sawo
Deep Sky
65
Skyguide 2018 - 4 (Winter)
von Robert Zebahl
Unser Skyguide soll in erster Linie Anregungen für eigene Beobachtungen geben und wird dabei jährlich für jede Jahreszeit 5 Objekte kurz beschreiben. Wir wählen dabei sowohl leichte als auch schwierige Objekte aus, welche nach Schwierigkeitsgrad sortiert sind. Wie schwer ein Objekt letztlich ist, hängt natürlich von verschiedenen Faktoren ab, vor allem der Himmelsqualität, der Teleskopöffnung 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 Orientierung vorhanden, welche Sterne bis zu einer visuellen Größenklasse von ca. 8,0 mag zeigt. Telradkreise (0,5 Grad ; 2,0 Grad ; 4,0 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 2018-4
NGC 2281
66 3
63
NGC 2419
65
40
Sh2-232
M 36
Cancer
M 44
1 8
NGC 2371
M 37
Sh2-240
76
57
49
Gemini
IC 443
136
M 35
139 132
1
NGC 2357 63 36 85 56 NGC 2420
CR Gem
2 1 64 NG7C1 2174
81
74 68
51
26
Sh2-261
72 69
NGC 2194
38 74
Anzeige
Karte erstellt mit Cartes du Ciel
VdS-Journal Nr. 68
66
Deep Sky
CR Gem
Typ: Kohlenstoffstern
Sternbild: Gem
Koordinaten (2000.0): 06h 34m 23,92s, +16 Grad 04' 30,32''
Helligkeit: 10,9-12,1 mag (B)
Periode: 250 Tage
20 26
NGC 2234
23
CR Gem
19
1
Aufsuchkarte für CR Gem,
N
Quelle: Cartes du Ciel
E 0
30'
60'
Wer Freude am Farbsehen bei der Deepsky-Beobachtung hat, sollte einen Blick auf diesen Kohlenstoffstern werfen. Die Helligkeit schwankt nur relativ gering. Zudem ist die Blauhelligkeit angegeben, so dass die visuelle Helligkeit spürbar größer ausfallen dürfte. Durch seine Nähe zu Gamma Gemini ist der Kohlenstoffstern schnell und einfach zu
finden. Beobachtet wurde dieser Stern bereits mit Teleskopöffnungen von 70 bis 200 mm, wo er stets eine auffällige Farbe zeigte, welche teils tiefrot erschien. Damit ist CR Gemini auch für kleinere Teleskope unter städtischen Bedingungen einen Versuch wert.
NGC 2420 (Melotte 69, H 6.1)
Typ:
Offener Sternhaufen
Sternbild:
Gem
Koordinaten (2000.0): 07h 38m 23,0s, +21 Grad 34' 24,0''
Helligkeit:
8,3 mag (V)
Winkelausdehnung: 10,0' x 10,0'
NGC 2420 ist ein relativ sternreicher Sternhaufen mit etwa 700 Mitgliedern in einer Entfernung von rund 8.000 Lichtjahren. Sein recht hohes Alter von zwei bis vier Milliarden Jahren ist darauf zurückzuführen, dass er sich in den weniger dichten Außenbereichen der Milchstraße bewegt. Visuell ist der Sternhaufen mit 8 Zoll Teleskopöffnung unter ländlichen Bedingungen schon bei geringer Vergrößerung ein auffälliges Objekt, zeigte aber stets einen nebligen Hintergrund. Dies deutet auf die vielen schwachen Mitglieder hin. Was ist unter städtischen Bedingungen erkennbar? Wie erscheint der Sternhaufen in kleineren oder größeren Teleskopen?
2 Offener Sternhaufen NGC 2420, Quelle: DSS
VdS-Journal Nr. 68
Deep Sky
67
NGC 2371 (NGC 2372, H 2.316, H 2.317, Erdnussnebel)
Typ:
Planetarischer Nebel
Sternbild:
Gem
Koordinaten (2000.0): 07h 25m 34,68s,
+29 Grad 29' 26,4''
Helligkeit:
11,3 mag (V)
Winkelausdehnung: 1,0' x 1,0'
Ein strukturell interessanter Planetarischer Nebel ist NGC 2371, welcher durch zwei hellere Bereiche dominiert wird. Anscheinend nahm man bei früheren Beobachtungen an, dass es sich um zwei verschiedene Objekte handelt. Daher finden sich im New General Catalogue (NGC) sowie in der Objektliste von Friedrich Wilhelm Herschel jeweils zwei Einträge. Der Planetarische Nebel lässt sich gut mit entsprechenden Nebelfiltern (z.B. [OIII]-Filter) beobachten und kann hoch vergrößert werden. Bereits mit 4 Zoll Teleskopöffnung unter ländlichem Himmel zeigt sich der Nebel als kleine, schwache Aufhellung. Mit 8 Zoll Teleskopöffnung sind die beiden helleren Knoten getrennt sichtbar. Eine Steigerung der Teleskopöffnung zeigt bei hoher Vergrößerung einige Details.
3 Planetarischer Nebel NGC 2371, Quelle: DSS
NGC 2419 (H 1.218, Intergalaktischer Wanderer)
Typ:
Kugelsternhaufen
Sternbild:
Lyn
Koordinaten (2000.0): 07h 38m 08,51s,
+38 Grad 52' 54,9''
Helligkeit:
10,1 mag (V)
Winkelausdehnung: 6,0' x 6,0'
Auf galaktische Wanderung kann man gut mit diesem Kugelsternhaufen gehen, da er mit einer Entfernung von rund 275.000 Lichtjahren im Vergleich zu anderen Kugelsternhaufen weit außerhalb der Milchstraße liegt. Der bekannte Kugelsternhaufen Messier 13 liegt beispielsweise nur rund 25.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Erste Beobachtungen gehen auf William Herschel im Jahre 1788 zurück, welcher ihn aber nur als nebliges Objekt wahrgenommen hatte. Erst 1850 konnte Lord Rosse mit seinem Leviathan-Teleskop, ein Spiegelteleskop mit 186 cm Durchmesser, diesen Sternhaufen in Einzelsterne auflösen. Geübte Beobachter können sich unter städtischen Bedingungen mit 5-Zoll-Teleskopen versuchen. Unter einem Landhimmel ist der Sternhaufen sehr gut mit 8 Zoll Teleskopöffnung beobachtbar, ließ sich aber nicht annähernd auflösen.
4 Kugelsternhaufen NGC 2419, Quelle: DSS
VdS-Journal Nr. 68
68
Geschichte
NGC 2357 (UGC 3782)
Typ:
Galaxie
Sternbild:
Gem
Koordinaten (2000.0): 07h 17m 40,98s,
+23 Grad 21' 24,28''
Helligkeit:
13,3 mag (V)
Winkelausdehnung: 3,6' x 0,5'
Galaxien in Kantenlage sind ein beliebtes Ziel bei Deepsky-Beobachtern. Neben flächenhellen Objekten gibt es auch einige schwächere Kandidaten, zu welchen diese Galaxie gehört. Sie wurde erst im Jahr 1885 vom französischen Astronomen Edouard Stephan entdeckt. Aufgrund der relativ geringen Gesamthelligkeit ist ein dunkler Standort wichtig. Halbwegs erfahrene Beobachter können sich dieser Galaxie gut mit 8 Zoll Teleskopöffnung unter einem Bortle4-Himmel annehmen, wo sie als extrem schwacher, langgestreckter Nebel ohne erkennbare Kondensation erscheint. Höhere Vergrößerung ist hier förderlich. Mit großer Teleskopöffnung sind sicher auch Details wahrnehmbar.
5 Galaxie NGC 2357, Quelle: DSS
1. Internationaler Astronomenkongress vor 220 Jahren in Gotha (August 1798)
- Erinnerung an ,,Die astronomische Epoche Gothas" [1]
von Gerhard Conrad
Gotha, eine kleine Kreisstadt am Rande des Thüringer Waldes, kennen viele dem Namen nach, die mit dem Zug auf der Strecke von Halle/Leipzig nach Frankfurt am Main fahren, oder für die gleiche Strecke die Autobahn A 4 nutzen. Zwischen Erfurt und Eisenach gelegen, halten heute in dieser ehemaligen Residenzstadt nur noch wenige Züge. Dabei hat Gotha einiges zu bieten.
Schon von einiger Entfernung kann man das Schloss ,,Friedenstein" erblicken, welches scheinbar über dem Ort thront (Abb. 1). Tatsächlich ist das Schloss auch geistiger Ausgangspunkt der einmaligen astronomischen Entwicklung Gothas, die durch die Interessen der aufgeschlossenen Herzöge und des Adels an den Naturw issenschaften und schöngeistigen Wissenschaften gelenkt wurde.
Schon der Name ,,Friedenstein" weist auf die Sehnsucht des Herzogs Ernst I. von Sachsen-Gotha nach Frieden nach dem 30-jährigen Krieg hin (von 1618-1648). Auf den Mauern der geschleiften Burg Grimmenstein ließ er zwischen 16431654 seine Residenz bauen (Abb. 2).
In der größten Schlossanlage, die im 17. Jh. in Deutschland gebaut wurde, fanden unter anderem die Verwaltung des Herzogtums Sachsen-Gotha, ein Theater, der Hofstaat, Kirche, Museen und auch eine Kunstkammer Platz, ,,... die er mit wissenschaftlichen Geräten, darunter mehrere Teleskope ..." [1] einrichten ließ. Im Jahre 1649 ließ Ernst I. auf dem nahegelegenen Inselsberg im Thüringer Wald (906 m) ein Gebäude für astronomische Beobachtungen errichten. In den folgenden Jahren wurden viele bedeutende Per-
sönlichkeiten aus Theologie, Pädagogik und den Naturwissenschaften nach Gotha und an die Schulen des Herzogtums geholt. Mit der Regentschaft von Herzog Ernst II. von Sachsen-Gotha und Altenburg (geb.1745, reg. 1772-1804) und seiner Gemahlin Marie Charlotte Amalie (1751-1827) erreichte die Entwicklung der Naturwissenschaften in Gotha ein führendes Niveau in Europa. Neben der Paläontologie und der Geologie wurden vor allem die Geodäsie und die Astronomie durch das Herzogspaar gefördert. Ernst der II. hatte für astronomische Beobachtungen und Berechnungen für seine Schlosssternwarte hochwertige Teleskope (Abb. 3) und andere Instrumente angeschafft, welche auch durch seine Frau genutzt wurden. 1786 berief der Herzog den österreichisch/ungarischen Ingenieuroffizier Franz Xaver von Zach
VdS-Journal Nr. 68
Geschichte
69
die breite Öffentlichkeit, die im Herzogtum Sachsen-Gotha schon recht gebildet war (Früchte der Förderung des Herzogs Ernst I.), großes Interesse an den astronomischen Forschungen und deren Ergebnissen hatte. So wurde der ,,Gothaische Hofkalender" (Herausgeber Hofrat Heinrich Reichard 1751-1828) ab 1798 zur ersten Publikation, derer sich Franz Xaver von Zach bediente, um seine und andere astronomische Forschungsergebnisse zu veröffentlichen.
1 Seeberg-Sternwarte mit Schloss Friedenstein
(geb. 1754 in Pest; gest.1832 in Paris) als Hofastronom nach Gotha. Ihn lernten sie auf einer Englandreise kennen. Er hatte theoretische und praktische Kenntnisse in der Geodäsie und der Astronomie. Unter seiner Leitung und nach seinen Plänen (angelehnt an die Ratcliffsche Sternwarte zu Oxford), wurde die 1. Gothaer Sternwarte auf dem Seeberg gebaut (Abb. 1 und 4). Sie diente später als Vorlage für andere Observatorien, zum Beispiel der alten Sternwarte in Göttingen (C. F. Gauß).
Seebergsternwarte 1787-1800 Freiherr von Zach (Abb. 5) wohnte nach der Fertigstellung des Gebäudes (1789) mit einigen Bediensteten in der Sternwarte und leitete auch den Einbau bzw. Aufbau der astronomischen Instrumente lt. [1], die meist aus England kamen und auf dem neusten Stand der Technik waren. Die großen Instrumente wurden dabei in den felsigen Untergrund eingelassen, um etwaige Schwingungen auszuschalten. 1790 konnte so mit der eigentlichen wissenschaftlichen Arbeit begonnen werden.
Nun konnte sowohl in der Schlosssternwarte als auch in der Seebergsternwarte beobachtet werden. Die ersten konkreten Ergebnisse, genaue Berechnungen (durch Herzog Ernst II.) der Koordinaten von 381 Sternen und der Sonnenbewegung von 1787 bis 1790, wurden vorerst nur in Gotha genutzt und später erst für die Öffentlichkeit nachgedruckt. Unter dem Titel: ,,Astronomische Tafeln der mittleren Abstände der Sonne in Zeit ... und ihrer mittleren Bewegungen für Monate und Tage zur Verwandlung der Sternzeit in mittlere Sonnenzeit und umgekehrt ..." [2] erschienen die ,,Astronomischen Tafeln ..." 1804 im Buchhandel.
Durch private Korrespondenz mit anderen Fachkollegen wurden die Ergebnisse untereinander diskutiert und kommentiert. Später erkannte man, dass auch
Der 1. Internationale Astronomenkongress 1798 in Gotha (ca. 5. bis 15. August) Im gleichen Jahr regte der französische Astronom Jerôme de Lalande, bei dem F. X. von Zach 1783 zur Ausbildung weilte, einen Besuch auf der Seebergsternwarte an, bei dem er vor allem hoffte, auf den Berliner Astronomen Johann Elert Bode, aber auch andere Astronomen zu treffen. Zach nahm diese Bitte nun zum Anlass, weitere Astronomen zu diesem Treffen einzuladen. Sicher war es eine schwierige Zeit für Reisende, gerade aus Frankreich, da sich die französische Armee nach der Französischen Revolution (1789-1799) und dem Frieden von Frankreich mit Preußen von 1795 am westlichen Rheinufer festgesetzt hatte und wegen Kontrollen in Preußen aus Angst vor einem ,,Export" der Revolution in andere Länder, die sich bei vielen Regierenden breit machte, vor allem auch in Österreich, dessen Truppen am rechten Rheinufer Stellung bezogen.
Das Hauptinstrument war ein Passageinstrument mit 2.420 mm Brennweite von Ramsden. Refraktoren/transportable Fernrohre von Dollond und Schröder (der auch Haus-Instrumentenbauer war), weitere Instrumente: Spiegelteleskope von Herschel und Short, astronomische Uhren (von Shelton), Sextanten (u.a. von Hadley) und künstliche Horizonte und viele weitere Instrumente zur Bestimmung von Positionen und Zeiten (Abb. 6).
2 Haupteingang des Schlosses mit Statue Ernst I.
VdS-Journal Nr. 68
70
Geschichte
4 Modell der alten Seebergsternwarte
Trotzdem folgten der Einladung zum Teil bedeutende Astronomen. Teilnehmer waren Johann Elert Bode (17471826)/Berlin, Georg Buttler (1774-1853)/ Cambridge, Johann Jakob Huber (17331798)/Basel, Jerôme de Lalande (17321807)/Paris (Anreise in Gotha schon am 9. Juli), Karl Felix von Seyffer (17621825)/Göttingen; Adjunkt astronomische Rechner/Lehrer, die in Gotha anwesend waren: Johannes Feer (1763-1823)/Meiningen, Johann Kaspar Horner (1774-
VdS-Journal Nr. 68
3
Spiegelteleskop von Short
1834)/Zürich, er war Assistent von v. Zach in Gotha und Sekretär des Treffens der Astronomen, Johann Gottfried Köhler (1745-1800)/Dresden, Marie-Jeanne de Lalande (1768-1832)/Paris (Nichte von J. de Lalande), Johann Konrad Schaubach (1764-1849)/Meiningen, Johann Friedrich Wurm (1760-1833)/Württemberg; Optiker/Instrumentenbauer: Georg Simon Klügel (1793-1812, Prof. für Optik)/Halle, Carl Phillipp Heinrich Pistor (1778-1847)/Berlin. Weiter waren an-
wesend: Ludwig Wilhelm Gilbert (17691824)/Halle, Prof. für Physik, Johann Heinrich Seyffert (1751-1817)/Dresden, Finanzsekretär und natürlich der Gastgeber Franz Xaver von Zach (1754-1832). Die Astronomen Johann Hieronymus Schroeter (1745-1816)/Lilienthal, Heinrich Wilhelm Olbers (1759-1840)/Bremen und Georg von Vega (1756-1802)/Wien durften wegen der politischen Umstände nicht am Treffen teilnehmen [1], genau wie Friedrich Wilhelm Herschel (17381822), der mit seinem 48-Zoll-Spiegelteleskop 1797 schon das Ringsystem des Uranus entdeckte.
Die astronomische Tätigkeit auf dem Kongress ging über die nächtlichen Beobachtungen bei klarem Himmel hinaus. So wurden Themen behandelt wie Sternkarten, Sternkataloge und Sternbilder; der Gebrauch astronomischer Geräte, Sextanten oder Chronometer wurde besprochen; ein Ausflug auf den Inselsberg zur Übung mit den Instrumenten wurde organisiert, konnte aber wegen schlechten Wetters nicht komplett durchgeführt werden ...
Astronomische Rechnungen wurden verglichen, wobei Schwierigkeiten auftraten, da die Maßeinheiten in den einzelnen Ländern unterschiedlich waren. Man verabredete also, dass in Frankreich eingeführte metrische System für zukünftige Berechnungen einzuführen, zumindest strebte man es an, da man ja den Regierungen der Länder nicht vorgreifen konnte. Ebenso verhielt es sich mit der Vereinheitlichung der Zeitangaben und der Einführung des Kilogramm. Intern verpflichtete man sich aber, eine mitteleuropäische Zeit einzuführen. Erst 1868 trat Preußen der internationalen Meterkonvention bei, 1875 folgen weitere 18 Staaten.
Trotzdem war der erste internationale Astronomenkongress ein voller Erfolg für den Gothaer Herzog Ernst II. (Abb. 7) und dessen Astronomen Franz Xaver von Zach. Die Augen der Astronomen waren nun auch auf Gotha gerichtet, da hier nicht nur Astronomen aus halb Europa ausgebildet, sondern auch neueste wissenschaftliche Erkenntnisse schnell im Buchhandel veröffentlicht wurden. So konnten von 1798 bis 1800 die ,,Allgemeinen Geographischen Ephemeriden" herausgegeben werden (bei Friedrich Justin Bertuch/Weimar), anschließend
Geschichte
71
veröffentlichte Zach bis 1813 28 Bände der ,,Monatlichen Correspondenz zur Beförderung der Erd- und Himmelskunde" über die Beckersche Buchhandlung in Gotha. Hierbei handelte es sich um eine Zeitschrift, die kurzfristig neue Erkenntnisse und Beiträge zur Astronomie und Geografie veröffentlichen konnte. Damit stand sie nicht in unmittelbarem Widerspruch zu dem ,,Berliner Astronomischen Jahrbuch", welches durch Bode schon ab 1776 herausgegeben wurde.
Es war also ein weiteres Ergebnis des 1. Astronomentreffens, dass von Zach mit den ,,Monatlichen Correspondenzen" eine erste internationale Fachzeitschrift für Astronomie und Geodäsie herausgab. Weitere Astronomentreffen wurden vereinbart, konnten aber erst viel später regelmäßig organisiert werden.
Die Jahre nach F. X. von Zach 1800-1839 Nach dem 1. Internationalen Astronomenkongress kehrte wieder etwas Ruhe im Schloss ,,Friedenstein" und der Seebergsternwarte ein. Der ungarische Gehilfe von v. Zach, Johann Pasquich (17541829) begab sich 1800 wieder nach Buda und errichtete dort die Sternwarte. 1801 kam dann der nächste Gehilfe (oder auch Adjunkt, so wurden die auszubildenden Gehilfen von Beamten genannt), Bernhard August von Lindenau (1779-1854), der nach dem Weggang Freiherr von Zachs aus Gotha 1804 kommissarisch die Leitung der Sternwarte übernahm. Franz Xaver von Zach verließ Gotha einige Monate nach dem Tode von Herzog Ernst II. In dieses Jahr fiel auch die Wiederentdeckung des Kleinplaneten Ceres. Eine alte Handschrift (Abb. 8 und 9) zeigt das Deckblatt und die Bahn der Ceres 1804/1805 und könnte noch von Zach, oder schon von v. Lindenau stammen.
Als Haushofmeister der Herzoginwitwe begleitete F. X. von Zach Charlotte Amalie nach Eisenberg/Thüringen, von wo aus er noch die Veröffentlichungen der MC (Monatl. Correspondenz) organisierte. Auch den Auftrag zur Vermessung Thüringens, inkl. des Herzogtums Gotha, 1802 von der Preußischen Regierung erteilt, konnte er nur zum Teil selbst erledigen, organisierte aber auch hier die Vermessung und stand dabei auch mit Gauß (Vermessung des Kurfürstentums
5 Freiherr Franz Xaver von Zach,
1. Direktor der Seebergsternwarte
Braunschweig-Lüneburg) in Kontakt. 1806 schickte Zach alle Instrumente zur Seebergsternwarte zurück und 1808 wurde Lindenau Direktor der Sternwarte, in der er wieder ,,die alte Ordnung herstellte", wie er 1806 Franz Xaver von Zach brieflich mitteilte. Eine Kontinuität der Arbeit Lindenaus wurde aber auch durch Übertragung anderer Aufgaben in der Landesvermessung immer wieder unterbrochen.
7 Ernst II. von Sachsen-Gotha-
Altenburg
So konnten die kriegsbedingten Schäden und Schäden am Dach, so wie der Anbau des Westflügels, erst 1812 beendet werden. Bis 1822 war Bernhard August von Lindenau Direktor. Seine bekanntesten Werke sind die ,,Venustafeln" 1810, die ,,Marstafeln" 1811 und die ,,Merkurtafeln" 1813. Da er wieder in den Staatsdienst (1814 als Generaladjunkt des Großherzogs und ab 1817 direkt am Hofe in Altenburg tätig) berufen wurde, wurde ab 1814 der Adjunkt F. Nikolai angestellt, der bis 1816 blieb (dann Prof. in Mannheim). Ihm folgte Franz Encke, der ebenfalls, wie Lindenau und Nikolai, in Göttingen bei Gauß studierte. Encke veröffentlichte die Berechnungen zur Sonnenparallaxe bei den Venusdurchgängen von 1761 und 1769 und vor allem auch die Bahn des Kometen Pons (später auch Enckescher Komet genannt).
6 Der Meridianstein der
Seebergsternwarte
Auf Grund des geringen Gehaltes nahm er 1825 die Berufung als Professor und Direktor der Berliner Sternwarte an. Im August 1825 übergab er die Leitung an Peter Andreas Hansen, der von der Altonaer Sternwarte nach Gotha wechselte. Es stellte sich aber bald heraus, dass die finanziellen Mittel nicht ausreichten, den Zerfall der Seebergsternwarte aufzuhalten. So zog Hansen mit seiner Familie 1839 in ein eigenes Haus und errichtete dort eine kleine Sternwarte. 1874 starb er dort auch.
Zu seinen wichtigsten theoretischen Arbeiten zählen die Arbeiten über die Bewegung des Mondes, die Verbesserung der Störungstheorie und sein Hauptwerk:
VdS-Journal Nr. 68
72
Geschichte
8 Alte handschriftliche Aufzeichnung vom Verlauf der Ceresbahn 1804-1805
,,Tables de la lune d'après le principe Newtonien de la gravitation universelle", welches im Auftrag der britischen Regierung 1857 in London herausgegeben wurde und zunächst das unersetzliche Werk bei der Navigation wurde (erarbeitet und herausgegeben zusammen mit George Biddell Airy, dem Leiter der Sternwarte Greenwich). Zu den geodätischen Arbeiten zählt vor allem die Vermessung des Herzogtums Gotha und zuvor Helgolands.
Mit dem Auszug der Fam. Hansen 1839 aus den Gebäuden der Seebergsternwarte war ihr Schicksal besiegelt, der Zerfall war nicht mehr aufzuhalten. Mit einem Teil der Steine wurde bis 1859 eine neue Sternwarte in der Jägerstraße erbaut (Abb. 10 und 11). Heute dient die alte Seebergsternwarte als Gaststätte (Abb. 12) und eine Gedenktafel (Abb. 13) erinnert an sie. Die neue Gothaer Sternwarte in der Jägerstraße dient als Arbeitsstätte einer Vermessungsfirma, während der Turm als Wohnung genutzt wird.
Zum 200. Jahrestag des 1. Internationalen Astronomenkongresses in Gotha wurde 1998 eine Tagung der Astronomischen Gesellschaft abgehalten. Initiiert wurde diese Tagung durch den Autor u. g. Buches, Manfred Strumpf.
(Die weitere astronomische Entwicklung Gothas findet der interessierte Leser in dem Buch ,,Gothas astronomische Epoche", von Manfred Strumpf [1], Anmerkungen zu den privaten Beziehungen des Herzogs Ernst II. v. Sachsen-Gotha-Altenburg erfährt man in dem Buch: ,,Goethes Freunde in Gotha und Weimar" von Sigrid Damm [2]. Ein kleiner Teil der Instrumente der Sternwarten sind im Museum ,,Schloss Friedenstein" zu besichtigen, da das technische Kabinett des Museums mit den astronomischen Instrumenten wegen Renovierungsarbeiten bis auf Weiteres geschlossen bleibt.)
VdS-Journal Nr. 68
9 Deckblatt der alten Handschrift (Abb. 8)
Geschichte
73
10 Vorderansicht von Hansens neuer Sternwarte in der Jägerstraße
11 Oben: Die neue Sternwarte, Gartenansicht
12 Links: Die alte Sternwarte heute
(Hotel und Gaststätte)
Die alte Handschrift über die Berechnungen der Sonnenparallaxe und Finsternisse mit der Ceres-Bahn von 1804 wurde dieses Jahr der Universität Erfurt, Bereich Alte Handschriften, übergeben.
Insgesamt hat die ehemalige Residenzstadt Gotha heute noch drei kleinere Sternwarten, die durch Privatpersonen und Schulen betrieben werden.
Vielleicht kehrt die Astronomie mit einem weiteren Arbeitstreffen der Astronomischen Gesellschaft 2023, zum 225. Jahrestag des 1. Internationalen Astronomenkongresses, wieder in Gotha ein. Zu wünschen wäre es der Stadt und den Astronomen aus Thüringen.
Bildnachweis: Wikipedia: Abb. 1, Abb. 5 und Abb. 7 Gerhard Conrad: Abb. 2 bis 4, Abb. 6, Abb. 8 bis 13
Literaturhinweise: [1] M. Strumpf, 1998: ,,Gothas astronomische Epoche", Geiger-Ver-
lag, Horb am Neckar [2] S. Damm, 2016: ,,Goethes Freunde in Gotha und Weimar", Insel
Verlag Berlin [3] J. Dorschner, 1998: ,,Astronomie in Thüringen", Jenzig-Verlag,
Jena [4] P. Brosche, 1998: ,,Ostwalds Klassiker der exakten Wissenschaf-
ten, Band 280, Astronomie der Goethezeit", Verlag Harri Deutsch, Thun und Frankfurt am Main
13 Gedenktafel an die Errichtung der Seebergsternwarte
VdS-Journal Nr. 68
74
VdS-Kinderseite
Die Mondfinsternis
In der letzten Ausgabe dieses Journals für Astronomie hatten wir euch auf eurer ersten Kinderseite den Mond vorgestellt. Allerdings gibt es noch ein ganz wichtiges Ereignis, das ihr unbedingt kennen solltet: die Mondfinsternis.
Konntet ihr schon einmal eine Mondfinsternis beobachten? Es sieht so aus, als ob sich über mehrere Stunden ein großer dunkler Fleck über den runden Vollmond schiebt und ihn dann total verdeckt. Das nennt man totale Mondfinsternis. Läuft der Mond aber nur teilweise durch den Erdschatten, so dass noch ein Stück von ihm herausschaut, dann spricht man von einer partiellen Mondfinsternis (partiell heißt teilweise). Blättert einmal in Ruhe das Journal durch, da findet ihr viele Bilder der totalen Mondfinsternis im vergangenen Sommer.
Wisst ihr, wie so eine totale Mondfinsternis entsteht?
Schematische Darstellung einer totalen Mondfinsternis. Grafik: Katja Schuller
Auf der Abbildung oben seht ihr, wie die Sonne die Erde und den Mond anstrahlt. Wie jeder Körper, der von Licht
beschienen wird, wirft auch die Erde einen Schatten in den Weltraum. Wenn nun der Mond bei seiner Bewegung
um die Erde direkt in diesen Schatten gerät, fällt kein Sonnenlicht mehr auf ihn: Er erscheint dann viel dunkler.
Wenn er sich weiter bewegt, bewegt er sich wieder hinaus aus dem Schatten und schon können wir ihn wieder
sehen. Erst ein
VdS-Journal Nr. 68
bisschen,
dann ein bisschen mehr und dann wieder als runden Vollmond.
r eine totale Mondfinsternis
Schon bald könnt an ihr u w a ie r de 2019. nämlich am 21. J
bestaunen,
VdS-Kinders
VdS-Kinderseite
75
eite
Liebe Kinder,
in jeder Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie gibt es eine Doppelseite extra für euch. Hier beschreiben und erklären wir
Die Autorin dieser
euch jedes Mal ein anderes astronomisches Phänomen! Habt
Kinderseite
ihr Fragen, die ihr von einem Sternfreund beantwortet haben
möchtet? Dann schickt diese gern an uns und wir versuchen, eine Antwort für euch zu finden: kinderseite@vds-astro.de. Auch über eure Anregungen und Ideen freuen wir uns sehr. Eure Katja
Katja Schuller ist Psychologin und Mutter von drei Kindern (8 Jahre, 6 Jahre und 4 Jahre). Sie versucht, euch astronomische Themen ver-
ständlich zu beschreiben und zu
erklären.
Rätsel: Mondphasen
Mondphasen-Rätsel. Idee und Grafik: Katja Schuller
VdS-Journal Nr. 68
VdS-Kinderseite 76
VdS-Kinderseite
Rätsel
Während die Erde um die Sonne herumwandert, werden immer wieder verschiedene Sterne in der Nacht
sichtbar. Im Sommer sind unter anderem die Sternbilder Lyra (die Leier), Cygnus (der Schwan) und Pegasus
gut zu sehen. Im Winter sind Orion, Taurus (der Stier) und Gemini (die Zwillinge) die Stars.
Einige Namen heller Sterne, die im Januar die ganze Nacht lang leuchten, haben sich in diesem Rätsel
versteckt. Kannst du sie alle wiederfinden? Als kleine Hilfe stehen die Namen unter der Tabelle. Vielleicht
entdeckst du sie ja auch am Nachthimmel?
Idee und Grafik: Frederic Schuller
AUS ZWEI MACH VIELE
In der Ausgabe 67 des VdS-Journals hatten wir, die Redaktion der Kinderseite, dazu aufgerufen, uns bei der Planung und Umsetzung der Kinderseite zu unterstützen. Daraufhin ist unser Autorenteam stark angewachsen. Ab dieser Ausgabe wird ein sechsköpfiges Autorenteam diese Seite für euch gestalten. Ein herzliches Dankeschön an alle Mitstreiter! Eure Katja Schuller (kinderseite@vds-astro.de)
VdS-Journal Nr. 68
Kleine Planeten
77
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Die FG ,,Kleine Planeten" der VdS hat 93 Mitglieder (Stand: 2018), wovon 65 auch Mitglied der Vereinigung der Sternfreude sind. Seit dem Jahr 1997 hat sich die Mitgliederzahl etwa verdreifacht, wobei sieben in Österreich, einer in Belgien, jeweils fünf in der Schweiz und in den Niederlanden ihren Wohnsitz haben. Das Altersspektrum reicht von 34 bis 88 Jahren. Von den ca. 75 in der FG vertretenen Sternwarten sind in den Jahren 2015 bis 2017 insgesamt 33 aktiv gewesen. In diesen Jahren wurden ca. 52.000 Positionen von Kleinplaneten dem Minor Planet Center in den USA [1] gemeldet. Dabei sind die von 2009 bis 2017 im Rahmen der Beobachtungen an der Optical Ground Station auf Teneriffa erhaltenen ca. 400.000 Positionen [2] noch gar nicht berücksichtigt. Mitglieder der FG helfen hier bei der gezielten Suche nach Kleinplaneten, aber auch der großflächigen Durchforstung von Himmelsfeldern (Abb. 1).
1
Verteilung von ca. 400.000 astrometrischen Positionen am Sternenhimmel, welche zwischen 2009 und 2017 an der Optical Ground Station auf Teneriffa von Kleinplaneten und Kometen gewonnen werden konnten.
(266887) Wolfgangries = 2009 WO24
Discovered 2009 Nov. 19 by R. Gierlinger at Gaisberg. Wolfgang Ries (b. 1968) is an Austrian amateur astron omer and astro-photographer, who has discovered numerous minor planets from his private observatory.
Seit vielen Jahren ist Wolfgang Ries, Mitglied der FG, für die von ihm selbst gewählte Artikelreihe ,,Kosmische Begegnungen" zuständig. Sicherlich erfreut es ihn, dass er auch als Kleinplanet (266887) Wolfgangries um die Sonne läuft.
Unser FG-Mitglied Erwin Schwab berichtet in dieser Ausgabe unseres VdSJournals für Astronomie über die Beobachtung eines NEO-Kleinplaneten mit einem Teleskop, welches sich nach seiner Aussage eigentlich im ,,Schlafmodus" befand. Leider wird es nicht das einzige
Comic
Teleskop in diesem Modus auf unserer Erdkugel sein.
Des Weiteren können Sie auch einen Bericht über die 21. Kleinplanetentagung in Heppenheim im vergangenen Jahr lesen. Im kommenden Jahr führt die FG Kleine Planeten ihre 22. Kleinplanetentagung am 15. und 16. Juni 2019 in der VEGASternwarte in Salzburg durch. Sie gehört zum Haus der Natur in Salzburg [3]. Weitere Informationen entnehmen Sie bitte der Kleinplanetenseite [4].
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.
Internetlinks: [1] MPC: www.minorplanetcenter.net/ [2] TOTAS: https://totas.cosmos.esa.int [3] VEGA-Sternwarte: www.hausderna-
tur.at/index.php/de/sternwarte.html [4] Kleinplanetenseite: www.kleinpla-
netenseite.de/
Einladung zur
KLEINPLANETENTAGUNG
in Salzburg/Österreich
Die Fachgruppe Kleine Planeten der VdS lädt recht herzlich am
15. und 16. Juni 2019
zur 22. Kleinplanetentagung in die VEGA-Sternwarte in Salzburg ein.
Weitere Informationen unter: www.kleinplanetenseite.de
VdS-Journal Nr. 68
78
Kleine Planeten
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries
Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deepsky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiter bewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war.
Heute kann ich Ihnen zwei kosmische Begegnungen vorstellen. Gemeinsam ist den Fotografen, dass es jeweils ihr zweiter Beitrag zu dieser Artikelserie ist. Außerdem sind beide Deepsky-Objekte im Sternbild Stier und in den Originalaufnahmen ist mehr als ein Kleinplanet zu finden.
Beim ersten Bild (Abb. 1) erwischte Reinhard Fukerieder [1] am 25. Dezember 2017 den sehr hellen Kleinplaneten (20) Massalia in der Nähe des Winterklassikers M 1. Leider zogen Wolken auf, so dass nur H-Aufnahmen des Krebsnebels angefertigt wurden. Beim Durchsehen der Bilderserie fiel Reinhard der ca. 8,7 mag helle Kleinplanet (20) Massalia auf, der in jeder Aufnahme seine Position verschob. Da keine [OIII]-Aufnahmen für ein ,,pretty picture" zur Verfügung standen, machte Reinhard aus der Not eine Tugend und fertigte aus den Ha-Aufnahmen eine tolle Animation an. Es lohnt sich auf die Astrobin-Seite des Fotografen zu gehen, um diese dynamische kosmische Begegnung am Bildschirm mit eigenen Augen zu genießen [2]. Das Ergebnis postete Reinhard im Forum www.Astro nomie.de. Dabei entdeckten die Leser
Frank Köhler und Thomas Engel einen weiteren schwächeren Kleinplaneten, bei dem es sich um den ca. 16 mag hellen (3008) Nojiri handelt. Wer gute Augen hat, kann ihn in der Animation zwischen M 1 und (20) Massalia finden.
Bei (20) Massalia handelt es sich um den zwanzigsten entdeckten Kleinplaneten. Er wurde 1852 unabhängig voneinander von den beiden Astronomen Annibale De Gasparis in Neapel und Jean Chacornac in Marseille entdeckt. Benannt wurde er nach dem lateinischen Stadtnamen von Marseille. Dieser Hauptgürtelasteroid ist ca. 145 km groß und braucht für einen Umlauf um die Sonne 3 Jahre und 270 Tage. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war (20) Massalia ca. 164 Mio. km von der Erde entfernt.
1 Der Krebsnebel M 1 und der Kleinplanet (20) Massalia, aufgenommen mit einem 120-mm-ED-Refraktor mit f/7,5
und einer CCD-Kamera und Ha-Filter. Bild: Reinhard Fukerieder
VdS-Journal Nr. 68
Kleine Planeten
79
Mit ca. 20 km ist (3008) Nojiri deutlich kleiner und mit ca. 272 Mio. km auch viel weiter von uns entfernt als sein hellerer Bruder im Bild. Der Kleinplanet wurde 1938 vom deutschen Astronomen Karl Wilhelm Reinmuth in Heidelberg entdeckt, der es auf stolze 395 Kleinplanetenentdeckungen brachte. Benannt wurde er nach einem japanischen Astronomen.
Während Reinhard Fukerieder sich mit seinem Refraktor und einer CCD-Kamera der ästhetischen Astrofotografie verschrieben hat, spürt Wilfried Wacker [3] mit seinem Newton und einer WATECVideokamera ausgefallenen Objekten am Himmel unter dem Motto ,,Je exotischer, umso besser" nach. Er versteht sich als fotografischer Beobachter, der interessante Objekte in möglichst kurzer Zeit nachweisen will und dem es Spaß macht, deren kosmologischen Hintergründe zu recherchieren. Wer also ,,Exoten" abseits der Messierobjekte liebt, wird mit Wilfrieds Homepage [4] seine Freude haben.
Ein besonderes Steckenpferd von ihm sind die T-Tauri-Sterne. Das hier gezeigte Bild (Abb. 2) zeigt gleich fünf dieser irregulären Variablen. Es sind relativ junge Sterne, die noch nicht ihre stabile Phase erreicht haben und große Mengen an Gas abstoßen. Das kann man als kleine Nebel an oder um die Sterne nachweisen. Der Namensgeber T Tau wurde 1852 von John Russell Hind entdeckt, wobei der angestrahlte Reflexionsnebel heute als NGC 1555 oder ,,Hinds variabler Nebel" berühmt ist. Bei den hier fotografierten fünf T-Tauri-Sternen handelt es sich um GI, GK, FY, FZ und HK Tau. Daneben sind noch einige Hell- und Dunkelnebel zu sehen. Trotz der kurzen Belichtungs-
2 Die T-Tauri-Sterne GI, GK, FY, FZ und HK Tau und die Kleinplaneten (44890) 1994 VF7,
(89688) 2001 YK68, (196678) 2003 SD61 und (230088) 2000 WJ140, aufgenommen mit einem 12-zölligen Newton mit f/4 und einer WATEC-Kamera. Bild: Wilfried Wacker
Datum 08.01.2019 14.01.2019 04.02.2019 07.02.2019 02.03.2019 09.03.2019
Tabelle 1: Ausgewählte interessante Begegnungen von Kleinplaneten mit Deepsky-Objekten
Uhrzeit 24:00 23:00 24:00 24:00 23:00 24:00
Kleinkörper
mag
(1837) Osita
15,5
(497) Iva
13,8
(1393) Sofala
15,5
(388) Charybdis 13,4
(92) Undina
11,8
(1304) Arosa
13,8
Objekt
Art
NGC 2392
PN
NGC 2371
PN
NGC 3454/5
Gx
M 95
Gx
NGC 3187/30/93 Gx
NGC 3786/8
Gx
mag 9,1 11,2 13,3/12,3 9,8 12,9/11,1/10,8 12,4/12,6
Abstand 8´
12´ 2´ 3´ 5´ 6´
Abkürzungen: Gx - Galaxie, PN - Planetarischer Nebel
VdS-Journal Nr. 68
80
Kleine Planeten
zeit sind auch noch vier lichtschwache Kleinplaneten ins Netz gegangen. Dabei handelt es sich um (44890) 1994 VF7 mit 19,2 mag, (89688) 2001 YK68 mit 20,1 mag, (196678) 2003 SD61 mit 20 mag und (230088) 2000 WJ140 mit 19,6 mag. Bei den Brocken handelt es sich um Hauptgürtelasteroiden, die nur zwischen 3 und 7 km groß sind.
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und DeepskyObjekten, 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 in-
formieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [5]. 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 Aufnah-
medatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Internetlinks: [1] www.astrobin.com/users/
antares47110815/ [2] www.astrobin.com/327214/B/ [3] www.starwack.de/ [4] www.starwack.de/fy_fz_hk_tau.htm [5] http://astrofotografie.hohmann-edv.
de/aufnahmen/kosmische. begegnungen.php
Kleinplanetentagung 2018 in Heppenheim
von Daniel Bamberger
Zur 21. Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Kleine Planeten" vom 3.-4. Juni 2018 lud die Starkenburg-Sternwarte e.V. Heppenheim zum fünften Mal in ihre Räume auf dem Heppenheimer Schlossberg ein. Die Sternwarte und ihre Mitarbeiter beschäftigen sich seit 1995 mit der Suche nach neuen Asteroiden. Von besonderer Bedeutung ist hierbei SOHAS (das Starkenburg Observatory Heppenheim Asteroid Survey), das 2009 im TOTAS (Teide Observatory Tenerife Asteroid Survey) aufging. Bereits am Vorabend der Tagung trafen sich die Teilnehmer in einem Restaurant in Heppenheim zu einem gemeinsamen Abendessen und zum ausgiebigen Erfahrungsaustausch.
Rainer Kresken, Vorsitzender der Starkenburg-Sternwarte, Steffen Gugenberger vom Magistrat der Stadt Heppenheim, und der Vorsitzende der Fachgruppe, Gerhard Lehmann, begrüßten am Samstag die 45 Teilnehmer der Tagung aus Deutschland, Österreich, der Schweiz und den Niederlanden im Vortragsraum der Starkenburg-Sternwarte. Traditionell beleuchtete Gerhard Lehmann im ersten Vortrag die Entwicklung der Fachgruppe und zeigte Grafiken und Statistiken über
VdS-Journal Nr. 68
1 Werner Hasubick, rechts im Bild, erhält symbolisch seinen Kleinplaneten
(389293) Hasubick. (Bild: Matthias Busch)
die Beobachtungstätigkeit der Fachgruppenmitglieder. Werner Hasubick (Abb. 1) wurde für seine langjährigen Verdienste um die Kometenbeobachtung ausgezeichnet, nach ihm ist nun der Asteroid (389293) Hasubick benannt.
Danach berichtete Harrie Rutten von der Optik des BlackGEM-Teleskops, die er selbst mitkonstruiert hat. Er zeigte, welche technischen Herausforderungen beim Bau des Teleskops zu lösen waren, um die hohen Ansprüche der Wissenschaftler zu erfüllen. Primär für die Suche nach opti-
Kleine Planeten
81
2 Teilnehmer der 21. Kleinplanetentagung, zu Gast in der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim. (Bild: Matthias Busch)
schen Signalen von GravitationswellenEreignissen (Zusammenstöße von Neutronensternen und Schwarzen Löchern) gedacht, wird BlackGEM durch seine Lichtempfindlichkeit und sein extrem großes Gesichtsfeld auch für die Asteroidensuche interessant sein. Der Prototyp ging 2017 in Betrieb. Geplant ist ein System von insgesamt 15 Teleskopen auf La Silla, Chile.
Ihm folgte Bernhard Häusler, der seine neue Sternwarte in Dettelbach vorstellte. Er zeigte, wie die Asteroidenbeobachtung durch den Einsatz geeigneter Software und selbstprogrammierter Skripts automatisiert werden kann. Geplant ist, in Zukunft auch die Auswertung der Beobachtungen zu automatisieren.
Bernd Gährken präsentierte seine Beobachtungen des transneptunischen Objektes (136108) Haumea. In seinen Lichtkurven ist ein heller Fleck auf Haumea nachweisbar. Im Januar 2017 beobachtete er, zusammen mit Astronomen aus Österreich, Slowenien, Ungarn, Italien, Tschechien und der Slowakei, eine Sternbedeckung durch Haumea. Dadurch konnten die Form und Größe des Zwergplaneten bestimmt werden. Bei dieser Sternbedeckung wurde auch ein Ring
um Haumea entdeckt, der von Häusler wegen des ungünstigen Wetters in München aber nicht gesehen werden konnte. Die Resultate wurden im renommierten Journal ,,Nature" veröffentlicht.
Nach dem Mittagessen sprach Markus Griesser aus Winterthur über das anstehende 40-jährige Jubiläum der Sternwarte Eschenberg. Er gab einen Überblick über die Geschichte der Sternwarte, die sich vor allem durch die Arbeit mit Kindern verdient gemacht hat. Herausragend dabei die Begleitung von Arbeiten für ,,Schweizer Jugend Forscht" und die Vorträge an der Kinderuniversität Winterthur zum Thema ,,Gefährliche Kleinplaneten".
Andre Knöfel referierte über die Arbeit an der Optical Ground Station auf Teneriffa. Den Mitgliedern des TOTAS-Teams stehen dort 4-6 Beobachtungsnächte pro Monat zur Verfügung, die für die Bestätigung von NEOCP-Objekten und für Surveys genutzt werden. Die Beobachtungen sind stark von den Bedingungen vor Ort abhängig, da stets ein Operator am Teleskop anwesend sein muss. Matthias Busch griff das Thema auf und präsentierte die Fortschritte bei TOTAS, dem Asteroidensurvey auf Teneriffa.
Die Arbeit an TOTAS, das 2009 aus dem Starkenburger Survey SOHAS hervorging, profitiert von der weitgehenden Automatisierung der Bildauswertung. Inzwischen hat TOTAS fast 500.000 Messungen gemacht und dabei 18 erdnahe Asteroiden und 4 Kometen entdeckt. Busch äußerte den Wunsch nach einer Automatisierung des Track&StackVerfahrens, mit dem auch lichtschwächere Objekte gefunden werden könnten.
Lothar Kurtze gab einen Überblick über die Arbeit am Faulkes Telescope Project. Mit 11 Teleskopen an 8 verschiedenen Standorten steht bei Faulkes zu jeder Zeit ein Teleskop zur Beobachtung zur Verfügung. Ausgestattet mit Teleskopen von 0,4 Metern und 2 Metern Öffnung kann Faulkes von Schulen in Deutschland und Österreich für die Lehrtätigkeit genutzt werden. Als Musterbeispiel nannte er das Pascal-Gymnasium Münster und dessen Sieg beim Landeswettbewerb ,,Schüler experimentieren" der Jahrgangsstufe 9.
Nach dem Tagungsfoto (Abb. 2) stellte Daniel Bamberger seine Northolt Branch Observatories vor. Die britisch-deutsche Zusammenarbeit beobachtet seit 2015 vom Londoner Stadtteil Northolt aus erdnahe Asteroiden und Kometen. Wäh-
VdS-Journal Nr. 68
82
Kleine Planeten
rend seine Kollegen in England für die Bedienung der Teleskope zuständig sind, kümmert sich Bamberger von Deutschland aus um die Planung und Auswertung der Beobachtungen. Er zeigte, wie die sozialen Netzwerke (z.B. Facebook und Twitter) für die Öffentlichkeitsarbeit genutzt werden können, aber auch dafür, die internationale Kooperation unter Amateurastronomen zu fördern. Dabei arbeitet er eng mit Projekten wie NEOShield-2 zusammen, um etwa durch Fotowettbewerbe Amateure für die Asteroidenbeobachtung zu gewinnen.
Den letzten Vortrag des Tages bestritt Björn Kattentidt, der über seine Beobachtungen von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten referierte. Mit Hilfe von selbstgeschriebenen Skripts hat Kattentidt die Kriterien, nach denen er die vielversprechendsten Beobachtungsziele auswählt, optimiert. Als beste Kriterien identifiziert er den Helligkeitsabfall (mindestens 1 Größenklasse), die Größe des Asteroiden (mind. 10 km), die maximale Dauer (mind. 0,5 Sekunden) und die mögliche Zahl an Einzelbildern (mind. 3). Bei der Auswertung ist neben den Wetterbedingungen auch auf durchfliegende Vögel und auf Kondensstreifen von Flugzeugen zu achten, da diese die Ergebnisse verfälschen können. Der Tag klang mit einem gemeinsamen Essen aus.
Den Auftakt am Sonntag machte Stefan Jordan vom Astronomischen Recheninstitut Heidelberg mit einem Beitrag zu Gaias zweitem Sternkatalog. Der GaiaSatellit vermisst seit 2013 den Sternhimmel mit bisher ungekannter Präzision. Dabei werden auch viele Asteroiden beobachtet. Jordan zeigte die Möglichkeiten des Sternkatalogs anhand der von ihm mitentwickelten Gaia Sky Software. Zudem erläuterte er die Bedeutung für Amateurastronomen, deren eigene Astrometrie vom neuen Sternkatalog profitiert.
Rainer Kresken gab in seinem Vortrag über den erdnahen Asteroiden (101955) Bennu einen Ausblick auf die OSIRISRex Sample-Return Mission der NASA, die im Herbst 2018 den Asteroiden erreichen soll. Von der Rückführung einer Probe des sehr ursprünglichen Himmelskörpers zur Erde im Jahr 2024 erhofft man sich wertvolle Einsichten. OSIRISRex wird verschiedenste Instrumente nutzen, um den Asteroiden zu studieren. In seinem Vortrag über ,,Kleinplanetenmondfinsternisse" zeigte Bernd Gährken, wie Asteroidenmonde mit Hilfe von Helligkeitskurven auch für Amateure beobachtbar sind. Ein interessantes Objekt ist der Jupitertrojan Patroclus, dessen großer Mond Asteroiden regelmäßig bedeckt und verfinstert. Die entsprechenden Hel-
ligkeitsschwankungen sind theoretisch von der Erde beobachtbar, allerdings ist die Vorhersage schwierig. Die ersten drei Versuche Gährkens, den Vorgang zu beobachten, scheiterten an falschen Vorhersagen; ein vierter Versuch war für den Abend dieses Vortrags geplant (und gelang, wie Gährken später berichtete).
Den Abschluss machte Lothar Kurtze, der im letzten Beitrag des Tages vom Bau der neuen VEGA-Sternwarte in Salzburg berichtete. Die alte Sternwarte wurde für die vielen Termine und Sternführungen zu klein. Dank eines Sponsors konnte nun eine neue Sternwarte gebaut werden. Der neue Vortragsraum für 50 Personen, die barrierefreie Dachterrasse und die beiden Kuppeln werden dem wissenschaftlichen Anspruch und Bildungsauftrag der Sternwarte gerecht. Der Spatenstich erfolgte im Mai 2017, die Eröffnung ist für August 2018 vorgesehen. Kurtze lud dazu ein, die 22. Tagung der Fachgruppe vom 14.-16. Juni 2019 in Salzburg zu veranstalten. Das Angebot wurde von den Teilnehmern der Tagung einstimmig angenommen.
Gerhard Lehmann dankte zum Anschluss der 21. Kleinplanetentagung am Sonntagmittag allen Anwesenden und Vortragenden, der VdS und der Fachgruppe Kleine Planeten.
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
Herausgeber:
Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS)
Gestaltung/Layout: Bettina Gessinger, Dipl. Designerin
Geschäftsstelle:
Postfach 1169 | D 64629 Heppenheim Tel: +49(0)6252 787154 Fax: +49(0)6252 787220 service@vds-astro.de www.vds-astro.de
Redaktion:
Dr. Werner E. Celnik, Dietmar Bannuscher,
Otto Guthier, Sven Melchert, Peter Riepe.
Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fach-
gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
Bearbeitung von
Bildern u. Grafiken: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren
Anzeigen:
Kullmann Verlags-GbR, anzeigen@vds-astro.de
Litho und Druck:
Kullmann & Partner, Stuttgart
Vertrieb:
Werner Teutsch GmbH, Laudenbach
Bezug: ,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 35,- E (EU) und 40,- E (außerhalb der EU) 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).
VdS-Journal Nr. 68
Kleine Planeten
83
Zerreißprobe des NEOs 2018 AM12, beobachtet mit dem Calar-Alto-Schmidt
von Erwin Schwab
Über die Wiederinbetriebnahme des ,,Großen Hamburger Schmidt-Teleskops" habe ich bereits in einem VdS-Journal für Astronomie berichtet [1]. Nachdem sich das Teleskop auf dem Calar Alto fast 20 Jahre im Schlafmodus befand, durfte ich ab 2016 einer der ersten sein, der es ferngesteuert verwenden konnte.
Am 16. Januar 2018 hatte ich mir einen ganz besonderen erdnahen Kleinplaneten herausgesucht, was sich allerdings erst im Laufe der Beobachtung herausstellte. Das Objekt P10G8tt der NEO Confirmation Page, wurde vom Pan-STARRS1-Survey entdeckt [2]. Fast 38 Stunden nach der Entdeckung beobachtete ich den als gefährlich eingestuften NEO ferngesteuert am 0,8-m-Schmidt-Teleskop des Calar-Alto-Observatoriums (IAU Code Z84). Bereits beim Sichten der ersten Aufnahmen fiel auf, dass das Objekt einen extremen Lichtwechsel zeigte, mit einer Peak-to-Peak-Amplitude von über einer Magnitude. Damit die Vermessung einer Lichtkurve mit ausreichender Statistik möglich war, entschloss ich mich, die Beobachtungszeit für dieses Objekt auf fast 1,5 Stunden zu verlängern.
1 Periodenanalyse mit der Software Peranso [4]. Die Auswertung mit
der ANOVA-Methode zeigt ein deutliches Maximum bei der Rotationsperiode von 0,2106 Stunden (12,636 Minuten). Ein weiteres Maximum befindet sich bei der halben Rotationsperiode.
Für die Datenreduktion habe ich die Software Astrometrica [3] mit dem Gaia-DR1-Sternenkatalog verwendet. Nach der Auswertung mit der Perioden-AnalyseSoftware Peranso [4] wurde deutlich, dass dieser Asteroid eine kurze Rotationsperiode von nur 12,636 Minuten +- 0,078 Minuten (0,2106 Stunden +- 0,0013 Stunden) hat. Das Ergebnis der Periodenanalyse unter Verwendung der internen ANOVAMethode ist in der Abbildung 1 zu sehen und die gemessene Lichtkurve zeigt die Abbildung 2.
Dieser gefährliche Kleinplanet, der später die Designation 2018 AM12 bekam, entpuppte sich somit als besonders schnell rotierendes Objekt. Um herauszufinden, ob diese Rotationsfrequenz außergewöhnlich hoch ist, wurde das Diagramm ,,Rotationsfrequenz gegen Objekt-Durchmesser" der ,,Asteroid Light Curve Data-
2 Lichtkurve des potenziell gefährlichen Aten-Asteroiden 2018 AM12. Überlagerung von
7 Rotationsperioden. Ermittelt mit Aufnahmen vom 16.01.2018 am 0,8-m-SchmidtTeleskop, Calar Alto, Spanien. Eine Phase entspricht der Rotationsperiode von 0,2106 +- 0,0013 Stunden (12,636 Minuten +- 0,078 Minuten). Der Nullpunkt der Phase liegt beim Lichtlaufzeit korrigierten Julianischen Datum, JD0 (LTC) = 2458135.30189.
VdS-Journal Nr. 68
84
Kleine Planeten
3 Diagramm ,,Rotationsfrequenz gegen Objekt-Durchmesser". Die rote Linie ist die Position des 2018 AM12 im Diagramm.
Unter Annahme einer Albedo von 0,15 und mit einer mittleren abs. Helligkeit von 21,2 Magnituden sowie Peak-to-PeakAmplitude von 1,2 Magnituden ergibt sich für 2018 AM12 ein Ellipsoid mit der Abmessung von rund 150 m auf 450 m. (Bild: Asteroid Light Curve Database [5], modifiziert von E. Schwab)
base" [5] verwendet und der Ort des Asteroiden 2018 AM12 darin eingezeichnet (Abb. 3).
Die Peak-to-Peak-Amplitude betrug 1,2 Magnituden, was einer Helligkeitsveränderung um einen Faktor 3 entspricht. Unter der Annahme einer ellipsoiden Form ist das Verhältnis zwischen großer und kleiner Achse des Ellipsoids somit 3 zu 1.
Da die Albedo nicht mit exakten Methoden bestimmt werden konnte, wurde der wahrscheinlichste Wert von 15 % angenommen. Zusammen mit der Kenntnis, dass die absolute Helligkeit des 2018 AM12 im Mittel bei 21,2 Magnituden liegt, ergibt sich für die absolute Größe der kleinen Achse des Ellipsoids 150 Meter und für die große Achse 450 Meter. Im Diagramm (Abb. 3) entspricht die kleine Achse dem linken Ende der roten Linie, während das rechte Ende der roten Linie der großen Achse entspricht. Der Fehler in der Bestimmung der Rotationsfrequenz ist kleiner als die verwendete Linienstärke.
VdS-Journal Nr. 68
Durch die Eintragung ins Diagramm wird deutlich, dass für ein Objekt dieser Größe solch eine hohe Rotationsfrequenz sehr außergewöhnlich ist. Fast alle Asteroiden, die größer als ca. 200 Meter sind, haben Rotationsperioden länger als ~2 Stunden, dies entspricht im Diagramm der Rotationsfrequenz von weniger als 12 Rotationen pro Erdtag. Der Kleinplanet 2018 AM12 befindet sich jedoch mit 114 Rotationen pro Erdtag weit jenseits dieser Spin-Barriere, in einem Bereich wo ausschließlich kompakte, sehr stabile Asteroiden existieren können. Fragilere Objekte, wie die sogenannten ,,rubble pile Asteroids", also ,,Trümmerhaufen-" oder ,,Schutthaufen-Asteroiden", würden bei hoher Rotationsfrequenz aufgrund der extremen Fliehkräfte zerrissen werden. 2018 AM12 hat somit die Zerreißprobe vorerst bestanden. Man darf gespannt sein, ob er bei seiner nächsten guten Sichtbarkeit im Januar 2025 noch ,,lebt". Die Ergebnisse dieser Messungen wurden im ,,Minor Planet Bulletin" veröffentlicht [6]. Mein Dank geht an Detlef Koschny, der mit finanziellen Mitteln der ESA die
Verwendung des Hamburger SchmidtTeleskops auf dem Calar Alto ermöglicht hat, und an Rolf Apitzsch, der die Auswertung überprüfte.
Literaturhinweise und Internetlinks: [1] E. Schwab, 2018: ,,NEOs und Ko-
meten mit dem Hamburger SchmidtTeleskop auf dem Calar Alto", VdSJournal für Astronomie 67 [2] MPC, 2018: ,,2018 AM12", MPEC 2018-B27, www.minorplanetcenter. net/mpec/K18/K18B27.html [3] H. Raab, 2016: Astrometrica software, www.astrometrica.at [4] CBABelgium.com, 2018: Peranso software, www.cbabelgium.com/ peranso/ [5] Asteroid Light Curve Database (LCDB): www.minorplanet.info/ lightcurvedatabase.html [6] E. Schwab, D. Koschny, M. Micheli, 2018: ,,Rotation Period for the Potentially Hazardous Asteroid 2018 AM12", Minor Planet Bulletin, Issue 45-3 (2018 Jul-Sep), p. 225
Kometen
85
Auffallende Kometen des zweiten Quartals 2018
von Uwe Pilz
Im zweiten Quartal 2018 war ,,Kometenflaute". Als einigermaßen auffallend konnte nur der Komet C/2016 M1 (PANSTARRS) angesehen werden. Er wurde ab April heller als 10 mag. Auf seinem Weg zum Perihel stieg die Helligkeit in den folgenden Wochen an. Leider bewegte sich der Schweifstern steil nach Süden und konnte nur bis Anfang Juni vom deutschen Sprachraum aus beobachtet werden.
Objekte des Morgenhimmels erfahren immer weniger Aufmerksamkeit, so auch dieser Schweifstern. Er wurde 14-mal von unserer Fachgruppe beobachtet: 12 elektronische Helligkeitsmessungen und 2 visuelle Bestimmungen. Zum Ende des Beobachtungsfensters Anfang Juni war er ca. 9 mag hell.
1 Komet C/2016 M1 (PANSTARRS), 21.05.2018, 0:45 Uhr UT, Instrument: 16-Zoll-Newton
f/2,5, 480 s belichtet mit SBIG-8300M-CCD-Kamera (Bild: Roland Fichtl)
Auf den Fotografien ist ein kurzer Schweifansatz sichtbar, wie die Aufnahme von Roland Fichtl von Mitte Mai zeigt (Abb. 1). Der südliche Stand am Himmel erschwerte neben visuellen auch fotografische Beobachtungen. Mit einem in Australien ferngesteuerten Instrument konnte Michael Hauss eine beeindruckende Aufnahme gewinnen (Abb. 2), bei nur 4 Zoll Öffnung!
Comic
2
Komet C/2016 M1 (PANSTARRS), 22.06.2018, 16:47 Uhr UT. Instrument: 106-mmRefraktor f/5, 600 s belichtet mit SBIG-STL-11000MCCD-Kamera (Bild: Michael Hauss)
VdS-Journal Nr. 68
86 Sonne
Die 41. Sonnetagung
vom 6. bis 8. Juli 2018 in Sonneberg
von Michael Delfs
Eine Sonnetagung in Sonneberg - was kann man sich als Sonnenbeobachter mehr wünschen? Bestes Beobachtungswetter und der besondere Ort begrüßten uns bereits bei der Anreise am Freitagabend. Im Vortragssaal des 2016 gegründeten Astronomiemuseums e.V. [1] fanden sich an diesem Abend zahlreiche Interessierte und Tagungsteilnehmer zur lokalen Premiere des aktuellen Kinofilms ,,Sternenjäger: Abenteuer Nachthimmel" ein, dem ein kurzer Film über die Geschichte der Sternwarte vorausging.
Nach Ende dieses beeindruckenden Films brachen wir hungrig und durstig ins Tal zur Altstadt von Sonneberg auf, um bei einem guten und sehr freundlichen italienischen Gastwirt im Biergarten eine Pizza und Bier aus der Region zu genießen.
1 Gruppenfoto vor dem Hauptgebäude der Sternwarte (Bild: D. Böhm-Schweizer)
Der Samstag startete dann um 9 Uhr mit der Tagungseröffnung durch den Leiter des Astronomiemuseums Thomas Müller und den Fachgruppenverantwortlichen Andreas Zunker. Es folgte der erste Vortrag, Steffen Fritsche aus Köditz berichtete über Arbeit und Ergebnisse des A-Netzes (Fleckenzählung mit bloßem Auge). Michael Geymeier, Masterstudent an der Uni Jena, referierte anschließend über den ,,Vergleich von Sonnenfleckenbeobachtungen mit und ohne Teleskop", für den er auch Daten unseres A-Netzes verwendete. Nach einer kurzen Pause, die intensiv zum Beobachten an mitgebrachten Instrumenten genutzt wurde, ging es weiter mit der ,,Rekonstruktion der Sonnenaktivität anhand von Polarlichtsichtungen" von Daniel Wegener, ebenfalls Masterstudent an der Uni Jena. Zwischen dem Astrophysikalischen Institut der Uni Jena und der VdS-Fachgruppe Sonne hat sich über das A-Netz eine Zusammenarbeit ergeben, die nun intensiviert werden soll.
Andreas Viertel aus Chemnitz berichtete dann von ,,Scheineffekten der Sonnenfleckenaktivität im Weißlicht" und blickte dabei auch auf seine mittlerweile 40-jährige Beobachtungspraxis zurück.
VdS-Journal Nr. 68
2 Vortrag von Steffen Fritsche (Bild: M. Delfs)
Mittags brachen wir zu einem Mittagessen in den urigen Sonneberger ,,Berggasthof Blockhütte" auf. Am Nachmittag setzte Andreas Bulling aus Eppelheim die Vorträge mit einem Überblick über die Ergebnisse des ,,SONNE-Relativzahlnetzes" fort, gefolgt von Martin Hörenz, Berlin, mit ,,10 Jahre H-alpha-Relativzahl". Die nachfolgende Kaffeepause bot erneut die Möglichkeit zur Sonnenbeobachtung
und zu Gesprächen, bevor Ton Spaninks aus Tilburg, Niederlande, von seiner Arbeit in der ,,Werkgroep Zon der KNVWS" (Königlich Niederländische Vereinigung für Wetter- und Sternenkunde) berichtete. Danach stellte uns Heinz Hilbrecht aus Laufenburg seine ,,Versuche mit der photosphärischen Sonnengranulation, mit vielen Hindernissen" vor, wobei es darum ging, deren Strukturen im Bild
Sonne 87
zu erfassen, eine echte Herausforderung. Zwischen den Vorträgen nutzte der Autor die Gelegenheit, die Venus am Tageshimmel mit dem bloßen Auge zu beobachten, was durch eine ausgefeilte Peilvorrichtung, den ,,SkyPole", auf dem großen Platz inmitten des Geländes ermöglicht wurde.
Um 17 Uhr begannen sowohl die SONNE-Redaktionssitzung als auch weitere Beobachtungsmöglichkeiten und ein Grillabend am Gebäude des Astronomiemuseums.
Kurz nach 19 Uhr folgte der Fachvortrag von Dr. Veronika Witzke vom MaxPlanck-Institut für Sonnensystemforschung über ,,Die Variabilität der Sonne". Da es am Ende des Fachvortrags schon dämmerte, wurden danach die ersten Abend- und Nachtbeobachtungen an eigenen Instrumenten und zwei Teleskopen der Sternwarte begonnen, u.a. einem 60-cm-Spiegelteleskop.
Der Sonntag begann ab 9 Uhr mit einem Bericht zur Geschichte der Sternwarte Sonneberg und des Astronomiemuseums von Thomas Müller. Dabei ist festzuhalten, dass die Sternwarte Sonneberg von Cuno Hoffmeister gegründet und mehrere Jahrzehnte geleitet wurde. Auch Paul Ahnert wirkte in Sonneberg über viele Jahrzehnte und gab dort den bekannten ,,Kalender für Sternfreunde" heraus. Wir bekamen die Möglichkeit, Beobachtungsbücher und andere Dokumente aus dem Nachlass von Paul Ahnert im Original zu begutachten.
Anschließend nahm Thomas Müller uns mit zu einer sehr interessanten Besichtigung von Sternwarte und Museum. Letzteres war erst kurz vor der Tagung um ein Meteoritenzimmer mit umfangreicher Meteoritensammlung erweitert worden.
Während der Führung beobachteten wir die fleckenlose Sonne in Projektion an dem 135-mm-Refraktor, mit dem schon Paul Ahnert seine Sonnenüberwachung vorgenommen hat (Abb. 3). Immerhin war ein großes Fackelgebiet nahe des Ostrandes zu beobachten. Zu sehen gab es auch das Schmidt-Teleskop mit einem 70-cm-Spiegel, einen Astrografen mit 40 cm Durchmesser und ein 60-cm-Cassegrain. Die schon kurz nach Gründung der
3 Bei der Sonnenbeobachtung am 135-mm-Refraktor (Bild: M. Delfs)
4 Die Sternwarte mit Skypole und Cuno-Hoffmeister-Denkmal (Bild: M. Delfs)
Sternwarte 1926 begonnene Himmelsüberwachung wird seit 2002 mit einer CCD-Kamera in Verbindung mit einem Weitwinkelobjektiv fortgesetzt. Als Kamera dient eine MultiMega-CCD-Kamera mit einem 7k x 4k-Chip (Chipfläche: 84 mm x 48 mm).
Gegen 14 Uhr verabschiedeten wir uns von Sonneberg. Die 22 Teilnehmer und natürlich auch der Autor bedanken sich
bei den Veranstaltern und Organisatoren, namentlich Denise Böhm-Schweizer und Thomas Müller aus Sonneberg sowie Steffen Fritsche und Andreas Zunker von der Fachgruppe Sonne für diese tolle Tagung.
Internetlink: [1] Homepage Astronomiemuseum:
www.astronomiemuseum.de
VdS-Journal Nr. 68
88
Spektroskopie
Spektroskopie von Galaxien
von Michael König
Seit einigen Jahren gibt es für Amateurastronomen die kleine Marktnische von Gitter-Spektrografen. Diese erlauben den einfachen und schnellen Einstieg in die Spektroskopie, weil man das Spektroskop nicht selbst zusammenbauen muss. Ich möchte gerne in einer kleinen Artikelserie über deren Einsatz bei der spektroskopischen Analyse von Galaxien berichten.
Die Technik der Spektrografen soll hier nicht im Vordergrund stehen, sondern es geht um die vielfältigen Analysen, die man mittels der gemessenen Spektren durchführen kann. Weiterführende Informationen finden sich in den Links am Ende des Artikels.
1 Die Spektrografen Dados (links) und LISA (rechts)
2 LISA-Spektrum von M 31 (24.09.2016, 5 x 10 min Belichtungszeit, 0,050 mm Spaltbreite)
Wie lange muss man belichten? Der zentrale Aspekt, den es hier zu beachten gilt ist, dass Galaxien lichtschwache flächige Objekte sind und man daher keine hohe spektrale Auflösung bei noch akzeptablen Belichtungszeiten realisieren kann. Der hellste Teil einer Galaxie ist in der Regel ihr Galaxienkern. Bei den Messier-Galaxien liegt die Kernhelligkeit der meisten Galaxien im Bereich von 10 mag bis 12 mag. Um bei dem von mir verwendeten Teleskop, einem 14-Zoll-Hypergrafen, bei diesen Helligkeiten ein noch sinnvolles SignalRausch-Verhältnis (S/R) zu gewährleisten, habe ich Gitter mit 200 l/mm und 300 l/mm verwendet. Die Belichtungszeiten reichen hierbei bis 30 min, wobei dies auch vom Galaxientyp abhängt.
Benutzt man die zentralen Parameter des Spektrografen wie Spaltbreite, Gitterauflösung und die Daten der verwendeten CCD-Kamera (Quanteneffizienz,
VdS-Journal Nr. 68
Belichtungszeit), so kann man die Signal-Rausch-Verhältnisse abschätzen und somit einen Eindruck bekommen, welche Objekte in Reichweite des eigenen Instrumentariums sind (s. Tab. 1).
Als Objekttyp wurde die K-Spektralklasse gewählt. Weil die Sternpopulation im hellen Kern (engl. bulge) der Galaxien in der Regel durch ältere Sterne bestimmt wird, stellt diese Spektralklasse einen guten Maßstab dar. Die Tabelle 1 zeigt den starken S/R-Abfall mit steigender Magnitude. Wir sehen also, dass man für die Gewinnung von Galaxienspektren lange belichten muss, hier besteht eine Analogie zur normalen Astrofotografie. Auch wenn man beachten muss, dass diese Angaben wegen weiterer Einflüsse nicht als absolute Werte, sondern für Vergleichszwecke benutzt werden sollten, kann man folgern, dass es für Amateurastronomen einen gut erreichbaren Helligkeitsbereich bis 14 mag geben soll-
te und man auf eine große Anzahl von extragalaktischen Objekten zurückgreifen kann.
Die Aufnahmetechnik - was ist wichtig? Benutzt habe ich zwei Spektrografen (Abb. 1), zum einen den Dados-Spektrografen der Fa. Baader-Planetarium [1] und zum anderen den LISA-Spektrografen der Fa. Shelyak [2]. Der Dados bietet die Möglichkeit, verschiedene Gitter zu nutzen, wodurch man flexibler in der Wahl der Auflösung ist. LISA bietet nur ein Gitter und ist speziell für lichtschwache Objekte entwickelt worden. Beide Geräte besitzen eine integrierte Guiding-Einheit, sie werden also direkt am Teleskop montiert und die Nachführung erfolgt mittels Guiding-Kamera, die das Bild des Spaltes beobachtet. Hier ergibt sich auch schon die erste Aufgabe: Der Galaxienkern muss ,,auf dem Spalt" nachgeführt werden, damit das Licht
Spektroskopie
89
3 LISA-Spektrum von M 31, Spektralprofil (Bereich grün markiert in Abb. 2, Hintergrundsubtraktion ober-/unterhalb) mit einer Dispersion
von 0,221 nm/Pixel. Die Wellenlängen-Kalibration erfolgt mit Hilfe einer ArNe-Lampe.
des Kerns immer an der gleichen Stelle in den Spalt fällt und man so das Licht im Spektralprofil über die Belichtungszeit sammeln kann. Dies klingt einfach, ist aber mit der Problematik verbunden, dass der helle Kern in der Idealposition im Spalt verschwindet und die GuidingKamera genau dann einen Fehler meldet, weil für sie der Kern dann als Leitstern verloren ist. Hier gibt es Hilfe durch spezielle Software, die über Algorithmen diese Nachführungs-Besonderheit trotzdem meistert. Als Alternative empfiehlt es sich, einen hellen Vordergrundstern im Guider-Bildfeld zu nutzen.
Die Nachführung ist aufgrund der langen Belichtungszeiten einer der wichtigsten Faktoren, die ein gelungenes Spektrum ermöglichen. Hat man am Beobachtungsort ein Seeing von 3'', so verliert man bei einem 0,050 mm breiten Spalt etwa 20 % des Lichts. Dieser Wert reduziert sich auf 5 % bei 2''-Seeing, was auch ein Hinweis darauf ist, dass man eine exakte Fokussierung benötigt.
Die Wahl der passenden CCD-Kamera orientiert sich an den gleichen Kriterien wie bei der klassischen Astrofotografie. Zu beachten ist, dass die Auflösung des Spektrografen und der so genannte Dispersionswert, der mit Nanometern/Pixel angegeben wird, genutzt wird, um mit einem Sampling von 3-4 Pixel für die
Halbwertsbreite von Spektrallinien die passende Pixelgröße und damit den passenden Chip zu wählen. Die Chipgröße muss dabei auch zur Länge des Spektralstreifens passen. Beim LISA-Spektrografen umfasst dieser ca. 15 mm für den Bereich von 350 nm bis 700 nm.
Das erste Spektrum - M 31 In den Katalogen findet man für M 31 eine Helligkeitsangabe von 3,5 mag im visuellen Bereich. Mit dieser Helligkeit kann man aber die ,,spektrale Sichtbarkeit" nicht abschätzen, da M 31 kein punktförmiges Objekt ist. Der helle Kern der Andromedagalaxie ist vielmehr ein flächiges Objekt, dessen große Halbachse etwa 40' beträgt. Die Fläche des hellen Kerns liegt bei etwa 1.400 Bogenminuten2. Damit berechnet sich die Flächenhelligkeit H [3] zu
H = 3,5 mag + 2,5 lg (1.400) = 11,4 mag
Für diesen Wert findet man in Tabelle 1 einen S/N-Wert von 50 bis 60, bezogen auf die Belichtungszeit von 10 min. Das M-31-Spektrum, das in der Abbildung 2 gezeigt wird, bestätigt diesen Wert recht gut und damit die Nutzbarkeit von Tabelle 1 für die Abschätzung von Belichtungszeiten extragalaktischer Objekte.
Durch die Platzierung des Spalts wird ein Querschnitt durch den M-31-Kern spektrom etriert. Es ergibt sich somit die
prinzipielle Möglichkeit einer einfachen ortsaufgelösten Spektrometrierung, für die Auswertung wird aber über die gesamte Breite des Spektralstreifens gemittelt.
Das Bild in der Abbildung 2 zeigt einen Ausschnitt der gemittelten CCD-Aufnahme. Der Spalt liegt dabei vertikal und man erkennt, neben dem hellen M-31Spektralstreifen, das ebenfalls aufgenommene Spektrum des Himmelshintergrundes. Die Linien, die man im Spektrum sieht, sind zum einen Emissionslinien, die auf Na-Dampf- und Energiesparlampen zurückzuführen sind, aber auch spektrale Einflüsse durch die Erdatmosphäre. So gehen die markanten Absorptionslinien, die man im langwelligen, rechten Bereich ausmachen kann, auf Wasser und Sauerstoff zurück.
Das spektrale Kontinuum des M-31-Kerns besitzt sein Maximum im grünen Bereich, wobei die Instrumenten-Responsefunktion hier noch nicht herausgerechnet wurde. Es gilt also zu beachten, dass das Spektrum, würde man es mit einer anderen Kamera aufnehmen, eine andere Gewichtung aufweisen würde.
Im Kontinuum (Abb. 3) sind die terrestrischen Linien (H2O, O2) markiert, ebenso auch die zwei Absorptionslinien, die im Galaxienkern entstehen. Es handelt sich
VdS-Journal Nr. 68
90
Spektroskopie
4 Ausschnitte des M-31-Spektralprofils: (oben) MgI-Linienbereich, (unten) NaI-Linienbereich. Eingezeichnet sind die Ruhewellenlängen der
MgI- und NaI-Linienkomponenten.
um die MgI- und NaI-Absorptionslinien. Eine dritte Absorptionslinie (CH) ist andeutungsweise zu erkennen (bei 430 nm). Das Rauschniveau des Profils ist deutlich kleiner als die Linientiefe, eine Messung ist daher gut möglich. Die Fehlergröße der Linienmessung ist, konservativ betrachtet, bei 1 bis 2 Pixel = 0,2 nm bis 0,4 nm. Um die Absorptionslinien genauer zu untersuchen, wird das Spektralprofil durch ein angepasstes Kontinuum dividiert.
Man erkennt, dass die MgI- und NaI-Linien leicht nach links, d.h. blauverschoben
VdS-Journal Nr. 68
sind (Abb. 4). Da ihre Verschiebung relativ zur Auflösung des Spektrums recht klein ist, ist eine genaue Bestimmung der Radialgeschwindigkeit schwierig.
Zu beachten ist auch, dass die Linien durch ein Blending nicht-aufgelöster Unterkomponenten entstehen, die Messung besitzt daher einen großen Messfehler. Bei der MgI-Linie kann man in der Absorptionslinie die Substruktur der drei Komponenten erahnen, bei der NaI-Linie erkennt man eine schwache Asymmetrie.
Wenn man den Mittelwert der einzelnen Messungen berechnet, so erhält man für M 31 eine Radialgeschwindigkeit von (247 +- 144) km/s. Berechnet wurde diese aus der bekannten Näherung
v = / c
Mit berücksichtigt wurde die heliozentrische Korrektur von +11 km/s für M 31 für den Aufnahmezeitpunkt.
Die bestimmte Radialgeschwindigkeit von M 31 ist geringer als der Literaturwert von 300 km/s, zeigt aber recht gut, dass man mit Amateurmitteln aus den
Spektroskopie
91
Spektren von Galaxien Rückschlüsse ziehen kann. Und das Dilemma der Galaxienspektroskopie wird auch deutlich: Zwar erlaubt die geringe spektrale Auflösung überhaupt erst die Aufnahme der Spektren, jedoch schränkt diese zugleich auch die Messgenauigkeit im Profil ein. Ziel ist es hier also, einen Kompromiss zu finden, um diese interessanten Objekte näher zu untersuchen. Beispiele hierzu sollen in einer kleinen Artikelserie vorgestellt werden.
Internetlinks: [1] Dados-Spektrograf: www.baader-
planetarium.com/de/spektroskopie/ dados-spalt-spektrograf.html [2] LISA-Spektrograf: www.astroshop. de/spektrograf/shelyak-spektrograflisa-visible/p,54328
Tabelle 1: Aufstellung des S/R, bezogen auf die Objekthelligkeit (mag, Zeile) und die Belichtungszeiten (min, Spalte).
8 mag 9 mag 10 mag 11 mag 12 mag 13 mag 14 mag 15 mag 16 mag
5 min 186 116
71 42 23 12
5 2 1
10 min 264 165 103 63 36 20 10 4 2
20 min 374 235 147 91 55 31 16 8 3
30 min 456 288 181 113 69 40 22 11 5
60 min 648 408 257 161 100 60 34 18 9
[3] Flächenhelligkeit: https://de. wikipedia.org/wiki/ Fl%C3%A4chenhelligkeit
[4] Homepage des Autors: www.astroimages.de/
Quelle: ETC-Tool/LISA für Kodak 8300, 0,050-mm-Spalt, Optik 35 cm, f/9, Seeing 3'', Zenitabstand 30 Grad , Meereshöhe 0 m NN, Einzelaufnahme, K-Spektraltyp, angegeben wird das S/N-Verhältnis pro Pixel im visuellen Bereich.
Jubiläumsjahr 2019:
100 Jahre Internationale Astronomische Union
von Markus Pössel
Am 28. Juli 1919 wurde die Internationale Astronomische Union (IAU) als weltweite Dachorganisation der professionellen Astronomen gegründet. Die IAU ist unter anderem für die Definition astronomischer Grundbegriffe und die Namensgebung für Himmelskörper zuständig. Zahlreiche IAU-Symposien sowie alle drei Jahre die IAU-Generalversammlung (2018 in Wien) fördern den wissenschaftlichen Austausch.
In diesem Jahr feiert die IAU ihr hundertjähriges Gründungsjubiläum. Das nimmt die Organisation zum Anlass für eine Reihe weltweiter Veranstaltungen und Projekte, organisiert in ähnlicher Weise wie das Internationale Jahr der Astronomie IYA2009. Das Jubiläum IAU100 bietet eine gute Möglichkeit, der allgemeinen Öffentlichkeit die Faszination der Astronomie zu vermitteln. Wie beim Jahr der Astronomie sorgt der gemeinsame Rahmen dafür, dass die einzelnen Veranstaltungen mehr Sichtbarkeit erhalten.
en uns über jegliche Unterstützung und insbesondere über diejenigen von Ihnen, die sich entschließen, im Rahmen von IAU100 eigene Veranstaltungen anzubieten. Dafür bieten sich besonders die folgenden Themen und Projekte des IAU100 an:
- unter dem Stichwort Astronomie als Natur- und Kulturerbe wird es unter anderem um Lichtverschmutzung und den Wert eines dunklen Nachthimmels gehen
- für Mitte Januar ist eine Neuauflage der ,,100 Stunden der Astronomie" geplant
- Am 20. Juli soll es aus Anlass des 50. Jahrestags der ersten Mondlandung weltweit öffentliche Mondbeobachtungen geben
Auch der von der VdS organisierte Astronomietag am 30. März 2019 wird in Deutschland Teil des offiziellen IAU100Programms sein.
Das IAU100-Jubiläum ist eine gemeinschaftliche Anstrengung, und wir freu-
Zusätzlich veranstaltet die IAU am 13. April 2019 in Brüssel den IAU Amateur
Day, eine eintägige Konferenz für Amateurastronomen aus aller Welt (in englischer Sprache).
Die Anmeldungen von Veranstaltungen für spezifische Projekte (100 Stunden, Mondlandung) oder allgemein als Teil des IAU100 wird online erfolgen und wird derzeit noch organisiert.
Informationen über die internationalen Projekte gibt es auf www.iau-100.org
Hinweise auf die IAU100-Veranstaltungen in Deutschland werden wir auf www.astronomie-in-deutschland.de/ IAU100 zur Verfügung stellen.
Dr. Markus Pössel IAU National Outreach Coordinator Germany Haus der Astronomie/ Max-Planck-Institut für Astronomie MPIA-Campus Königstuhl 17 60124 Heidelberg E-Mail: info@hda-hd.de
VdS-Journal Nr. 68
92
Eine Fachgruppe wird frisch gemacht - die Spektroskopietagung in Frankfurt
von Thomas Eversberg
Eigentlich war ich sicher, dass ich mal eine Tagungspause brauche. Seit 15 Jahren habe ich keine Jahreskonferenz der Fachgruppe Spektroskopie verpasst und irgendwann braucht man auch mal eine Pause. Doch nun das! Eine Truppe sehr junger Leute, die plötzlich aus dem Off auftaucht ... dazu später.
In diesem Jahr lud der Tagungsorganisator Sebastian Heß zur ASpekt 2018 am 16./17. Juni beim Physikalischen Verein in Frankfurt ein. Wie jedes Jahr begleitete unser Fachgruppensprecher Rainer Borchmann die Vorbereitung, so dass wir auf eine bewährte Expertise für Vortrags- und Kaffee-Runden zurückgreifen konnten. Volles Programm wie immer - angeregte Fachdiskussionen an den Stehtischen - Poster- und Gerätesessions bei schnellen Häppchen vom Physikalischen Verein. Und wer noch nicht genug hatte,
erörterte am Abend im Hotel alle Fragen zur spektroskopischen Analyse von Nackensteaks und Folienkartoffeln. Fünfzig Teilnehmerinnen und Teilnehmer luden mit zwölf Vorträgen zur Diskussion ein - von instrumentellen Aspekten bis hin zu Beobachtungskampagnen. Herbert Pühringer berichtete vom Bau eines Spektrografen für ein 1-m-Teleskop, Uwe Zurmühl von der Anwendung kostengünstiger Objektivgitter, Alex Filothodoros sprach über Messungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen, Christian Netzel über Cephei und Bernd Bitnar präsentierte die selbst gemessene Rotverschiebung von Quasaren.
Besonders in Erinnerung bleiben mir zwei kombinierte Vorträge über eine nachhaltige Spektralanalyse von Algol aus unserer ,,Spektroskopischen Arbeitsgruppe Dresden", bestehend aus Bernd
1 Gruppenfoto vor dem Observa-
torium des Physikalischen Vereins Frankfurt
Bitnar, Christian Brock, Josefine Liebisch und Ulrich Waldschläger. Kombiniert, weil die einzelnen Schritte von der Beobachtung (Hardware) bis hin zur exakten Datenanalyse (Software) beispielhaft für andere Kampagnen vorgestellt wurden. Nachhaltig, weil die Gruppe einen reinen Statusbericht ablieferte. Das seit 2014 laufende Projekt ist noch im Prozess. Im Algol-System füttert der Sekundärstern die Primärkomponente mit Material und erzeugt damit einen heißen Fleck in einer Akkretionsscheibe, welcher im Licht des Wasserstoffs leuchtet. Im Gegensatz zu fotometrischen Messungen kann der gesamte Prozess inklusive dieses heißen Flecks spektroskopisch gemessen werden. Eins von vielen Zielen dieser Studie ist
VdS-Journal Nr. 68
93
2 Malin Moll und Christoph Quandt stellen ihre Profi-Amateur-Kampagne vor.
es, die Stabilität der Akkretionsscheibe über eine Suche nach zeitlichen Schwankungen der H-Emission zu prüfen. Als nächster Schritt ist eine dopplertomografische Analyse des Systems geplant.
Ein anderer bemerkenswerter Vortrag kam m.E. von Peter Schlatter. Er testete in seinem temperaturstabilisierten optischen Labor in Form eines in der Schweiz obligatorischen Luftschutzbunkers die thermische und mechanische Stabilität handelsüblicher Spektrografen. Peter prüfte dabei den Einfluss der Umgebungstemperatur sowie denjenigen durch variablen mechanischen Stress auf die Geräte. Mit Messreihen unter kontrollierten Bedingungen untersuchte er diese zwei Einflussgrößen getrennt und lieferte belastbare Aussagen zur Qualität der Geräte. Wir sagen: Bravo und Nein zum Atomschlag!
Auch dieses Jahr wurde wieder ein professionelles Projekt vorgestellt. Olivier Schnurr vom Astrophysikalischen Institut Potsdam berichtete vom fasergefütterten Multiobjekt-Spektrografen 4MOST am Vista-Teleskop des Paranal-Observatoriums. Das hochauflösende System wird in wenigen Jahren einen großen Teil des südlichen Himmels messen. Es wird dabei in der Lage sein, gleichzeitig Spektren von rund 2.400 Objekten zu erhalten, die über ein Sichtfeld von 4 Quadratgrad verteilt sind. Ollie fragte mich im Vorfeld, ob er überhaupt physikalische Fragen ansprechen oder besser nur schöne Bilder zeigen solle. Er war in Frankfurt dann ein wenig fassungslos über das tiefe Fachwissen der Teilnehmer und seine Augen wurden beim Kaffee nicht kleiner. Das lag u.a. an den besag-
ten jungen Kolleginnen und Kollegen. Malin Moll und Christoph Quandt aus Lübeck stellten eine neue Beobachtungskampagne vor, die sie an Gelben Überriesen realisieren wollen. Das sind Sterne vom Spektraltyp F oder G der Leuchtkraftklassen I (also Überriesen). Sie entwickeln sich fort von der Hauptsequenz, dehnen sich aus und werden somit leuchtkräftiger. Malin und Christoph stellten nicht nur eine strukturierte und physikalisch durchdachte Strategie vor, die sie ohne irgendeinen Betreuer erarbeiteten. Sie haben im Vorfeld auch schon Kontakt zur professionellen Astronomie in Lettland aufgenommen (Malin steht vor ihrem Abitur und die Profis sind ganz aus dem Häuschen). Darüber hinaus nutzen die beiden professionelle Datenreduktionswerkzeuge, um den Ansprüchen der modernen Forschung zu genügen.
Josefine Liebisch ist erst kürzlich in der Dresdner Arbeitsgruppe aufgeschlagen und führt zusammen mit Christian Brock eine kombinierte fotometrisch-spektroskopische Langzeitanalyse des variablen Sterns Cephei durch. Im Zuge der Schülerarbeit wurden Helligkeits- und Absorptionsänderungen mit Amateurmitteln nachgewiesen und mit anderen Messungen und der Theorie abgeglichen. Josi ist gerade durch ihr Abi gekommen und hat offenbar die Notwendigkeit solcher kombinierten Messungen erkannt.
Unsere ,,Malin-Josi-Frauenpower" wurde dann auch noch von Sabina Krasilovska ergänzt, die zusammen mit Dominik Plonka (beide aus Frankfurt) bei uns auftauchte. Dominik ist mit seinem gekauften Star Analyzer unzufrieden und steigt nun in den Spektrografenbau ein. Er hatte ein
3 Josi Liebisch bei ihrem Vortrag über
ihre -Cephei-Messungen
wenig Respekt vor dem Fachauditorium und wollte zunächst nicht aufs Podium. Wir konnten ihn dann aber beruhigen, weil wir eh immer mit Tomaten werfen ...
Diese kontinuierliche Verjüngung der Fachgruppe hält nun schon seit einigen Jahren an und ist sicherlich entsprechenden Aktivitäten der Gruppe und einzelnen Mitstreitern zu verdanken. Man kann sich bei uns zwanglos der Diskussion auf Augenhöhe stellen (ok, ohne Tomaten), Verantwortung übernehmen (wie wäre es mit der Webadministration, der Redaktionsarbeit für unser Journal für Astronomie oder einer Tagungsvorbereitung?) und bekommt jederzeit Hilfe bei anstehenden Problemen (,,Optik zu verschenken!").
Mit junger Musik in der Fachgruppe wird es mit dem Pausieren also nix. Ich werde im Mai 2019 bei unserer Jahreskonferenz in Salzburg wieder dabei sein und Mozartkugeln essen. Dort erwartet uns Herbert Pühringer mit seinen Schülerinnen und Schülern in der brandneuen Sternwarte am Haunsberg, die erklärtermaßen eine Plattform für Wissenschaft, Bildung, Kultur und Gesellschaft darstellt. Drei von Herberts Schülern haben dieses Jahr übrigens den VdS-Spektroskopiepreis gewonnen (finanziert von den Firmen Jena Optronic, OHB und Zeiss) und ich vermute, dass sie und unsere neuen Youngsters die Fachgruppe nun von hinten aufrollen. Wir freuen uns jedenfalls, wenn sie uns alten Knackern mal Feuer geben, und wir fördern deshalb den interessierten Nachwuchs auch finanziell. Eine Tagungsteilnahme darf nicht am Geld scheitern.
VdS-Journal Nr. 68
94
Sternbedeckungen
Wie groß ist Aldebaran?
- Auswertung einer Beobachtung der Aldebaranbedeckung durch den Mond am 23.02.2018
von Wolfgang Bischof
Die Messung von Sterndurchmessern war lange Zeit nicht möglich. Auch mit größten optischen Hilfsmitteln erscheinen Sterne dem Beobachter punktförmig, also ohne erkennbaren Durchmesser. Kein Wunder, sind doch die Sterne so weit von uns entfernt, dass auch die größten, wie man heute weiß, nur einen
Winkeldurchmesser von Bruchteilen einer zehntel Bogensekunde aufweisen. Selbst die heutigen Großteleskope reichen mit ihrem Auflösungsvermögen so gerade einmal an dieses Maß heran. Deshalb werden Sterne heute direkt mit interferometrischen Methoden vermessen, das heißt, dass man mehrere Teleskope
zusammenschaltet, das Sternlicht überlagert und zur Interferenz bringt. Dadurch wird ein weit größerer Teleskopdurchmesser mit entsprechend höherer Auflösung simuliert. Man sollte meinen, dass Messungen von Sterndurchmessern mit Amateurmitteln kaum zu machen sind. Es gibt jedoch Sonderfälle, in denen es
1 Mond und Aldebaran unmittelbar vor der Bedeckung
VdS-Journal Nr. 68
Sternbedeckungen
95
dennoch möglich ist! Dazu gehört eine Sternbedeckung durch den Mond, denn der Mond benötigt auf seiner Bahn eine gewisse Zeit, um den winzigen Winkeldurchmesser eines Sterns zu durchlaufen. Im Fall von Aldebaran mit einem Durchmesser von gut 20 mas (milliarcsec = Millibogensekunden) ist es rund 1/30 Sekunde. Um die Lichtabschwächung messtechnisch erfassen zu können, benötigt man also eine Kamera, deren Bildfrequenz wesentlich größer ist als 30 Bilder pro Sekunde.
Mit einer ASI 174 MM hatte ich eine Videokamera zur Verfügung, die bei passender Eingrenzung des Bildbereichs eine sehr hohe Bildfrequenz erreicht und deren maximale spektrale Empfindlichkeit bei 500 nm liegt. Aus dem Video kann man durch Selektion und Aufsummierung der schärfsten Einzelbilder gleichzeitig eine hochaufgelöste Aufnahme des Mondes und von Aldebaran erhalten. Die Kamera wurde ohne Filterung an einem Newtonteleskop von 200 mm Öffnung und 1.200 mm Brennweite verwendet.
Die Aldebaranbedeckung vom 23. Februar 2018 fand zur Zeit des Sonnenuntergangs, also am Taghimmel statt. Das war jedoch kein Problem. Vor der Bedeckung war Aldebaran auf dem Monitor klar und deutlich neben dem Mond zu sehen. Rechtzeitig vor der Bedeckung wurde die Kamera gestartet. Sie lief konstant mit der erstaunlichen Frequenz von 235 Bildern pro Sekunde! Leider war das Seeing schlecht, Aldebaran flackerte sehr stark. Nach einigen Sekunden verschwand er dann hinter dem Mond.
Die Abbildung 1 zeigt Aldebaran am Mondrand unmittelbar vor Beginn der Lichtabschwächung. Mit dem Programm Tangra [1] wurde eine Lichtkurve der Bedeckung erzeugt. Einen Ausschnitt daraus zeigt die Abbildung 2. Darin erkennt man das seeingbedingte starke Flackern vor der Bedeckung und dann einen Helligskeitsabfall über ca. 16 Einzelbilder, also in einer Zeit t = 68 ms. In dieser Zeit bewegt sich der Mond auf seiner Bahn um die Strecke t v (v = Bahngeschwindigkeit des Mondes) voran. Das ist gleichzeitig die Tangentialkomponente der Bewegung des Mondschattens auf der Erde. Dieser Betrag ist allerdings noch um die Tangentialkomponente der Bewegung
2 Lichtkurve der Aldebaranbedeckung
3 Beugungsmuster der Bedeckung einer Punktlichtquelle durch den Mond,
mit freundlicher Genehmigung von M. Richmond [5]
4
Beugungsmuster bei Licht der Bandbreite 400-600 nm, mit freundlicher Genehmigung von M. Richmond [5]
VdS-Journal Nr. 68
96
Sternbedeckungen
5 Verifikation des Berechnungsverfahrens durch Überlagerung mit den Lichtkurven
aus [5], mit freundlicher Genehmigung von M. Richmond
des Beobachters aufgrund der Erdrotation und die Neigung des Mondrandes zur Zugrichtung des Mondes zu korrigieren. Daraus ergibt sich schließlich für die Dauer des Lichtabfalls ein Fortschritt des Mondschattens von 49,5 m und ein überstrichener Winkel von 28,5 mas, also viel mehr als der Literaturwert des Aldebarandurchmessers von 20,2 mas. Irgendwo scheint also noch ein Fehler zu stecken. Des Rätsels Lösung ist, dass man nicht einfach geometrisch rechnen darf, sondern man muss die Wellenoptik bemühen. Der Mondrand wirkt als Kante, an der das Sternlicht gebeugt wird [2], d.h. er ist Ausgangspunkt von
Elementarwellen, die mit dem direkten Sternlicht interferieren und teilweise Verstärkung oder Abschwächung des Sternlichts hervorrufen. Der Beobachter auf der Erde registriert das entstehende Interferenzmuster, das vom Lichtprofil des Sterns überlagert wird. Siehe dazu auch beispielhaft die Fachveröffentlichung [3, 4]. Im aktuellen Fall am 23.02.2018 raste dieses Lichtmuster mit einer Geschwindigkeit von 728 m/s über den Beobachter hinweg, und es wurde die in der Abbildung 2 dargestellte Lichtkurve gemessen. Auch ein geometrisch exakt punktförmiger Stern erzeugt ein ausgeprägtes Beugungsmuster (Abb. 3) und die Hellig-
keit fällt nicht schlagartig ab, wie man es rein geometrisch erwarten würde. Der Helligkeitsabfall beginnt bereits vor Beginn der Bedeckung. Steht der Stern genau am Mondrand, sieht der Beobachter gemäß der Abbildung 3 nur noch 25 % seiner Helligkeit und auch im geometrischen Mondschatten kommt noch Licht an. Will man diesen Zusammenhang mathematisch beschreiben, gilt es, ein ausgedehntes Sternscheibchen in genügend kleine Teile zu zerlegen und mit der Beugungskurve einer Punktquelle zu verrechnen, also mathematisch eine Faltung oder Konvolution zu erzeugen und so den Helligkeitsverlauf für einen Stern mit gegebenem Durchmesser zu simulieren.
Dabei ist zunächst zu beachten, dass die in Abbildung 3 gezeigte Beugungskurve nur für monochromatisches Licht von 500 nm gilt. Benutzt man ungefiltertes Licht, wie ich es verwendet habe, verschmieren sich die Maxima und Minima der Beugungskurve, wobei jedoch der Gradient des Helligkeitsabfalls nur sehr wenig beeinflusst wird (Abb. 4).
An dieser Stelle möchte ich auf die sehr informative Webseite von Michael Richmond [5] hinweisen, aus der ich die Abbildungen 3-5 entnommen habe. Hier finden sich auch simulierte Lichtkurven von Sternbedeckungen ausgedehnter
6 Anpassung der simulierten an die gemessene Lichtkurve
VdS-Journal Nr. 68
7 Zusammenhang zwischen Gradient des Lichtabfalls und Sternradius
Sterne, allerdings sind die angegebenen Sterndurchmesser um einen Faktor 2 zu groß angegeben. M. Richmond hat mir dies per Mail bestätigt.
Mit Hilfe eines Excel-Programms habe ich nun unter Voraussetzung einer gleichmäßig leuchtenden Sternscheibe selbst Lichtkurven simuliert und konnte Richmonds Ergebnisse (Abb. 5, nach Korrektur des Faktors 2) im Wesentlichen reproduzieren. Meine Rechenergebnisse sind als Punkte zusätzlich eingetragen. In einer Korrespondenz mit IOTA-ES [6] gab es ebenfalls eine grundsätzliche Bestätigung. Mein Messergebnis (Abb. 2) wird durch die Rechnung am besten wiedergegeben, wenn man für Aldebaran einen Radius von (9,5 +- 1,0) mas annimmt (Abb. 6). Bei 8 mas ist der Gradient erkennbar zu groß, bei 11 mas dagegen zu klein. Der ermittelte Wert von 9,5 mas ist kleiner als der Literaturwert von 10,1 mas, liegt aber noch in der Toleranz der Messgenauigkeit. Außerdem würde die Annahme einer Randverdunklung des Riesensterns einen zu kleinen Messwert leicht erklären. Diese würde das Sternlicht etwas zum Zentrum des Sterns hin konzentrieren und man erhält effektiv einen kleineren Durchmesser. Offenbar ist der Gradient des Lichtabfalls ein empfindlicher Indikator zur Abschätzung des Sterndurchmessers. Wertet man dazu 50 % des Intensitätsabfalls um den maximalen Gradienten herum aus, erhält man den in der Abbildung 7 ersichtlichen Zusammenhang.
Das Ergebnis zeigt, dass es auch mit Amateurmitteln und etwas Rechenaufwand möglich ist, mit Hilfe von Bedeckungsereignissen durch den Mond Sternradien zu messen, und das sogar unter ungünstigen atmosphärischen Bedingungen. Interessant ist auch, dass man sogar mit ungefilterten Aufnahmen zum Ziel kommen kann. Voraussetzung ist allerdings die möglichst genaue Berechnung der Geschwindigkeit des Mondschattens am Beobachtungsort unter Berücksichtigung von Mondentfernung und -bahngeschwindigkeit, Tangentialgeschwindigkeit des Beobachters auf der rotierenden Erde, Neigung des Mondrandes zur Zugrichtung des Mondes und eine möglichst schnelle und empfindliche Kamera zur Aufnahme des Ereignisses.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand: November 2018): [1] www.hristopavlov.net/Tangra/Photometry.html [2] https://de.wikipedia.org/wiki/Beugung_(Physik) [3] https://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0502/0502181.pdf [4] K. Guhl und B. Stecklum (1991): Archenhold Occultation Summary, Astron.
Nachrichten 312,5 [5] http://spiff.rit.edu/richmond/occult/bessel/bessel.html [6] www.iota-es.de (International Occultation Timing Association European
Section) [7] www.magicviews.de (Webseite des Autors)
Anzeige
Das aktuelle Raumfahrtjahr mit Chronik 2018
Die spannende Welt der Raumfahrt in der 16. Ausgabe des Weltraum-Klassikers. Jetzt erschienen mit starken 368 Seiten, komplett in Farbe ISBN: 978-3-944819-19-8
für 16,90
erhältlich auf www.space-jahrbuch.de sowie auf Amazon und im Buchhandel.
98
Sternbedeckungen
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 1. Quartal 2019
von Eberhard Riedel
Das 1. Quartal des neuen Jahres bietet gleich fünf sehenswerte streifende Bedeckungen von Sternen durch den Mond. Die Landkarte zeigt die 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. Dennoch sind sie bereits mit kleineren Fernrohren zu beobachten.
Karte mit den Grenzlinien der 5 Streifungsereignisse
Ereignis 1: 16.01.2019 Am frühen Abend des 16. Januar zieht ab 18:50 Uhr MEZ der zu 75 % beleuchtete zunehmende Mond mit seinem zerklüfteten Südrand am 6,7 mag hellen Stern SAO 93532 vorbei. Die Streifung ist im südöstlichen Bayern auf einer schmalen Linie vom Allgäu durch Ober- und Niederbayern zu sehen und überquert zuletzt die Stadt Passau.
Die Abbildung 1 zeigt für die Länge 12 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den Mondrand ein Stück weit vom Terminator entfernt berührt, so dass die Mondhelligkeit bei diesem Ereignis wegen des hohen Beleuchtungsgrades etwas stören kann. Dennoch reicht ein kleines Fernrohr.
Die Streifungsline bei 12 Grad Ost, bezogen auf das mittlere Mondrandniveau, ist mit 47 Grad 57' 07'' N berechnet. In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in 6-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn
1
Die scheinbare Sternbahn von SAO 93532 (blauweiß gestrichelte Linie) bei Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
VdS-Journal Nr. 68
Sternbedeckungen
99
grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Die Grafik stellt die scheinbare Sternbahn allerdings für eine Position 1 Bogenminute weiter nördlich dar. Aufgrund der Mondparallaxe führt dies zu einer etwas südlicheren Bahn des Mondes, wodurch die Kontakte mit dem Stern zahlreicher werden. Tatsächlich verschwindet und erscheint der Stern von dieser Position zwischen 18:50:56 und 18:55:33 Uhr MEZ mindestens 6-mal (s. Inset).
Einen Anhalt über die Verlagerung der scheinbaren Sternbahn, wenn man die in der Grafik angegebene geografische Breite verlässt, geben die roten Begrenzungslinien. Diese zeigen einen Abstand von der Grenzlinie von +- 3 km, welcher senkrecht zur auf der Erde verlaufenden Grenzlinie angetragen wird. Hierdurch ist erkennbar, wie unterschiedlich die zu erwartenden Kontaktzeiten innerhalb dieses Streifens sein können. Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden Kontakte hat auch die Höhe des Beobachtungsortes, für die die aufzusuchende Beobachtungsposition korrigiert werden muss.
SAO 93532 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: 27.01.2019 Am frühen Morgen des 27. Januar bedeckt der zu 58 % beleuchtete abnehmende Mond den 7,2 mag hellen Stern SAO 139528 mit seinem unbeleuchteten Südrand. Die Streifungslinie zieht sich über Rheinland-Pfalz, den Südzipfel Hessens und den Nordzipfel BadenWürttembergs mittig durch Bayern und trifft erneut die Stadt Passau.
Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2 verdeutlicht die Situation bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost und lässt erkennen, dass es einen ausreichenden Abstand der Bedeckungszone zum Terminator gibt. Auf der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Zent-
2 Die scheinbare Sternbahn von SAO 139528, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 110616, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
rallinie werden jedoch keine Kontakte zu sehen sein. Die Grafik zeigt, dass die Mondoberfläche an dieser Stelle deutlich unterhalb des mittleren Mondniveaus (weiß gepunktete Linie) liegt. Die scheinbare Sternbahn ist für eine Position 2.700 Meter weiter nördlich gerechnet. Bei dieser Position können zwischen 01:24 und 01:27 Uhr MEZ 12 und mehr Kontakte erwartet werden.
Das Mondrandprofil ist erneut in 6-facher Überhöhung dargestellt. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 2.000 m von der mittleren Streifungslinie an. SAO 139528 ist ebenfalls nicht als Doppelstern bekannt.
Ereignis 3: 11.02.2019 Obwohl der am Abend des 11. Februar vom südlichen Mondrand gestreifte SAO 110616 nur 7,4 mag hell ist, ist die Bedeckung einfach zu beobachten. Dieses liegt hauptsächlich am nur zu 38 % beleuchteten zunehmenden Mond.
Zu verfolgen ist das Ereignis auf einer Linie, die jeweils nördlich der Städte Aachen, Köln, Erfurt und Dresden verläuft und zuletzt genau Görlitz überquert. Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Sternbahn, wie sie bei 10 Grad östlicher Länge genau auf der für das mittlere Mondniveau berechneten Linie verläuft. In diesem Fall tangiert die scheinbare Sternbahn genau den weiß gepunkteten mittleren Mondrand. Hinter den über dieses Ni-
VdS-Journal Nr. 68
100
Sternbedeckungen
veau hinausragenden Mondbergen verschwindet der Stern von dieser Beobachtungsposition aus zwischen 21:33 und 21:36 Uhr mindestens 3-mal. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 3.000 m von der mittleren Streifungslinie an. SAO 110616 ist ebenfalls nicht als Doppelstern bekannt.
Ereignis 4: 15.02.2019 Dieses Ereignis kurz nach Mitternacht vom 14. auf den 15. Februar ist erneut auf einem Streifen von Rheinland-Pfalz über das südlichste Hessen, das nördlichste Baden-Württemberg und quer durch Bayern zu verfolgen, wo die Städte Ingolstadt und Landshut nur knapp nördlich passiert werden.
Der auf dieser Linie bedeckte Stern ist der 6,2 mag helle SAO 94478. Der zunehmende Mond ist zu 71 % beleuchtet, weshalb die Nähe des Terminators die Beobachtung trotz der Sternhelligkeit etwas beeinträchtigen kann.
Bereits auf der vorausberechneten Linie wird es zu mehreren Kontakten kommen. Lohnend ist aber ein Ausweichen um nur 300 Meter nach Norden, wo es ab 00:54 Uhr MEZ innerhalb von knapp 30 Sekunden zu 14 Kontakten und mehr kommen kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen hier den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 500 m von der mittleren Streifungslinie an.
SAO 94478 ist ein sehr enger Doppelstern mit 0,03'' Abstand. Die Komponenten sind mit 7,2 mag gleich hell und stehen im Positionswinkel von 223 Grad , weshalb es an mehreren Stellen des Mondrandes zur zeitweisen Bedeckung nur der nördlichen Komponente kommen kann. Dieses äußert sich in einer manchmal nur teilweisen Abnahme der Sternhelligkeit anstelle des schlagartigen Verschwindens und lässt den Stern geheimnisvoll flackern.
Ereignis 5: 26.03.2019 Die am einfachsten und spektakulärsten zu beobachtende streifende Sternbedeckung am 26. März findet leider in den frühen Morgenstunden um 04:38 Uhr MEZ statt. Alle sonstigen Bedingungen sind aber gut: Der abnehmende Mond ist zwar noch zu 70 % beleuchtet, die hellen Mondstrukturen jedoch mit über
VdS-Journal Nr. 68
4 Die scheinbare Sternbahn von SAO 94478, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 500 m
5 Die scheinbare Sternbahn von SAO 160052, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
10 Grad genügend weit vom Bedeckungsort am Südrand entfernt. Der Stern ist SAO 160052 und mit einer Helligkeit von 5,5 mag im kleinen Fernrohr bequem auszumachen. Das Beobachtungsgebiet ist allerdings auf das südwestliche BadenWürttemberg beschränkt.
Die Grafik ist für eine Länge von 8 Grad Ost gerechnet und lässt erkennen, dass erneut wegen tiefliegender Mondrandstrukturen auf der vorausberechneten Grenzlinie keine Bedeckung stattfindet. Die roten Begrenzungslinien im Abstand von +- 3.000 Metern deuten an, wie weit man nach Norden wandern muss, um das mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns verfolgen zu können. Die Grafik zeigt den Versatz
der scheinbaren Sternbahn 2.600 Meter weiter nördlich. Die Profilhöhen sind 6-fach gedehnt dargestellt. Zwischen ca. 04:38:40 und 04:41:30 Uhr MEZ wird mindestens 16-mal das Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns zu sehen sein.
Die Grafik ist, wie alle anderen, für Meereshöhe gerechnet. Bei deutlich höher gelegenen Beobachtungsstationen muss deren Höhe ebenfalls in die Berechnung einbezogen werden, um eine genügend genaue Vorhersage zu erhalten. (zur Software s.u.)
Allgemeines Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des
Sternbedeckungen
101
amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters, die 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-EarthKarte 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 dort ebenfalls herunterzuladen oder sind direkt vom Autor (e_riedel@ msn.com) oder über die IOTA/ES (www. iota-es.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.
Totale Sternbedeckungen beobachten
- die VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen ruft einen Wettbewerb aus
von Eberhard H. R. Bredner
Im VdS-Journal für Astronomie 67 hat sich Dietmar Büttner im Schwerpunktthema ,,Mond" in seinem Beitrag ,,Sternbedeckungen durch den Mond - Faszinierend und wertvoll" dafür eingesetzt, auch totale Bedeckungen vermehrt zu beobachten.
Unsere Fachgruppe möchte Beobachtungen von Bedeckungen durch einen Wettbewerb fördern - und die totalen Bedeckungen am Mondrand (s. Abb. rechts) sind die Basis aller dieser Aktivitäten. Es ist keine großartige apparative Ausrüstung gefordert, ein kleines Fernrohr reicht. Dabei ist die Dynamik von Sternen am Mond von überraschend ästhetischem Eindruck. Hier ist Bewegung in der Astronomie unmittelbar erlebbar.
Aber: Im Gegensatz zu vielen anderen Erscheinungen sind diese Ereignisse zeitlich immer festgelegt, man muss sein Beobachtungsgerät zu einem vorhergesagten Zeitpunkt topfit haben. Das ist eine oft ungewohnte Herausforderung und das Wetter muss auch immer mitspielen.
Um das alles etwas mehr in den Blickpunkt zu rücken, ruft die Fachgruppe
Sternbedeckungen zunächst für das Jahr 2019 einen Wettbewerb aus. Die Beteiligung ist für alle offen. Monatlich im Voraus wird eine Liste von zu beobachtenden Ereignissen im VdS-Forum veröffentlicht! Auch alle weiteren Einzelheiten finden sich dann dort.
Auf der VdS-Frühjahrstagung in Würzburg 2020 werden wir die Auswertung vorstellen. Und natürlich gibt es Preisträger.
Geben wir uns einen Ruck!
VdS-Journal Nr. 68
102
VdS-Nostalgie
Ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 35
Unter dem Motto ,,Halbzeit" war es den Redakteuren Edgar Mädlow und Harro Zimmer in den VdS-Nachrichten vom Oktober 1968 einen Leitartikel wert, um über Erreichtes und Neues aus dem VdS-Leben auf fast fünf Seiten zu berichten. Vieles ist überholt, und so sind hier nur jene Ausschnitte wiedergegeben, die damals das gesamte Bild des VdS-Nachrichtenblattes revolutionierten. Zum ersten Mal wird die Redaktion nicht mehr nur von altbewährten Mitgliedern gebildet, sondern Edgar Mädlow führt junge Leute an diese verantwortungsvolle Aufgabe heran und bildet ein Redaktions-Team. Lesen Sie selbst ... 1968 ... Zeitkolorit pur ...
VdS-Journal Nr. 68
VdS-Nachrichten
103
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr.
20990 20991 20992 20993 20994 20995 20996 20997 20998 20999 21001 21002 21003 21004
Name
Vorname
Meyer
Dietrich
Sternwarte Südheide e.V.
Heffels
Peter
Haase
Jörg
Eitel
Manfred
Reim
Jürgen
Egle
Wilhelm
Hoffmann
Michael
Loebel
Eckhard
Grabka
Jürgen
Gemander
Reinhard
Tomczak
Jörg
Biel-Nielsen
Thomas
Fuschtei
Monika
Mitgl.-Nr.
21005 21006 21007 21008 21009 21010 21011 21012 21013 21014 21015 21017 21018
Name
Gülzow Kappesser Dr. Müksch Dörfeldt Riemer Bonck Eisenschmidt Grühser Siebold Müller Althoff Imling Neuberger
Vorname
Arthur Artur Michaela Christiane Bernd Jürgen Thorsten Torsten Jochen Thomas Manfred Gerhard Leonhard Theo
VdS-Journal Nr. 68
104
VdS vor Ort/Tagungsberichte
Astro-Workshop 2018
Weyregg am Attersee
von Peter Riepe
Der Astronomische Arbeitskreis Salzkammergut (AAS), Betreiber der Sternwarte Gahberg, führte auch 2018 wieder erfolgreich den traditionellen AstroWorkshop durch. Tagungsort war der bewährte Gasthof Hotel Bramosen in Weyregg am schönen Attersee. Bereits am Vorabend (27. April) trafen sich einige Teilnehmer, um Erfahrungen zum Thema ,,PixInsight" (Bildbearbeitung) auszutauschen. Später ging es dann zur Sternwarte, um Mond und Planeten zu beobachten.
Das Workshop-Programm am 28. April war reichhaltig und interessant. Vorweg: auch seitens der Fachgruppe Astrofotografie waren zahlreiche Mitglieder an-
gereist, denn der Workshop ist stets eine ideale Gelegenheit für astrofotografische Themen in netter und kompetenter Runde. Pünktlich um 9 Uhr begrüßte Erwin Filimon die Teilnehmer und eröffnete den Workshop. Dann berichtete er über Neues beim AAS. Bernhard Hubl schloss sich an und gab eine Vorschau auf die CEDIC 2019. Wie schon bei den letzten Malen durfte ein kurzer Bericht zum aktualisierten CCD-Guide 2018 nicht fehlen. Danach stellte Hannes Schachtner die Frage: ,,Wo ist Norden und was hat das mit der SoFi zu tun?" Der Vortrag drehte sich um die Sonnenfinsternis von 2017, erlebt in den USA. Nach einer Kaffeepause gab Dieter Retzl einen spannenden und umfassenden Überblick zur
2 Mattias Kronberger, selbst Entdecker zahlreicher Deep-Sky-Objekte, bei seinem
Vortrag (Bild: Wolfgang Vogel)
VdS-Journal Nr. 68
1 Die Teilnehmer am Astro-Workshop
2018 (Bild: Wolfgang Vogel)
Entwicklung der Planetenfotografie. Ein Ausblick auf Mars 2018 durfte natürlich nicht fehlen. Oliver Schneider berichtete über neue Wege bei der Steuerung von astronomischen Geräten.
In der Mittagspause gab es ein warmes Buffet - wie immer hervorragend, und bei herrlichem Wetter traf man sich draußen auf der Terrasse. Während dessen bestand Gelegenheit, die Verkaufsausstellung zu besuchen. Verschiedene Astro-Händler waren mit ihren Produkten präsent und gewährten hier und da ,,Workshop-Vorzugspreise". Das Beisammensein wurde dann für das obligatorische Gruppenfoto genutzt (Abb. 1).
Franz Klauser stellte im weiteren Verlauf Kataloge für Galaxienhaufen vor, unter anderem von Abell, Arp und Hickson. Und dann folgte ein unerwarteter Referent: Uwe Glahn, vielen vom ehemaligen Deep-Sky-Treffen in Bebra bekannt, fand den Weg zum Workshop, um über visuelle Beobachtungen am Gamsberg vorzutragen. Peter Riepe stellte danach neue Wege für die Identifikation fotografierter HII-Regionen vor.
Nach der nachmittäglichen Kaffeepause brachte Michael Jäger ein beeindruckendes Highlight: Kometenanimationen - ein ungewöhnlicher Blick auf alte und neue Aufnahmen. Matthias Kronberger von den bekannten ,,Deep Sky Hunters"
VdS vor Ort/Tagungsberichte
105
berichtete über ,,Verborgene Schätze - Entdeckungen von Sternhaufen und Nebeln durch Amateurastronomen" (Abb. 2). Zum Schluss führte Christoph Kaltseis vor, wie man Bilder optimal vergrößert oder verkleinert, einschließlich etwas Theorie zur Pixelinterpolation.
Das gemeinsame Abendessen im Gasthof Bramosen war für die Teilnehmer wieder eine schöne Gelegenheit, mit anderen Sternfreunden ins Gespräch zu kommen. Später stand erneut der Besuch der Sternwarte auf dem 860 m hohen Gahberg an. Nicht nur für astronomisches und optisches Erleben war gesorgt, auch fürs leibliche Wohl mit Kaffee und Kuchen (auch ein Bierchen durfte nicht fehlen ...). Und wie nicht anders zu erwarten, wurde auch fleißig beobachtet (Abb. 3).
Am Sonntagmorgen trafen sich verschiedene Kollegen zum CCD-Guide User Meeting (man liebt die Anglizismen ...). Bernhard Hubl führte durch die Sitzung. Dabei ging es in erster Linie um den Austausch zwischen CCD-Guide-Anwendern und dem CCD-Guide-Team. Fragen, Wünsche und Ideen seitens der Anwender waren ausdrücklich erwünscht. Die Weiterentwicklung von CCD-Guide wurde ebenfalls diskutiert. So wurde der von Hartmut Bornemann entwickelte ,,Object Tracker" für den CCD-Guide 2019 vorgestellt, eine Software zur Beurteilung der Sichtbarkeit von Objekten. Manfred Wasshuber beschloss den Sonntag mit einem kleinen Workshop zur Bildbearbeitung einschließlich Vortrag und Live-Demo. Was viele Astrofotografen interessierte: Schmalbandaufnahmen in der Hubble-Palette - kein simples Thema!
Als regelmäßiger Workshop-Besucher kann ich wieder nur darauf hinweisen, wie gleichermaßen informativ und freundschaftlich der Austausch mit den österreichischen Kollegen ist! Mehr als 100 Teilnehmer waren angereist, alle waren rundherum zufrieden. Letztlich geht es ja nicht nur um Astrofotografie, auch die persönlichen Beziehungen werden gepflegt - das ist erheblich mehr als nur der anonyme Austausch über Mailinglisten und Foren! Deshalb an dieser Stelle ein großes Kompliment sowohl an das Workshop-Team (Abb. 4) als auch an die zahlreichen AAS-Mitglieder, die für ein gutes Gelingen mitgesorgt hatten. Und so warten wir schon jetzt gespannt auf den Workshop 2019!
Sollten Fragen zum Workshop bestehen, so ist Harald Strauß der offizielle Ansprechpartner: h.strauss@aon.at
3 Beobachtungen an der Sternwarte Gahberg (Bild: Wolfgang Vogel)
4 Das ,,Workshop-Trio" von links: Harald Strauß, Erwin Filimon und
Bernhard Hubl (Bild: Peter Riepe) VdS-Journal Nr. 68
106
Zum Nachdenken
Leben im All
von Hans Merkl
Zum Thema von Dr. Eversberg ,,Leben im All" in den Zeitschriften VdS-Journal für Astronomie Nr. 64 und 65 fiel mir aufgrund einer TV-Sendung auch ein kleiner Beitrag ein:
Zufällig hat in der Woche nach Ostern 2018 der TV-Kanal ARD-alpha jeden Tag von 19:15 - 19:30 Uhr einen Beitrag zum Thema Außerirdische gesendet. Es waren natürlich zum Teil alte Beiträge von Professor Dr. Harald Lesch von der TU München. Dabei gefiel mir vor allem der letzte Beitrag zum Thema. Prof. Lesch kam wie auch Dr. Eversberg zu dem Ergebnis, dass es intelligentes Leben in unserer näheren kosmischen Umgebung wohl nicht gibt.
Er erklärte, zirka 80 % aller Sterne im näheren Umkreis sind rote Zwerge. Sie leben zwar wesentlich länger als Sterne von Sonnengröße, neigen aber zu plötzlichen Ausbrüchen. Außerdem sind Planeten in ihrer habitablen Zone so nahe am Stern, dass sie, wie unser Mond zur Erde, eine gebundene Rotation aufweisen. Das heißt, der Planet hat eine heiße Vorder- und eine eiskalte Rückseite. Laut Computersimulationen bedeutet dies, so Prof. Lesch, dass dadurch die Atmosphäre von der kalten Nachtseite auf die heiße Vorderseite strömt und dort in den Weltraum verdampft. Nun könnte man natürlich das Computerergebnis anzweifeln, denn auch bei der Venus zeigt aufgrund ihrer langsamen Rotation eine Seite immer sehr lange in Richtung Sonne. Sie hat auch kein schützendes Magnetfeld und trotzdem eine sehr dichte Atmosphäre.
Die großen, heißen Sterne, die Oberflächentemperaturen von 30 bis 40 Tausend Grad Celsius aufweisen sind für Leben auch schlecht geeignet. Abgesehen von ihrer kurzen Lebensdauer bombardieren sie ihre Umgebung mit lebensfeindlicher Ultraviolett- und Röntgenstrahlung.
Bleiben für intelligentes Leben also nur noch Sterne wie unsere Sonne? Aber Prof. Lesch meinte, diese G-Sterne kommen meistens als 2- oder 3-fach-Systeme vor. Für lebensfreundliche Planeten auch schlechte Bedingungen.
VdS-Journal Nr. 68
Nun bin ich aber der Meinung, dass für Leben vielleicht gar kein naher Stern erforderlich ist. Nehmen wir einmal an, es gibt diesen 9. Planeten weit außerhalb von Pluto, von dem die Astronomen träumen. Es dürfte natürlich kein Gasplanet wie Neptun oder Uranus sein. Wenn der Steinplanet groß genug ist, so dass er innere Wärmequellen (Vulkanismus) aufweist und Wasser vorhanden ist, warum sollte da kein Leben entstehen können? Natürlich bräuchte er auch eine wärmende und schützende Atmosphäre. Leben sähe da natürlich ganz anders aus, da als Energiequelle kein Sonnenlicht vorhanden ist. Auf so einen Planeten, der durch keine Asteroiden- und Kometeneinschläge Rückschläge für die Entwicklung von Leben hinnehmen müsste, könnte also Leben schon seit mehreren Milliarden von Jahren existieren. Aufgrund seiner Größe und damit starken Gravitation dürfte es auch keine solchen Monsterwesen wie unsere Dinos dort gegeben haben.
Dieser 9. Planet ist aber wahrscheinlich auch nicht in der protoplanetaren Staubund Gasscheibe unserer Sonne entstanden. Vermutlich handelt es sich dabei um einen so genannten Freiläufer, den die Sonne irgendwann eingefangen hat. Dadurch umkreist er unser Planetensystem auch in einer großen elliptischen Bahn.
Für Alienfans ist durchaus denkbar, dass von dort ab und zu ein paar intelligente Wesen auf unsere Erde kommen könnten. Die Entfernung ist nicht extrem
groß. Durch seine elliptische Bahn gäbe es auch immer wieder günstige Zeitabschnitte, in der die Entfernung zur Erde für einen Besuch günstig wäre. Natürlich wären uns diese Wesen technisch weit voraus, denn mit einer Raketentechnik, mit der wir Menschen Raumfahrt betreiben, ist der Weltraum nicht zu erobern.
Ich wundere mich immer, wenn im ,,Fernsehen" Wissenschaftler davon sprechen, um das Überleben der Menschheit zu gewährleisten, müssten wir ins All auswandern. Dass sogar der kürzlich verstorbene, bekannte englische Physiker Stephen Hawking diese Idee vertrat, finde ich ungewöhnlich. Als Astrophysiker müsste er die riesigen Entfernungen im All doch gekannt haben! Einer künstlichintelligenten Robotergeneration wird es auf dem Mars sicher gut gefallen. Keine Feuchtigkeit und kein Sauerstoff. Deshalb kein Rost und kühle Temperaturen. Die starke Strahlung dürfte ihnen auch nicht allzu große Probleme bereiten. Diese Maschinenwesen bräuchten keine Schutzanzüge, kein Trinkwasser, kein Essen, keine zwischenmenschlichen Beziehungen und hätten auch kein Heimweh zur Erde. Der ideale Ort für sie. Aber für uns Menschen ist weder der Mond noch der Mars ein erstrebenswerter Aufenthaltsort. Auf Exoplaneten auszuwandern ist reine Utopie.
Wir haben keine Alternative, darüber sollten wir uns im Klaren sein!
JETZT ZUM VORZUGSPREIS ABONNIEREN!
Nutzen Sie Ihre Vorteile als VdS-Mitglied!
UNSPLASH / DINO REICHMUTH (https://unsplash.com/photos/d6yDSisNi4w)
Das Magazin für Astronomie und Weltraumforschung!
www.sterne-und-weltraum.de
Ersparnis für VDS-Mitglieder: 12 x im Jahr Sterne und Weltraum für nur 69,40 (ermäßigt auf Nachweis 57,-) portofrei ins Haus. Sie sparen fast 20,- gegenüber dem Normalabopreis.
Bestellen Sie noch heute über die VDSGeschäftsstelle!
GROSSER BÄR
GIRAFFE
KASSIOPEIA
LÖWKLEIN E ER LÖWE
LUCHS
Capella
KREBS
Castor Pollux
FUHRMANN ZWILLINGE
Regulus
WASSERSCHLANGE Alphard
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. Januar 22 Uhr MEZ
KLEINER HUND
Procyon
Beteigeuze
Aldebaran ORION
EINHORN
Sirius
GROSSER HUND
Rigel HASE
SÜD
Mondphasen im Januar 2019
Algol PERSEUS
ANDROMEDA DREIECK
Plejaden
WIDDER
STIER
Uranus
PEGASUS
FISCHE Mars
WALFISCH
ERIDANUS
Mond nsternis
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)
Neumond 6.1.
Erstes Viertel 14.1.
Vollmond 21.1.
Letztes Viertel 27.1.
Planeten im Januar
Merkur bot Mitte Dezember 2018 eine Morgensichtbarkeit. Nun steht er mit der Sonne am Taghimmel und ist nachts nicht sichtbar.
Venus ist heller Morgenstern. Man findet sie vor Sonnenaufgang in südöstlicher Richtung. Am 22. überholt Venus den fernen Jupiter; am 31.1. schmückt die schmale Mondsichel das Planetenduo.
Mars ist ein Objekt des Abendhimmels, er zieht seine Bahn im Sternbild Fische. Mit nur noch 7 Durchmesser sieht er im Fernrohr ziemlich klein aus.
Jupiter taucht jetzt am Morgenhimmel auf. Am 22. zieht die hellere Venus an ihm vorbei und am 31. steht der abnehmende Mond zwischen Jupiter und Venus.
Saturn steht Anfang Januar in Sonnenrichtung, nachts ist er wie die Sonne unter dem Horizont.
Uranus kann man im Januar am Abendhimmel aufsuchen, auch wenn die beste Beobachtungszeit für diese Periode nun vorüber ist.
Neptun zieht sich vom Abendhimmel zurück. Ab Mitte Januar verblasst er in der Abenddämmerung.
Ereignisse im Januar
01. 21:10 R CMa Min. 6,3 mag, Abstieg von 5,7 mag in rd.1,5 h 01. 21:20 X Tri Min. 11,3 mag, rd. 1,5 h Abstieg v. 8,6 mag,
weitere Min. tägl. rd. 40 min früher 02. 06:30 Mond 4,0 Grad O Venus (-4,5 mag, 25,9'') 02. 7h Saturn in Konjunktion zur Sonne
02. 22:00 BM Ori (Trapez-Stern) Min. 8,7 mag, nach langsamem
Abstieg v. 7,9 mag
02. 22:30 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v.
6,2 mag
03. 4h Maximum Meteorschauer der Quadrantiden, 41 km/s,
bis 110/h
03. 06:20 Erde im Perihel
03. 7h Mond 2,5 Grad N Jupiter (-1,8 mag, 31,9'') u. 7,7 Grad N Stern
Antares ( Sco, 1,1 mag)
04. 22:41 Kleinplanet (548) Kressida (21,8 mag) bedeckt Stern
TYC 1341-1263-1 (7,8 mag, Sternbild Zwillinge) für
2,3 s, Helligkeitsabfall um 5,0 mag, Pfad von O- nach
N-Deutschld.
06. 02:28 Neumond, partielle Sonnenfinsternis, beobachtbar in
NO-Asien, N-Pazifik
06. 6h Venus (-4,4 mag, 24,7'') in größter westl. Elongation,
46 Grad 57'
08. 22:00 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v.
6,2 mag
09. 05:28 Mond erdfern, 29,4'
10. 23:10 R CMa Min. 6,3 mag, Abstieg v. 5,7 mag in rd. 1,5 h
12. 21h Mond 6,0 Grad S Mars (0,6 mag, 6,9'')
14. 07:46 Erstes Viertel
14. 21:20 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v.
6,2 mag
15. 06:30 Venus (-4,4 mag, 22,5'') 8,1 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
15. 20:30 BM Ori (Trapez-Stern) Min. 8,7 mag, nach langsamem
Abstieg v. 7,9 mag
15.
max. Libration im Mond-W
16. 06:04 Io vor Jupiter, ab 6:52 auch Io-Schatten
16. ab streifende Sternbedeckung d.d. Mond an SAO 93532
18:50 (6,7 mag), entlang Linie Allgäu - Ober-/Niederbayern -
Passau
17. 02h Mond 11 Grad W Aldebaran ( Tau, 1,0 mag) u. 9 Grad S
Plejaden
17. 18:33 Mond 58' N Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
18. 22:00 R CMa Minimum 6,3 mag, Abstieg von 5,7 mag in
rd.1,5 Std.
20. ab Mond bedeckt Geminorum (3,8 mag), Zeitpunkt
05:52 abh. v. Standort
20. 20:50 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v.
6,2 mag
20. 22:10 Algol ( Persei) Min. 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in
rd. 3 h
21. ab totale Mondfinsternis, Größe 1,201, Mitte 06:12,
03:35 Ende 08:50, in voller Länge beobachtbar in N- u.
W-Europa, N- u. S-Amerika
21. 06:16 Vollmond
21. 21h Mond erdnah, 33,4'
22. 7h Venus (-4,3 mag, 21,0'') zieht 2,4 Grad N an Jupiter
(-1,8 mag, 33,0'') vorbei
23. 04:53 Mond 1,7 Grad N Regulus ( Leo, 1,4 mag)
26. 06:30 Mond 11 Grad NW Spica ( Vir, 1,1 mag)
26. 20:50 R CMa Min. 6,3 mag, Abstieg v. 5,7 mag in rd.1,5 h
27. ab streifende Sternbedeckung d.d. Mond an SAO 139528
01:24 (7,2 mag), entlang Linie Rheinland-Pfalz - Südhessen -
Nord-Baden-Württemberg - Mitte Bayern - Passau
27. 03h Mond 7,6 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
27. 07:11 Ende Ganymed vor Jupiter
27. 22:10 Letztes Viertel
28.
max. Libration im Mond-O
30. 4h Merkur in Konjunktion mit der Sonne
30. 06:30 Mond 8 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
31. 06h Mond 5,3 Grad W Venus (-4,3 mag, 19,3'') u. 3,3 Grad NO
Jupiter (-1,9 mag, 33,6'')
VdS-Journal Nr. 68
JAGDHUNDE
GROSSER BÄR
GIRAFFE Capella
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
LUCHS Castor
Pollux
KREBS
FUHRMANN
ZWILLINGE
Aldebaran
Procyon
KLEINER HUND
Beteigeuze
ORION
SEXTANT
BECHER
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. Februar 22 Uhr MEZ
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS
EINHORN Sirius
HINTERDECK
GROSSER HUND
Rigel HASE
SÜD
Mondphasen im Februar 2019
PERSEUS Algol
ANDROMEDA DREIECK
STIER
WIDDER
FISCHE
Mars Uranus
WALFISCH
ERIDANUS
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
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]), Homepage der International Meteor Organization (IMO)
Neumond 4.2.
Erstes Viertel 12.2.
Vollmond 19.2.
Letztes Viertel 26.2.
Planeten im Februar
Merkur wird Ende Februar am westlichen Abendhimmel sichtbar. Am besten sieht man den sonnennächsten Planeten in den Tagen um den 25.2. gegen 19 Uhr.
Venus ist weiterhin Morgenstern, sie wird aber immer schlechter sichtbar. Am 18./19.2. zieht sie nah an Saturn vorbei.
Mars kämpft dagegen an, von der Sonne eingeholt zu werden. Noch immer ist der rote Planet am Abendhimmel zu finden. Am 12./13.2. passiert er Uranus.
Jupiter geht morgens früher auf und wird gleichzeitig etwas heller. Am 27.2. steht der abnehmende Mond bei ihm.
Saturn entfernt sich zunehmend von der Sonne und taucht in der zweiten Monatshälfte wieder am Morgenhimmel auf. Am 18./19.2. steht Venus nah beim Ringplaneten.
Uranus in den Fischen ist weiterhin Planet des Abendhimmels. Am 18./19.2. erleichtert die nahe Venus das Aufsuchen.
Neptun hat sich vom Abendhimmel zurückgezogen. Anfang März wird er mit der Sonne in Konjunktion stehen.
Ereignisse im Februar
01. ab Io vor Jupiter, bis 06:30 mit Io-Schatten 05:20
01. 23:30 X Tri Min. 11,3 mag, rd. 1,5 h Abstieg v. 8,6 mag, weitere Min. tägl. rd. 40 min früher
02. 06:01 Kleinplanet (260) Huberta (15,5 mag) bedeckt Stern HIP 78503 (9,7 mag, Sternbild Waage) für 3,4 s, Helligkeitsabfall um 5,8 mag, Pfad von O- nach N-Deutschld.
02. ab Mond bedeckt Saturn (0,6 mag, 15,2''), bis ca. 07:40, 06:32 tief am SO-Horizont, Zeitpunkte abh. v. Standort!
03. ab Ganymed-Schatten vor Jupiter, bis 07:14 05:13
04. 22:04 Neumond 05. 10h Mond erdfern, 29,4' 05. 23:22 Kleinplanet (34339) 2000 QH218 (17,5 mag) bedeckt
Stern Leonis (3,4 mag) für 1,4 s, Helligkeitsabfall um 14,1 mag, Pfad von Österreich über S-Deutschld. nach N-Schweiz 07. ab Europa vor Jupiter, bis 06:52 mit Europa-Schatten 06:38 10. 20h Mond 6,3 Grad S Mars (1,0 mag, 5,8'') 11. ab streifende Sternbedeckung d.d. Mond an SAO 110616 21:33 (7,4 mag), entlang Linie Aachen - Köln - Erfurt - Dresden - Görlitz 12. 19:30 Mars zieht 1,0 Grad NW an Uranus vorbei, Sternbild Fische/ Widder 12. 20:40 Algol ( Persei) Min. 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in rd. 3 h 12. 21:20 Kleinplanet (571) Dulcinea (14,9 mag) bedeckt Stern SAO 99020 (9,5 mag, Sternbild Löwe) für 1,0 s, Helligkeitsabfall um 5,4 mag, Pfad von O- nach W-Deutschld. 12. 23:26 Erstes Viertel
13.
max. Libration im Mond-W
13. ab Mond in den Hyaden, Sternbild Stier, bis Mond-
18h untergang
15. ab streifende Sternbedeckung d.d. Mond an SAO 94478
00:53 (6,2 mag), entlang Linie Rheinland-Pfalz - Südhessen
- Nord-Baden-Württemberg - Ingolstadt - Landshut
15. 18:15 Beginn Merkursichtbarkeit, bis ca. 05.03.
17. bis Ende Io vor Jupiter, bis 04:46 mit Io-Schatten
05:56
18. 06h Venus zieht 1,1 Grad N an Saturn vorbei
19. 06:30 Mond 6,5 Grad W Regulus ( Leo, 1,4 mag)
19. 10h Mond erdnah, 33,5'
19. 16:54 Vollmond
22. 01:58 Kleinplanet (623) Chimaera (14,0 mag) bedeckt Stern
SAO 117899 (9,8 mag, Sternbild Sextant) für 3,8 s,
Helligkeitsabfall um 4,2 mag, Pfad von O- nach
N-Deutschld.
23. 05:30 Mond 6,4 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
24. ab Io-Schatten vor Jupiter, bis 06:40, ab 5:41 mit Io
04:29
25.
max. Libration im Mond-O
26. 05:30 Mond 9,8 Grad NW Antares ( Sco, 1,1 mag) 26. 12:28 Letztes Viertel
27. 02h Merkur in größter Elongation Ost, 18 Grad , Abendsicht-
barkeit
27. 06h Mond 5,0 Grad NW Jupiter (-2,0 mag, 36,0'')
VVddSS--JJoouurrnnaall NNrr.. 6688
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
JAGDHUNDE
Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
Spica
SÜDOST
RABE
Sternkarte exakt gültig für 15. März 22 Uhr MEZ
BECHER
Mondphasen im März 2019
GROSSER BÄR
LUCHS
Capella FUHRMANN
Algol PERSEUS
Plejaden
KLEINER LÖWE
LÖWE
Regulus
Castor Pollux
KREBS
KLEINER HUND Procyon
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
KOMPASS HINTERDECK
SÜD
ZWILLINGE
Aldebaran
STIER
Beteigeuze
ORION
EINHORN
Rigel
ANUS ERID
Sirius
HASE
GROSSER D HUN
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 31.03.2019, 2:00 Uhr MEZ, bis 27.10.2019, 2:00 MEZ, eine Stunde zu den Zeitangaben addieren
Neumond 6.3.
Erstes Viertel 14.3.
Vollmond 21.3.
Letztes Viertel 28.3.
Planeten im März
Merkur ist in den ersten Märztagen noch am Abendhimmel zu sehen. Dann läuft er wieder auf die Sonne zu und verblasst in ihrem Glanz.
Venus strahlt am Morgenhimmel, zieht sich aber langsam zurück. Am 3.3. steht die dünne Mondsichel neben ihr
Mars ist weiterhin am Abendhimmel vertreten. Ende des Monats zieht er am Sternhaufen der Plejaden vorbei.
Jupiter wird zum Objekt der zweiten Nachthälfte. Am 27.3. besucht ihn der abnehmende Mond.
Saturn taucht zunehmend besser am Morgenhimmel auf. Am 29.3. weist der nahe Mond zum Ringplaneten.
Uranus verabschiedet sich vom Abendhimmel. Ende April wird er in Konjunktion mit der Sonne stehen.
Neptun nimmt seine diesjährige Konjunktionsstellung am 7. März ein - er steht zusammen mit der Sonne am Taghimmel.
Ereignisse im März
01. 06h Mond 6,3 Grad W Saturn (0,6 mag, 15,6'')
01. 20h Kleinplanet (433) Eros (10,3 mag) im Rosettennebel
NGC 2244, bis 3.3.
02. 06h Planetenkette am Morgenhimmel - Venus, Mond,
Saturn, Jupiter
02. 06:15 Mond 7,4 Grad W Venus (-4,1 mag, 15,4'') u. 5,6 Grad O Saturn,
tief
03. 06:15 Mond 4,2 Grad SO Venus (-4,1 mag, 15,4''), tief
04. bis Europa-Schatten vor Jupiter
03:48
04. ab Europa vor Jupiter, bis 06:16
03:53
04. bis Ganymed vor Jupiter
04:14
04. 12h Mond erdfern, 29,4'
06. 17:04 Neumond 07. 02h Neptun in Konjunktion mit der Sonne
11. bis Ganymed-Schatten vor Jupiter
03:07
11. ab Ganymed vor Jupiter
06:07
11. 20h Mond 6,0 Grad SO Mars (1,3 mag, 5,0'')
12. bis Io-Schatten vor Jupiter, ab 04:00 mit Io vor Jupiter
04:55
12. 22h Mond 7,9 Grad W Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
13.
max. Libration im Mond-W
13. 19h Mond 4,4 Grad O Aldebaran ( Tau, 1,0 mag) 13. 23:09 Kleinplanet (916) America (15,4 mag) bedeckt Stern
HIP 53812 (9,2 mag, Sternbild Löwe) für 2,3 s,
Helligkeitsabfall um 6,2 mag, Pfad von SW-Österreich
nach SW-Deutschld.
14. 11:27 Erstes Viertel 15. 03h Merkur in Konjunktion mit der Sonne
15. 21h Kleinplanet (6) Hebe (10,2 mag) 1,0 Grad SO Nebel
S254/257, Sternbild Orion
19. 03:25 Mond 1,6 Grad N Regulus ( Leo, 1,4 mag)
19. 21h Mond erdnah, 33,3'
20. 22:58 Sonne im Frühlingspunkt, Frühlingstag- und
-nachtgleiche
21. 02:43 Vollmond
22. 21:30 Mond 7,3 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
25.
max. Libration im Mond-O
26. 03:11 Mond 7,3 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
26. ab streifende Sternbedeckung d.d. Mond an SAO 160052
04:38 (5,5 mag), entlang Linie in SW-Baden-Württemberg
27. 3h Mond 1,1 Grad N Jupiter (-2,2 mag, 39,2'')
28. ab Io vor Jupiter, bis 04:25, bis 03:11 mit Io-Schatten
02:14
28. 05:10 Letztes Viertel
29. 5h Mond 54' SW Saturn (0,6 mag, 16,3''), Sternbild
Schütze
30.
Astronomietag
31. 02:00 Umstellung von MEZ auf Sommerzeit MESZ, Uhr um
1 Stunde vorstellen
VdS-Journal Nr. 68
Vorschau 111