Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 70
SONSTIGES/VDS
1 Editorial (Vorstand)
4 Bericht aus dem Vorstand (Gallus Astrid)
4 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! (VdS-Geschäftsstelle)
5 Ehrung für Otto Guthier (Melchert Sven)
SPT
6 Planetentiefstand 2018 (Kai-Oliver Detken)
6 Ergebnisse der Mars-Opposition 2018 (Melchert Sven)
10 Mars-Opposition 2018 - visuell beobachtet (Robert Korn)
12 Visuelle Beobachtung des Staubsturms (Pilz Uwe)
13 Klimawandel auch auf dem Mars? (Winfried Kräling)
16 Marsbeobachtung im Sommer 2018 (Winfried Kräling)
19 Marsbeobachtung auf dem Stadtbalkon (Melchert Sven)
22 Fotometrie des Mars im Jahr 2018 ("Elmar Schmidt, Andreas Möller")
25 Meine Mars-Opposition 2018 (Celnik Werner E.)
31 Mars 2018 - leider nur suboptimal (Bernd Flach-Wilken)
33 Der staubige Mars über Namibia ("Bernd Gährken Sebastian Voltmer")
SONSTIGES/VDS
37 Impressum (VdS-Geschäftsstelle)
SPT
38 Mars-Opposition 2018 - Einzelaufnahmen (Diverse)
40 Mars 2018 - ein zeitlicher Vergleich ("WEC, Robert Reitsam, Torsten Hansen, Sebastian Voltmer")
KINDERSEITE
41 Klein, Rot, Stürmisch - Der Mars (Hansjörg Schütz)
41 Einführung (Katja Schuller)
42 Mars und Erde - ein kosmischer Wettlauf (Gerhard Wagner)
43 Auf die Plätze, fertig, los! - Erde und Mars laufen um die Wette! (Joachim Klugmann)
44 Gibt es Leben auf dem Mars? (Tim S. Holderer)
45 Kreuzworträtsel (Tim S. Holderer)
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
46 Sensitivitätsanalyse einer (einarmigen) tangentialen Barndoor- Montierung (Benjamin Ohnmacht)
KINDERSEITE
46 Wahr/Falsch-Aussagen-Rätsel (Stefanie Bönisch-Alert)
48 Lösungen der Rätsel ("Tim S. Holderer, Stefanie Bönisch-Alert")
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
49 Nächster Halt: Vixen-Motor (Dietmar Henß)
51 Selbstbau eines kleinen Refraktors (Robert Zebahl)
ASTROFOTOGRAFIE
53 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
53 Das Astrofoto des Jahres 2018 (Thorsten Zilch)
56 Horizontnahe Deep-Sky-Fotografie (Reiner Guse)
59 Ein Supernovaüberrest im Schwan (Hans Jürgen Mayer)
62 IC 10 - grenzwertig? (Wilfried Wacker)
SONSTIGES/VDS
65 Ausschreibung der Reiff-Förderpreise 2019 (Carolin Liefke)
ASTRONOMISCHE VEREINIGUNGEN
66 Jugendarbeit: Lernen mit Begeisterung (Rusbeh Nawab)
68 Eröffnung Sternenpark Winklmoos-Alm (Tom Hilger)
70 Ein Besuch in der Münchener Volkssternwarte (Luca Schmidt)
72 Der Planetenweg als Eingang zur astronomischen Bildung (Hermelingmeier Hubert)
ASTROPHYSIK & ALGORITHMEN
75 Einführung in die Kartenprojektionen (Pilz Uwe)
SONSTIGES/VDS
77 Inserentenverzeichnis (VdS-Geschäftsstelle)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
78 Refraktionseffekte an der Sonne auf dem Fichtelberg im Erzgebirge (Teil 2) (Claudia und Wolgang Hinz)
82 Das 16. Treffen der AKM-Himmelsbeobachter 2018 (Elmar Schmidt)
DEEP SKY
86 Beobachtungen im April 2018 (10 Zoll) (Mathias Sawo)
88 Skyguide 2019 - 2 (Sommer) ("Robert Zebahl, Rene Merting")
GESCHICHTE
92 Mondreisen von der Antike bis Apollo (Arnold Sitte)
92 Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
KLEINE PLANETEN
98 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
99 Asteroid (433) Eros begegnet sich selbst (Manfred Simon)
102 Kosmische Begegnungen ("Klaus Hohmann, Wolfgang Ries")
KOMETEN
104 Auffallende Kometen des vierten Quartals 2018 (Pilz Uwe)
MOND
106 Die totale Mondfinsternis vom 21. Januar 2019 (Riepe Peter)
120 Der lunare Meteoriteneinschlag vom 21. Januar 2019 (Riepe Peter)
122 Wie kann man Kinder und Jugendliche nachhaltig für die Astronomie begeistern? ("Hubert Hermelingmeier, Meinolf Bathe")
PLANETEN
124 Tief im Süden: Saturnbeobachtungen 2018 (Melchert Sven)
RADIOASTRONOMIE
126 Radioausbrüche der Sonne zu Ostern 2018 (Jochen Pleßmann)
SPEKTROSKOPIE
127 Spektroskopie von Galaxien (Teil 2) (Michael König)
131 Das ganze Spektrum in einem Schuss (Eversberg Thomas)
STERNBEDECKUNGEN
135 Nicht nur eine totale Mondfinsternis ("Bernd Gährken, Sebastian Voltmer")
135 Die Fachgruppe Sternbedeckungen aktuell (Eberhard H.R. Bredner)
139 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2019 (Riedel Eberhard)
VERäNDERLICHE STERNE
142 DSLR-Fotometrie an Vergleichssternen im Feld VV Cephei (Wolfgang Quester)
145 Ausbruch der Zwergnova EG Cancri im Herbst 2018 und ein historischer Rückblick (Wenzel Klaus)
147 4. Europäisches Veränderlichen-Treffen 2019 (EVS 2019) (Bannuscher Dietmar)
148 BAV-Beobachtungs- und Urlaubswoche 2019 (Bannuscher Dietmar)
NACHRICHTEN
148 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
149 Einladung zur 34. VdS-Tagung und VdS-Mitgliederversammlung (Melchert Sven)
VDS VOR ORT
150 Mein astronomisches Leben (Michaela C. Müksch)
ZUM NACHDENKEN
153 Nachwuchsprobleme (Eversberg Thomas)
SERVICE
154 Himmelsvorschau Juli - September 2019 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
SONSTIGES/VDS
157 On the Moon again (Eberhard Bredner)
REZENSION
157 Tishtrya - Portrait des hellsten Sterns (Gallus Astrid)
VORSCHAU
158 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Juli bis Oktober 2019 (WEC)
Textinhalt des Journals 70
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Nach Redaktionsschluss
Bericht aus dem Vorstand
von Astrid Gallus, Schriftführerin im VdS-Vorstand
Auch die letzte Vorstandssitzung der VdS Ende April 2019 war geprägt von den vielen neuen Aktivitäten und Anstößen, die der Vorstand inzwischen auf den Weg gebracht hat.
Mitgliederumfrage Die Resonanz auf die Mitgliederumfrage war erfreulich hoch und wurde von Torsten Güths in einer ersten Auswertung vorgestellt. Schon jetzt kann gesagt werden, dass diese Umfrage für die zukünftige Ausrichtung der VdS von sehr hohem Wert ist. Als eines der Highlights wurde das VdS-Journal besonders positiv bewertet - sowohl vom Aufbau als auch von der Gestaltung her; insbesondere wurde die reiche Themenvielfalt, die ausschließlich von Amateuren stammt, gelobt. Einen ausführlichen Bericht zu der Mitgliederumfrage wird es im Journal nach der Mitgliederversammlung geben.
Jugendworkshop am 5.10.2019 in Frankfurt am Main Die VdS-Mitgliederumfrage war auch wegen Nachwuchssorgen ins Leben gerufen worden: Nicht nur die VdS ist in ihrem Mitgliederstamm überaltert, auch viele AstronomieVereine klagen über mangelndes Interesse/ Nachfrage durch Jugendliche. Schätzungsweise ähnlich wird es vielen Mitgliedervereinen der VdS ergehen. Die FG AV (Fachgruppe Astronomische Vereinigungen) unter der Leitung von Dr. Rolando Dölling und Michael Schomann organisiert derzeit zu diesem Thema einen Innovationsworkshop ,,Jugendliche in der Astronomie", der am 5.10.2019 in Frankfurt/Main in den Räumen des Physikalischen Instituts stattfinden wird. Der Workshop wird allerdings nur dann brauchbare Ergebnisse liefern können, falls genügend Jugendliche daran teilnehmen. Daher bitten wir an dieser Stelle explizit auch alle Mitgliedsvereine um ihre Teilnahme.
Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 71 ,,Radioastronomie" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Beobachten mit kleiner Öffnung" in Journal Nr. 72 Redaktionsschluss: 01.08.2019 Redakteur: Uwe Pilz, redaktion-kometen@vds-astro.de
,,Automatisierte und Remote-Beobachtungen" in Journal Nr. 73 Redaktionsschluss: 01.11.2019 Redakteur: Andreas Berger, redaktion-selbstbau@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-FachgruppenRedakteure) oder an die VdS-Geschäftsstelle (Mail/Postadresse) geschickt werden. Vorher empfehlen wir, als Hilfestellung die Autorenhinweise zu nutzen (siehe 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
Hochschulprojekt Ein weiteres Projekt des neuen Vorstands im Zusammenhang mit der Zukunftsplanung der VdS und der Astronomie in Deutschland ist die Zusammenarbeit mit der Hochschule Wiesbaden unter der Leitung von Professor Kochhan. Unser Vorstandsmitglied und Schatzmeister Dr. Andreas Klug hat den Professor für ein neutrales und marktorientiertes Forschungsprojekt gewinnen können. Es wird sehr interessant zu sehen sein, was die Studenten (jung und astronomisch völlig unerfahren) hier herausfinden und herausarbeiten werden.
Einsteigerbrevier Der neue Vorstand der VdS hatte bereits in seiner ersten Sitzung beschlossen, die Neulinge und Einsteiger in unser schönes Hobby näher zu begleiten; ein erster Schritt ist nun ein Einsteigerbrevier, das von unserem Vorstandsmitglied Torsten Güths Ende April abgeschlossen und vorgelegt wurde. Derzeit wird es vom Vorstand Korrektur gelesen. Es soll zur Mitgliederversammlung der VdS im Oktober 2019 in gebundener Form vorgestellt werden. Zudem wird es Eingang auf die neue Webseite der VdS finden.
Webseite Die Umstellung der VdS-Webseite, die dann auch mobilfähig sein wird, soll bis zur Mitgliederversammlung im Oktober 2019 erfolgt sein; der Vorstand hat beschlossen, hierfür befristet eine professionelle Kraft einzustellen, weil allein mit ehrenamtlicher Tätigkeit der Termin nicht eingehalten werden kann.
Astronomietag 2019 und zukünftige AT Am Astronomietag 2019 haben in Deutschland und der Schweiz zusammen etwa 37.000 Teilnehmer mitgemacht, was nochmals eine kleine Steigerung gegenüber dem Vorjahr bedeutet. Eine zentrale Veranstaltung hat es hierzu in Fulda gegeben. Der nächste Termin steht ebenfalls bereits fest: 28.03.2020, das Thema lautet: ,,Venus
4 | Journal für Astronomie Nr. 70
Nach Redaktionsschluss
besucht das Siebengestirn". Zusätzlich ist für Oktober 2020 ein zweiter Termin ,,Die Lange Nacht des Roten Planeten" geplant, da viele Sternfreunde aus dem Norden um einen Termin im Herbst gebeten haben.
,,Astronomie - Das Magazin" Kai von Schauroth, Stefan Deiters und der Vorstand der VdS haben sich im Winter 2019 zwecks Auslotung einer Zusammenarbeit getroffen. Das neue Astronomiemagazin, welches Kai von Schauroth und Stefan Deiters dieses Jahr ins Leben geru-
fen haben, ist eine starke Bereicherung der Szene, und eine Zusammenarbeit erscheint uns sehr sinnvoll. Der Vorstand hat hierzu Dr. Dominik Elsässer und Dr. Carolin Liefke als Kontaktpersonen berufen. Wir freuen uns auf die Zusammenarbeit - es kann in Deutschland nicht genug für die Verbreitung der Astronomie getan werden und das sieht die VdS als eine ihrer vornehmlichen Aufgaben an.
Mitgliederversammlung am 19.10.2019 in Neunburg vorm Wald Der Vorstand hat seine Planung bezüglich der MV abgeschlossen. Es wird am Vorabend wieder das traditionelle gesellige Beisammensein geben, die Tagung selbst verspricht ein anspruchsvolles Programm. Es wird empfohlen, da Neunburg vorm Wald sich nicht gerade in zentraler Lage befindet, eine Übernachtung einzuplanen. Hinweise zur Mitgliederversammlung finden sie in diesem Heft auf Seite 149 und Aktuelles auf www.sternfreunde.de.
Ehrung für Otto Guthier
von Sven Melchert, VdS-Vorstand
Am 3. Mai 2019 wurde Otto Guthier, der langjährige Vorsitzende der Vereinigung der Sternfreunde e.V., für sein ehrenamtliches Engagement mit dem Bundesverdienstkreuz am Bande ausgezeichnet. Die Festveranstaltung fand im Schlossberg-Saal der Bergsträßer Winzer eG in Heppenheim statt. Landrat Christian Engelhardt überreichte dem Geehrten im Namen des Bundespräsidenten Frank-Walter Steinmeier den Verdienstorden der Bundesrepublik Deutschland.
,,Herr Guthier, Sie setzen sich unermüdlich für das Gemeinwohl in der Bundesrepublik Deutschland ein. Dafür sage ich Ihnen stellvertretend für alle Mitbürger vielen Dank.", schloss Landrat Engelhardt seine Laudatio. Zuvor würdigten Reinhard Antes, der Vorstandsvorsitzende der Bergsträßer Winzer eG, und Sven Melchert, der amtierende Vorsitzende der Vereinigung der Sternfreunde e.V., die Lebensleistung von Herrn Guthier.
Uns Sternfreunden ist Otto Guthier natürlich seit vielen Jahren ein Begriff. Von 1992 bis 2017 war er Vorsitzender der VdS, regelmäßig auf Tagungen und Messen präsent oder tauchte als Autor im VdS-Journal auf. Dazu kommen seine zahlreichen Beobachtungen und Fotografien von Kometen; in 49 Jahren hat er sage und schreibe 250 Kometen beobachtet. Nach 25 Jahren im Amt hatte Otto Guthier den Posten des Vorsitzenden an die nächste Generation weitergegeben, ist aber weiterhin Vorstandsmit-
glied der VdS und in der Redaktion des VdS-Journals aktiv.
In der 25-jährigen Amtszeit von Otto Guthier hat der Vorsitzende viel bewegt, wie Sven Melchert in seiner mit Augenzwinkern gehaltenen Rede den Zuhörern vortrug. Kaum im Amt, wurde 1992 die Zusammenarbeit mit der Volkssternwarte Kirchheim vereinbart - auch heute noch steht sie als Feriensternwarte zur Verfügung. 1995 folgte ein Brainstorming und als dessen wichtigstes Ergebnis 1997 die erste Ausgabe des ,,Journal für Astronomie" - die mittlerweile in vier Ausgaben pro Jahr erscheint. Seit 1999 werden mit der ,,VdS-Medaille" Amateurastronomen für ihre herausragenden Leistungen ausgezeichnet und seit 2003 ruft die VdS zum ,,Astronomietag" auf, dem sich jährlich über 200 Sternwarten, Planetarien und Vereine anschließen. Das wissen auch die Mitglieder der VdS zu schätzen, deren Anzahl sich in der Amtszeit von Otto Guthier von 3000 auf 4000 Mitglieder gesteigert hat.
Doch Otto Guthier war nicht nur für die VdS ehrenamtlich aktiv, auch wenn der Vorschlag zum Bundesverdienstkreuz aus den Reihen der Sternfreunde kam. Beruflich 26 Jahre lang Geschäftsführer der Bergsträßer Winzer eG, gilt er an der hessischen Bergstraße als ,,Allroundmann im Weinbau" - als ehrenamtlicher Vorsitzender des Weinbauverbandes Hessische Bergstraße und mit unzähligen Aktivitäten in der Region
1 Otto Guthier (rechts) wurde am 3. Mai
2019 mit dem Bundesverdienstkreuz am Bande ausgezeichnet; links Landrat Christian Engelhardt. Foto: Carolin Liefke.
verbindet man ihn in seiner Heimat mehr mit dem Wein als mit dem Universum. Dass der 2014 fertig gestellte Neubau der Winzer den Namen ,,Viniversum" trägt, wird elegant seinen beiden Leidenschaften gerecht.
Im VdS-Journal schrieb Otto Guthier beim Rückblick auf 40 Jahre Kometenbeobachtung einmal selbst: ,,Es gab so viele brillante Eindrücke und Momente, die sicherlich manchmal auch sehr glücklich waren. Aber es ist eben sehr wichtig, zur richtigen Zeit und im richtigen Moment am richtigen Platz zu sein."
Für die VdS war Otto Guthier 25 Jahre lang ganz genau am richtigen Platz. Wir gratulieren ihm daher von Herzen zum Bundesverdienstkreuz am Bande und wünschen ihm noch viele weitere Sternstunden in seinem Leben!
Journal für Astronomie Nr. 70 | 5
Ergebnisse der Mars-Opposition
Ergebnisse der Mars-Opposition 2018
von Sven Melchert
Als dieses Heft Anfang April 2019 erstellt wurde, war die Perihelopposition von Mars bereits über acht Monate vergangen. Der Durchmesser des Planeten betrug jetzt nur noch 4,5 Bogensekunden. Mit einer Helligkeit von 1,5 mag war Mars nicht mehr besonders auffällig, konnte aber immer noch am Abendhimmel gesehen werden. Wer sich vom Roten Planeten verabschieden mag, hat dafür noch etwas Zeit; erst am 2. September kommt unser äußerer Nachbarplanet in Konjunktion mit der Sonne. Ab November wird Mars wieder am Morgenhimmel auftauchen und uns im Oktober 2020 die nächste Oppositionsstellung bescheren; ab Juni 2020 wird Mars größer als 10 Bogensekunden sein, ab dann sind Beobachtungen wieder sinnvoll.
Aber warum sollte man Mars eigentlich beobachten? Macht das denn heutzutage noch Sinn, schließlich wird der Planet schon länger von Satelliten und Sonden erforscht? Ist das reiner Zeitvertreib von Hobbyastronomen ohne weiteren Wert? In den Internetforen geht es meist um technische Fragen: Welche Kamera ist die richtige, wie lange muss man belichten, mit welcher ,,Framerate", was ist an der einen Software besser als an
der anderen, wie schärft man am besten und, vor allem, warum ist mein Bild nicht so schön wie das der anderen?
In unserem Schwerpunktthema kommen auch einige schöne und besonders detailreiche Aufnahmen vor. Selbstverständlich werden technische Angaben zu den Bildern und Zeichnungen gemacht. Doch das vielleicht Spannendste an den Artikeln ist nicht, wie Mars beobachtet wurde, sondern was auf ihm zu sehen war. Und das war eine Menge: von Erwartbarem wie dem Abschmelzen der Polkappe bis zu Überraschendem wie einem globalen Staubsturm, nach dessen Verschwinden ehemals dunkle Gebiete auf der Oberfläche plötzlich hell erschienen. Diese Opposition war für mich persönlich die erste seit 1988. Fast 30 Jahre lang hatte ich Mars als ,,langweilig" und schwierig zu beobachten eingruppiert. Was für ein Irrtum! Der Reichtum an Beobachtungserlebnissen und neuen Erfahrungen hat mich sehr erstaunt.
Noch mehr taten das die zahlreichen Beiträge in diesem Heft, für die ich mich im Namen der Redaktion bei allen Autoren sehr herzlich bedanken möchte!
Planetentiefstand 2018
- Besondere Herausforderungen bei der Beobachtung der Mars-Opposition
von Kai-Oliver Detken
1 Atmosphärische Dispersion bei
unterschiedlichen Zenitdistanzen Z des Objekts [1]
In diesem Jahr war es wieder einmal so weit: Unser Nachbarplanet Mars kam am 27. Juli in Opposition zur Sonne. Dieses Ereignis kommt zwar alle zwei Jahre vor, doch dieses Mal gab es zwei Besonderheiten: Zum einen fand gleichzeitig eine Mondfinsternis statt und zum anderen kam Mars der Erde seit 2003 nicht mehr so nah. Er näherte sich uns bis auf ca. 57 Mio. km, wodurch Mars auf halbe Jupitergröße anwuchs und die Helligkeit aller Planeten am Himmel übertraf. Auf solch ein Ereignis freuen sich Planetenbeobachter, da dann wesentlich mehr Details als in anderen Jahren erkennbar sind. Aber auch hierzu gab es wieder zwei Besonderheiten zu beachten: Mars stand von Deutschland aus gesehen tief am Sommerhimmel und just zur Oppositionsphase ereignete sich dort
ein großer Sandsturm, der alle Oberflächendetails verdeckte. Man konnte also durchaus von erschwerten Bedingungen für Planetenbeobachter sprechen.
Mars umkreist die Sonne einmal in 687 Tagen, was etwa zwei Jahren entspricht. Daher findet eine Opposition, wenn Mars in einer Linie mit Erde und Sonne steht, nur alle zwei Jahre statt. Zeitnah zur Opposition eines Himmelskörpers in Bezug auf die Sonne wird der geringste Erdabstand erreicht, weshalb man in dieser Zeit die meisten Details auf den Planetenoberflächen erkennen kann. Da Mars nicht auf einer kreisförmigen, sondern recht elliptischen Bahn um die Sonne läuft, beträgt seine Entfernung zur Erde während der Opposition zwischen
6 | Journal für Astronomie Nr. 70
Ergebnisse der Mars-Opposition
55 Mio. und 101 Mio. Kilometer. An diesen Zahlen kann man gut erkennen, dass in diesem Jahr fast der kleinste Abstand erreicht wurde; erst im Jahr 2035 wird Mars uns noch etwas näher kommen.
2 Die ADC-Tuning-Funktion in
FireCapture
Von der Nordhalbkugel der Erde aus gesehen fand die Opposition Ende Juli unterhalb des Himmelsäquators statt, für Beobachter in Deutschland stieg Mars nur rund 15 Grad über den Horizont. Das war für manche Planetenbeobachter ein Grund, in südlichere Gefilde wie Namibia oder La Palma auszuweichen. Bei geringer Höhe wird die Planetenbeobachtung abgesehen vom schlechten Seeing zusätzlich noch stark durch die atmosphärische Dispersion beeinflusst, denn das Licht muss sich
durch mehrere Luftschichten hindurch seinen Weg zum Beobachter bahnen und wird dabei mehrfach gebrochen. Diese Brechung des Lichts führt zu einer ähnlichen Farbaufspaltung wie bei einem Pris-
29. Juni
14. Juli
27. Juli
3 Marsaufnahmen bis zur Opposition aus Norddeutschland. Teleskop: Celestron C11 SC
XLT, Montierung: iOptron CEM60 (parallaktisch), Brennweite: 2.800 mm, Öffnungsverhältnis: 1/10, Kamera: ZWOptical ASI 183MCpro, Filter: ProPlanet 807 IR-Passfilter und L-Filter (Typ II C) von Astronomik, Korrektor: ZWOptical Atmospheric Dispersion Corrector (ADC), Belichtung pro Bild: 2,11 ms (RGB)
08. September
08. September
10. September
4 Marsaufnahmen nach der Opposition auf La Palma. Astro-Physics 175 mm Starfire EDF,
dreilinsiger Refraktor, und Celestron C14 SC XLT (D = 356 mm, f = 3.910 mm). Barlow-Linse: Baader-Fluorit-Flatfield-Converter (FFC), 3-fach, Öffnungsverhältnis: 1/24 und 1/11, Kamera: ZWOptical ASI 224MC und ZWOptical ASI 174MM, Filter: RGB-Filter (Typ II C) von Astronomik, Belichtung pro Bild: 7,14 ms (R), 12,36 ms (G), 22,64 ms (B) und 0,6 ms (RGB). Montierung: 10Micron GM3000 HPS
ma. Die Abbildung 1 zeigt diesen Effekt für drei verschiedene Wellenlängen. Daher gestalten sich Beobachtungen oder Fotografien von Objekten in Horizontnähe oftmals schwierig. Trotzdem ist eine Beobachtung möglich, wenn man einen so genannten ,,Atmospheric Dispersion Corrector" (ADC) verwendet. Dieser enthält Geradsichtprismen nach Amici. Giovanni Battista Amici war ein italienischer Hersteller von optischen Instrumenten in herausragender Qualität, die eine weite Verbreitung u.a. in der Astronomie fanden. Durch gegenseitiges Verdrehen der Geradsichtprismen lässt sich die Dispersionswirkung der Atmosphäre kompensieren. Mit Hilfe von zwei Hebeln werden die Prismen dabei so lange verdreht, bis die Farbsäume am Planetenscheibchen stark reduziert werden oder gar komplett verschwinden. Zusätzlich steigen dadurch Kontrast und Schärfe an. Besonders gut kann man den Effekt auch an den Wolkenbändern von Jupiter sehen. Zur Mars-Beobachtung wurde die ADC-Justierhilfe der Software FireCapture [2] eingesetzt. Der ADC sitzt dabei direkt im Okularauszug vor der Planetenkamera. Der Planet wird so gut wie möglich fokussiert und danach die ADC-Tuning-Funktion beim Live-ViewBild eingeschaltet. Oben links erscheinen drei verschiedene Farbkreise (s. Abb. 2), die deckungsgleich übereinander liegen sollten, wenn man die Dispersion komplett kompensieren möchte. Das gelingt aber nicht in jeder Teleskoplage, weshalb der ADC auch einmal komplett gedreht werden sollte. Diese Funktion von FireCapture kann wirklich empfohlen werden.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 7
Ergebnisse der Mars-Opposition
Da ich auch mit einer kleinen astronomischen Fotogruppe auf La Palma bei der Astrofarm ATHOS [3] zu Besuch war, konnte Mars dieses Jahr sowohl in der norddeutschen Tiefebene zur Oppositionszeit als auch Anfang September wesentlich südlicher beobachtet und aufgenommen werden. Dabei gestalteten sich die Aufnahmen zu Hause erst einmal schwierig. Mars konnte man aufgrund seiner Höhe erst ab einer Zeit weit nach Mitternacht aufnehmen, da er dann an den Bäumen des Nachbargrundstücks vorbeigelaufen war. Zudem musste ich mein Equipment (ein Schmidt-Cassegrain-Teleskop vom Typ Celestron 11 und eine CEM60-Montierung von iOptron) auf meinen Balkon schleppen, um eine bessere Sicht zu haben. Das setzte gutes Wetter und das Verständnis meiner Frau voraus, da dieser Bereich nur vom Schlafzimmer aus erreicht werden kann. Über schönes Wetter konnte man sich in diesem Sommer durchweg nicht beklagen, so dass das Teleskop teilweise eine Woche am Stück aufgebaut blieb.
Mittels des ADC-Korrektors von ZWOptical wurde dann immer wieder experimentiert. Es dauerte dabei etwas, bis ich den Bogen raus hatte. Denn neben der korrekten Einstellung am Planeten stellte sich ein weiteres Problem ein: ein Sandsturm hatte die Marsoberfläche ergriffen und gab keine Konturen mehr frei, wodurch das Fokussieren und die ADC-Justierung nicht einfacher wurde. Trotzdem wurde Mars immer wieder ins Visier genommen, in der Hoffnung, dass sich die Lage auf der Oberfläche wieder bessern würde. Zusätzlich wurden eine Schwarzweißkamera ASI 178MM mit Filterrad und die gekühlte Farbkamera ASI 183MCpro getestet. Nach einigen Versuchen wurde dann nur noch die Farbkamera verwendet, die fast die gleichen Ergebnisse brachte wie die monochrome Variante. Dadurch konnten längere Sequenzen aufgenommen und später ausgewertet werden. Auch die Datenmenge wurde entsprechend geringer. Beide Kameras besitzen übrigens die gleiche Pixelgröße (2,4 m), so dass in beiden Fällen keine Barlowlinse eingesetzt werden musste. Die Abbildung
3 zeigt die Ergebnisse eines Monats vom 29. Juni bis zum 27. Juli. Hieran kann man sehen, dass Mars innerhalb des Monats zur Opposition kräftig an Größe gewann. Zudem wurden zunehmend Oberflächendetails sichtbar, wie die Aufnahme aus der Oppositionsnacht zeigt. Hier ließen sich der Südpol und Mare-Bereiche immerhin erahnen. Optimal waren die Ergebnisse trotzdem noch nicht.
Anfang September, nach fast einem Jahr der Planung, stand dann ein Besuch der Astrofarm ATHOS auf dem Programm. In einer fünfköpfigen Gruppe von der Astronomischen Vereinigung Lilienthal (AVL) [4] machten wir uns auf den Weg, um eine Woche lang den Sternenhimmel auf La Palma zu erkunden. Dabei standen auch die Planeten auf dem Beobachtungsprogramm, da diese dort vergleichsweise hoch am Himmel standen. Dafür hatten wir die ATHOS-Sternwarte mit zwei Teleskopen auf einer GM3000HPS-Montierung von 10Micron gemietet. Zum einen konnte so der AstroPhysics-Refraktor AP175 und zum anderen das SchmidtCassegrain-C14-Teleskop genutzt werden. Während an dem C14-Teleskop unsere eigene Kamera vom Typ ASI 224MC benutzt wurde, kam am AstroPhysics-Refraktor die ATHOS-Kamera ASI 174MM mit motorisiertem Filterrad zum Einsatz. Am C14-Teleskop brauchte keine Barlowlinse verwendet werden. Am Refraktor kam hingegen der Baader-Fluorit-Flatfield-Converter (FFC) mit dreifacher Vergrößerung zum Einsatz. Dadurch hatten beide Teleskope ungefähr die gleiche Brennweite (3.910 mm bzw. 4.200 mm), wodurch vergleichbare Marsgrößen bei den Aufnahmen erzielt werden konnten.
Die Abbildung 4 zeigte drei Marsaufnahmen, die an verschiedenen Tagen entstanden sind. Die mittlere Aufnahme wurde am 8. September mit dem C14-Teleskop gemacht, während das linke und das rechte Bild mit dem Refraktor entstanden. Obwohl die Live-Bilder beim Refraktor wesentlich besser aussahen und auch mehr Details wiedergaben, wie beide Vergleichs-
bilder zeigen, war es erstaunlich, was aus dem Rohmaterial gewonnen werden konnte. Das Seeing war am 8. September auf jeden Fall am besten, wenn es auch nicht optimal war, da die Luftunruhe auch die Sterne stark funkeln ließ. Daher kam die kleinere Öffnung des Refraktors wohl besser damit klar. Die südliche Polkappe von Mars konnte bei allen Aufnahmen klar ausgemacht werden. Albedo-Strukturen kamen nun sehr detailliert zum Vorschein. Und auch visuell an einem dort ausgeliehenen 16-Zoll-Dobson der Marke Spacewalk Infinity+ konnten mit TeleVue-Okularen Details auf der Oberfläche erahnt werden und die Polkappe trat deutlich hervor. Mars war allerdings visuell extrem hell, so dass man sich fast wünschte, einen Filter einzusetzen.
Die Marsopposition war ein Höhepunkt für alle Planetenbeobachter, auch wenn sie unter erschwerten Bedingungen stattfinden musste. Technische Hilfsmittel wie ein ADC halfen dabei, auch bei niedrigem Stand noch Marsbeobachtungen zu ermöglichen, konnten aber die Möglichkeiten eines südlicheren Standorts nicht kompensieren. So entstanden die schönsten Marsbilder in diesem Jahr meistens nicht aus Deutschland heraus.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] European Southern Observatory
(ESO): www.eso.org [2] Aufnahme-Software FireCapture:
www.firecapture.de [3] Astrofarm ATHOS auf La Palma:
www.athos.org [4] Webseite der Astronomischen
Vereinigung Lilienthal (AVL): www. avl-lilienthal.de
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Mars-Opposition 2018 - visuell beobachtet
von Robert Korn
,,Meine" achte Mars-Opposition verhieß zwar als Perihelopposition mit einem für Ende Juli zu erwartenden Planetendurchmesser von knapp 25 Bogensekunden gute Voraussetzungen für detaillierte Beobachtungen, indessen erschwerten zwei Faktoren die Wahrnehmung: Das waren einmal die sehr niedrigen Deklinationen,
die der Planet während der Opposition durchlief - von -23 Grad Ende April, da maß der Planet 10 Bogensekunden, was ich als untere Grenze für sinnvolle visuelle Beobachtung für mich ansetze, über -26 Grad zum Höhepunkt Ende Juli, bis schließlich zum Ende der Beobachtungsmöglichkeiten im November wieder -15 Grad erreicht wurden.
Immerhin habe ich meinen Beobachtungsort ,,tief im Süden" der Republik - auf etwas über 47 Grad nördl. Breite. Indessen waren mir als ausschließlich visuellem Beobachter die
1 Marszeichnungen vom 21.04.
bis zum 18.10.2018. Süden ist oben. Kommentare dazu s. Kasten.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Beeinträchtigungen durch die gesteigerte Luftunruhe weniger hinderlich als das ,,Ereignis" dieser Opposition, das ab Mitte Juni jede Detailwahrnehmung nicht nur erschwerte, sondern über Wochen gänzlich zunichte machte: ein Staubsturm, der fast die gesamte Mars-Atmosphäre betraf und seinen gelben Schleier sogar über eine ausgedehnte Südpolkappe (SPC) breitete.
Es sind dennoch 16 Zeichnungen zusammengekommen, die meine Wahrnehmungen festhalten. Sie sind entweder am betagten 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain von Celestron oder am langen, fünfzölligen Fraunhofer-Refraktor mit f/D = 14 entstanden, jeweils unter Verwendung der Filter Wratten 21 (orange) und 80a (hellblau). Den Beobachtungsumständen geschuldet,
bin ich aufgrund der Luftunruhe selten über eine Vergrößerung von 200x bzw. 225x hinausgegangen. Verwendet wurde immer ein orthoskopisches Okular; das ist der Liebling des Planetenbeobachters.
Übrigens fand ich bei der Gelegenheit dieser Opposition meine Meinung bestätigt, dass der Refraktor dem einwandfrei justierten SCT trotz geringerer Öffnung in Kontrast und Detailauflösung mindestens gleichwertig, wenn nicht überlegen ist. Dennoch benutzte ich häufiger das C8, denn es ist handlicher als der lange Refraktor.
Kurz zur Zeichentechnik: Ich benutze eine gleichbleibende Schablone. Zunächst wird die Phase markiert, dann der Planet mit Blau- und Orangefilter inspiziert. Mit gut
gespitztem, nicht allzu weichem Bleistift werden erst die markanten Details, dann die schwachen Markierungen in Umrissen fixiert; Zeit und Bedingungen natürlich vermerkt. Dunkelpartien schraffiere ich, helle Marken werden eingekreist. Im Wesentlichen ist die Skizze dann schon ,,am Okular" fertig. Am Schreibtisch werden noch die Schraffierungen mit dem Finger verwischt. Schließlich wird die Zeichnung eingescannt, mit einem einfachen Bildbearbeitungsprogramm im S/W-Modus etwas kontrastverstärkt, weichgezeichnet, skaliert, die Beschriftung eingesetzt - und fertig.
Weitere Informationen unter www.astrobert.de.
Angaben zu den Zeichnungen:
1. 21.04.2018, 03:20 Uhr UT, Durchmesser 10'', ZM 296 Grad 2. 09.05.2018, 03:00 Uhr UT, Durchmesser 12'', ZM 120 Grad 3. 13.05.2018, 02:50 Uhr UT, Durchmesser 12,5'', ZM 80 Grad 4. 04.06.2018, 01:50 Uhr UT, Durchmesser 15'', ZM 217 Grad 5. 06.06.2018, 02:10 Uhr UT, Durchmesser 16'', ZM 204 Grad ,
ausgedehnte SPC, eine kleine Dunsthaube über dem Nordpol. Der dunkle Fleck im 1. Quadranten am Rand: Syrtis Minor. Am aufkommenden Rand rechts: Dunst über Syrtis Maior
6. 16.06.2018, 01:30 Uhr UT, Durchmesser 18'', ZM 101 Grad ,
ein Staubsturm begann, über den Planeten zu ziehen
7. 13.07.2018, 00:00 Uhr UT, Durchmesser 22,9'', ZM 194 Grad 8. 27.07.2018, 22:40 Uhr UT, Durchmesser 24'', ZM 40 Grad ,
Staubsturm während der Opposition. Der dunkle Fleck im 1. Quadranten ist Solis Lacus, eine eigentlich prominente Struktur. Den hellen Fleck direkt unterhalb der Südpolarkappe interpretiere ich als Argyre I, die dunkleren Schattierungen darunter sind das, was vom Mare Erythraeum aktuell sichtbar war.
9. 16.08.2018, 22:30 Uhr UT, Durchmesser 23'', ZM 220 Grad ,
auch hier die Auswirkungen des bereits sechs Wochen anhaltenden Staubsturms: trotz 23'' Durchmesser kaum und nur verwaschenes Details.
10. 04.09.2018, 21:00 Uhr UT, Durchmesser 20'', ZM 26 Grad 11. 17.09.2018, 20:35 Uhr UT, Durchmesser 18'', ZM 258 Grad
12. 29.09.2018, 18:30 Uhr UT, Durchmesser 16'', 116 Grad ,
ähnlicher ZM und vergleichbarer Durchmesser wie am 16.06. Indessen ist die Wahrnehmung noch immer beeinträchtigt. Die Phase ist an den aufkommenden Rand gewechselt.
13. 04.10.2018, 19:10 Uhr UT, Durchmesser 15'', ZM 78 Grad
14. 08.10.2018, 18:35 Uhr UT, Durchmesser 15'', ZM 33 Grad ,
der Zentralmeridian ist fast gleich wie bei der Zeichnung vom 27.07. Trotz des kleineren Durchmessers sind wesentlich detailliertere Strukturen erkennbar. Sinus Sabaeus im 4. und 3. Quadranten kommt wie eine Katzenpfote daher, darunter Niliacus Lacus und Mare Acidalium. Die Südpolarkappe hat sich verkleinert, dafür hat sich im Norden die Nebelhaube über der Polarregion etabliert, mit einem hellen Ausläufer auf die Mittagsseite des Planeten hin.
15. 16.10.2018, 18:45 Uhr UT, Durchmesser 13,6'', ZM 317 Grad
16. 18.10.2018, 18:55 Uhr UT, Durchmesser 13,3'', ZM 301 Grad ,
eine von diesen raren ,,Planetennächten" mit Feuchtigkeit, eher wenig Transparenz, aber einer sehr ruhigen Luft. So konnte ich am Fünfzöller ohne weiteres 300-fache Vergrößerung nutzen. Syrtis Maior im 2. Quadranten prominent, dazu der Übergang in Sinus Meridiani. Sehr schön Syrtis Minor an der Grenze vom 3. zum 4. Quadranten. Direkt unterhalb der SPC ein sehr heller Fleck: Zen Lacus. Über dem Nordpol - unten - eine schwach ausgeprägte Dunsthaube, die sich in die Tagseite hineinzieht.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Visuelle Beobachtung des Staubsturms
von Uwe Pilz
Das Mars-Perihel im Jahr 2018 war durch einen den gesamten Planeten umfassenden Staubsturm geprägt. Dadurch waren die Oberflächendetails viel schwerer erkennbar, zu manchen Zeiten waren selbst kontrastreiche Einzelheiten unsichtbar. Man konnte dies bedauern oder als eine Chance sehen, eben den Staubsturm zu beobachten. Alle Zeichnungen entstanden an einem Refraktor mit 105 mm Öffnung und 650 mm Brennweite auf einer azimutalen Montierung mit Feinbewegungen.
Die ersten Hinweise auf einen Sturm wurden in den letzten Maitagen bekannt. Mir gelang erst drei Wochen später ein Blick auf den Roten Planeten. Der Mars war an diesem Tag schon beachtliche 18 Bogensekunden groß. Neben der Südpolarkappe und Ansätzen der Nordpolhaube waren das Mare Erythraeum und die helle Tharsis-Ebene gut erkennbar. Olympus Mons sah ich als dunklen Fleck in der nordwestlichen Hemisphäre. Am Morgenterminator des Mars waren Eiswolken zu sehen. Nach klassischen Maßstäben war dies meine detaillierteste Beobachtung der Saison (Abb. 1). Was an diesem Morgen auffiel: Die Südpolarkappe hatte eine Ausbuchtung zur Westseite hin. Dies waren die ersten Anzeichen des Sturms, denn es gibt hier keine hellen topografischen Oberflächenmerkmale.
Die nächste Beobachtung gelang mir am frühen Morgen des 28. Juni. Der Durchmesser war auf 20 Bogensekunden gewachsen. Visuell offenbarten sich außer der Südpolarkappe kaum Oberflächeneinzelheiten, der Sturm hatte weite Teile des Planeten erfasst. Ich habe einen Mars-Filter von Orion, das ist ein Interferenz-
filter, der Gelb und Grün blockiert, aber Orange und Blau/Violett durchlässt. Mit diesem Filter waren Details zu sehen, die Mare Acidalium und Serpentis kamen einigermaßen klar heraus (Abb. 2).
Zwei Tage später war der Mars-Anblick noch mehr verhüllt. Die große Syrte war auf der nordöstlichen Planetenseite irgendwo vorhanden, aber völlig unsichtbar! Diese dunkle Struktur ist normalerweise das Kontrastreichste, was der Planet zu bieten hat und auch in kleinen Instrumenten leicht erkennbar (Abb. 3). Am 7. Juli tauchte die Große Syrte allmählich aus dem Staub wieder auf. Als Folge des Staubsturms hatte sie eine ungewöhnliche Form, eine Art Einschnürung (Abb. 4).
Am 13. Juli war nicht einmal die Südpolarkappe deutlich erkennbar, der Sturm hatte selbst diese Region eingehüllt. Die Große Syrte und das Mare Sirenum waren nur andeutungsweise sichtbar (Abb. 5).
In den folgenden Tagen kamen mehr und mehr Einzelheiten zum Vorschein. Den ganzen Sommer über jedoch war der Blick sehr kontrastarm - ganz im Gegensatz zu dem, was der Planet normalerweise zu bieten hat. Als letztes zeige ich den Anblick am 23. Juli, wo das Mare Erythraeum schon wieder ganz ordentlich erkennbar war. Auf der Nordhemisphäre waren Wolkenerscheinungen am Morgenhimmel sichtbar (Abb. 6) . Nahe der Opposition zeigte sich der Planet 24 Bogensekunden groß. Leider war die Luft sehr unruhig und ich konnte nur mit ca. 100-facher Vergrößerung beobachten.
1 17.06.2018, 04:05 Uhr UT,
V = 198x, ohne Filter, Süden oben
2 28.06.2018, 02:00 Uhr UT, V = 198x, ohne Filter und
mit Orion-Mars-Filter (rechts), Süden oben
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3 30.06.2018, 01:05 Uhr UT,
V = 198x, ohne Filter, Süden oben
Ergebnisse der Mars-Opposition
4 07.07.2018, 01:35 Uhr UT, V = 137x, ohne Filter und
mit Orion-Mars-Filter (rechts), Süden oben
5 13.07.2018, 00:40 Uhr UT,
V = 137x, ohne Filter, Süden oben
6 23.07.2018, 22:05 Uhr UT,
V = 99x, ohne Filter, Süden oben
Klimawandel auch auf dem Mars?
von Winfried Kräling
Der Klimawandel ist in aller Munde. Als langjähriger Amateurastronom ist mir natürlich bewusst, dass unsere Sonne die treibende Kraft für das Wettergeschehen der Erde ist, was natürlich nicht ausschließt, dass auch anthropogene Einflüsse unser Klima beeinflussen.
Kürzlich fand ich im Internet [1] einen (nicht ganz aktuellen) Beitrag zum Thema ,,Klimawandel auch auf dem Mars?".
Hier einige Auszüge ,,... Auch auf dem Roten Planeten schmelzen die Polkappen ..."
Dies ist eine Tatsache, die aber bereits von dem Astronomen Wilhelm Herschel im Jahre 1784 entdeckt wurde und regelmäßig in jedem Frühjahr des Planeten stattfindet [2].
,,... Neben den geologischen entdeckten die Forscher auch Hinweise auf dramatische klimatische Veränderungen auf dem Mars. An einer der Polkappen wurde ein langsamer Rückgang von gefrorenem Kohlendioxid verzeichnet, was auf einen allmählichen Klimawechsel hindeutet. ..."
Hier wird leider nicht genannt, um welche der beiden Polkappen es sich handelt. Da
die nördliche Polkappe (North Polar Cap, NPC) überwiegend aus Wassereis besteht, kann angenommen werden, dass es sich im obigen Text um das Gegenstück, also die SPC (South Polar Cap) handelt, da diese überwiegend aus Kohlendioxid (CO2) besteht [2].
1 Beispiel zum Ausmessen der
südlichen Polkappe des Planeten Mars in WinJUPOS [4]
Journal für Astronomie Nr. 70 | 13
Ergebnisse der Mars-Opposition
Weiter im Text: ,,... ,Das Tempo, mit dem sich diese polaren Bereiche zurückziehen, ist absolut erstaunlich`, sagte Jack Mustard. ,Warum der Mars aber heute wärmer ist, als er noch vor kurzem war, ist völlig unklar.` ,Wir haben absolut keine Ahnung`, sagte Malin. ..."
Was ist nun dran an dieser Meldung? Da sich Mars im Jahr 2018 wieder einmal in Erdnähe befand und bereits seit Monaten auf meinem Beobachtungsprogramm stand, stellte sich die Frage, ob ich mit eigenen Beobachtungen etwas zu einer Klärung des Abschmelzprozesses der SPC beitragen könnte. Die Polkappen des Mars zählen immerhin zu den auffälligsten Oberflächenstrukturen des ,,Roten Planeten", die für einen Amateurastronomen gut erreichbar sind.
2 Vereinfachte
Darstellung der südlichen Polkappe (SPC) nach [6] aus polarer Sicht, Grafik W. Kräling
Ein anderes Problem: Wo findet man Vergleichswerte? Fündig wurde ich in einem Büchlein aus den Anfangszeiten meiner astronomischen Tätigkeit [3]. Hier ist ein Abschmelzdiagramm der SPC zu finden, das Werner Sandner aus visuellen Beobachtungen erstellt hat. Um einen Vergleich dieser Daten mit meinen eigenen aktuellen Beobachtungen zu ermöglichen, müssen beide Daten auf das gleiche Bezugssystem umgerechnet werden.
Da Mars - ähnlich wie die Erde - Jahreszeiten zeigt, die von der jeweiligen Position auf der Umlaufbahn beider Planeten abhängig sind, bietet es sich an, die solare Länge (Ls - s. Kasten) zu verwenden.
Die mit einem Refraktor 127 mm/1.200 mm (effektive Brennweite 2.640 mm) und einer Planetenkamera Alccd5L-IIc aufgenommen Bilder von Mars zeigen, trotz der niedrigen Stellung des Planeten in diesem Jahr, einen guten Kontrast und lassen sich gemeinsam mit einigen weiteren Bildern der internationalen ,,Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO)" [5] gut für eine Auswertung verwenden. Die areografische Breite (abgeleitet von der griechi-
schen Bezeichnung Ares = Mars) der Grenze der SPC (in diesem Jahr ließ sich nur die südliche Polkappe beobachten) lässt sich auf Aufnahmen mit der Software WinJUPOS [4] leicht bestimmen (Abb. 1). Die so gewonnenen Daten konnten mühelos in ein Tabellenkalkulationsprogramm exportiert, dort weiterverarbeitet und zu einem Diagramm (Abb. 3) umgesetzt werden.
Da die SPC nicht kreisrund ist (Abb. 2), sondern Ein- und Ausbuchtungen sowie Eisinseln zeigt, und weiterhin auch noch asymmetrisch um den areografischen Südpol angeordnet ist, können pro Beobach-
tung - abhängig von der Länge im Koordinatensystem des Mars - mehrere Messwerte für die areografische Breite der Eisgrenze ermittelt werden.
Die im Diagramm pro Beobachtung mehrfach in vertikaler Richtung angeordneten Dreiecke beruhen also nicht auf Messfehlern, sondern berücksichtigen die unterschiedliche Breitenausdehnung bei verschiedenen Längengraden auf dem Mars.
Beim Betrachten des Diagramms sieht es danach aus, dass sich der derzeitige Abschmelzprozess (in Abb. 3 rote Dreiecke
Solare Länge (Ls) in den Zeichnungen:
Um die aktuelle Jahreszeit auf Mars bestimmen zu können, benutzt man die ,,Länge der Sonne", die solare Länge (Ls) im planetozentrischen Koordinatensystem des Mars. Mit 0 Grad Ls wird der Beginn des Nordfrühlings (= Südherbst) bezeichnet (vergleichbar mit dem Frühlingspunkt der Erde), mit Ls = 90 Grad der Beginn des Nordsommers (Südwinter), bei Ls 180 Grad beginnt der Nordherbst (Südfrühling) und bei Ls 270 Grad der Nordwinter (Südsommer).
Die solare Länge kann aus der heliozentrischen Länge des Mars (für ein bestimmtes Datum aus einem gängigen Planetariumsprogramm entnehmbar) durch Subtraktion des Winkels 85,3 Grad ermittelt werden. In den Tabellen in [7] ist Ls direkt angegeben.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
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3 Abschmelzkurven der SPC im Jahr 1956 (W. Sandner) und 2018 (W. Kräling)
gegenüber blauen Punkten des Jahres 1956) der SPC nicht beschleunigt hat. Die Trendlinien deuten sogar auf eine deutliche Verlangsamung hin.
Wie heißt es aber so schön: eine Schwalbe macht noch keinen Sommer - soll heißen, dass sich aus je einer älteren und einer aktuellen Messung noch keine allgemeingültige Aussage treffen lässt. Folgende Unsicherheiten sind zu beachten: Wie genau sind die visuell ermittelten Messungen von Herrn Sandner aus dem Jahre 1956?
Welchen Einfluss hatte der Staubsturm auf Mars, der im Juni globale Dimensionen angenommen hatte, auf das Abschmelzen der SPC? (In [6] ist zu lesen: ,,Auch globale Staubstürme können das Abschmelzen verlangsamen oder stoppen.") Erst weitere Beobachtungen und mehr Vergleichswerte lassen eine sicherere Aussage über das doch recht spannende und interessante Thema zu, zu dem auch Amateurastronomen einen Beitrag leisten können.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/mars-in-bewegung-rot-
aber-nicht-tot-a-375870.html [2] ,,Die Planeten", Verlag Dorling Kindersley (2015) [3] G. D. Roth, 1966: ,,Taschenbuch für Planetenbeobachter", Bilblio-
graphisches Institut [4] G. Hahn: Freeware-Programm ,,WinJUPOS": http://www.grischa-hahn.
homepage.t-online.de/winjupos_download.htm [5] http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/indexE.htm [6] R. Stoyan, 2003: ,,Mars", Oculum-Verlag [7] W. E. Celnik, 2018: ,,Kosmos Mars-Guide", Kosmos-Verlag
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Marsbeobachtung im Sommer 2018
von Winfried Kräling
Mars stand in diesem Sommer fast so nah an der Erde wie bei der Jahrtausendopposition im Jahr 2003. Mit einem Scheibchendurchmesser von 24,3 Bogensekunden erschien er im Fernrohr nahezu genauso groß wie 15 Jahre zuvor, als sein Durchmesser 25,1'' betrug. Durch die exzentrische Marsbahn kann es vorkommen, dass der Marsdurchmesser - wie zuletzt in den Jahren 2010 und 2012 - nur eine Größe von 14'' während der Opposition erreicht. Wem diese Zahlen wenig sagen: Dies ist so groß wie eine EinCent-Münze aus etwa 135 Metern (2003) oder 240 Metern (2010 und 2012) Entfernung gesehen. Das Medienspektakel hielt sich in diesem Jahr allerdings in Grenzen. Lediglich am 27. Juli, dem Tag der Opposition, an dem Mars gemeinsam mit einem ,,Jahrhundert-Blutmond" (gemeint ist natürlich die totale Mondfinsternis) niedrig über dem südlichen Horizont stand, war dieses Ereignis in allen Medien präsent.
Nun sollte man meinen, dass die Bedingungen infolge der Erdnähe in diesem Jahr besonders gut waren, um den Planeten Mars zu beobachten. Wenn Mars (oder ein anderer Planet) aber im Sommer seine Oppositionsstellung erreicht, befindet er sich in den südlichen Regionen der Ekliptik und damit von Mitteleuropa aus recht horizontnah. Für Marburg bedeutete dies, dass sich Mars am 31. Juli, dem Tag seiner Erdnähe, maximal 14 Grad über den Horizont erhob. Damit mussten die Lichtstrahlen des Planeten einen weiten Weg durch die Erdatmosphäre zurücklegen, was zu einer erheblichen Luftunruhe, dem sogenannten Seeing, führte.
Bemerkenswert ist, dass kleinere Teleskope weniger von diesem Seeing betroffen sind als größere Instrumente. So war der Kontrast in meinem 5-Zoll-Refraktor stets besser als in den 11- und 14-Zoll- Teleskopen der nahegelegenen Volkssternwarte Marburg. Als ob das stets mäßige bis schlechte Seeing nicht genug für Herausforderung
gewesen wäre, kam noch erschwerend hinzu, dass erstmals seit 2007 wieder ein planetenumspannender Staubsturm auf Mars herrschte, der die ansonsten gut sichtbaren Albedostrukturen von Ende Juni bis Mitte August weitgehend verschleierte.
Für die Aufnahmen benutzte ich einen Refraktor 127 mm/1.200 mm, dessen Brennweite ich mittels Barlowlinse auf 2.640 mm
1 Die zur Beobachtung verwendeten
Instrumente
2 Mars am 23.07.2018 um 23:36
Uhr UT. Süden ist oben, der Pfeil zeigt die Rotationsrichtung des Planeten an. Die Bezeichnung ,,p." bedeutet ,,preceding" (vorangehend) und ,,f." ,,following" (nachfolgend).
verlängerte; dazu eine Alccd5L-IIc-Kamera, alles getragen von einer EQ5-Synscan-Montierung. Für die Steuerung der Kamera habe ich die Software SharpCap 2.9 verwendet; der Laptop befand sich zum Schutz vor Taubildung und Fremdlicht in einem umgestülpten Wäschekorb (Abb. 1). Direkt nach den jeweils vierminütigen Aufnahmen mit ca. 5.320 Einzelbildern habe ich mit dem Freeware-Programm Giotto
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Ergebnisse der Mars-Opposition
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[1] die Bilder bei einer Verwendungsrate von 3 bis 5% gemittelt und geschärft; am Folgetag wurden sie fertig bearbeitet. Die erste brauchbare Aufnahme (Abb. 2), auf der nach dem abklingenden Staubsturm wieder Oberflächenstrukturen auf Mars zu erahnen sind, entstand am 23. Juli und zeigt neben der südlichen Polkappe und der nördlichen Polhaube auch Albedostrukturen des Mare Erythraeum (vgl. Gesamtkarte Abb. 4). Insgesamt entstanden bis zum 13. Oktober, als das Marsscheibchen nur noch einen Durchmesser von 14'' aufwies, in zehn Nächten einige Aufnahmen sowie in einer weiteren Nacht eine Zeichnung.
Da die ebenfalls kostenlose Software WinJUPOS [2] neben Positionsmessungen (siehe Beitrag ,,Klimawandel auch auf dem Mars?" in diesem Heft) aus Einzelfotos (Abb. 3 oben) oder Zeichnungen eine Zylinderprojektionen der Planetenoberfläche erstellen kann, lag es nahe, aus den Aufnahmen eine Gesamtkarte (Abb. 4) des Mars zu erstellen.
Anzeig1e0.05.19 08:24
3 Marskarte in Zylinderprojektion aus einem Einzelfoto. Der Zentralmeridian
ist der Längengrad des Planeten, der sich zur Zeit der Beobachtung im Zentrum des Planeten befindet und somit zur Erde zeigt. Süden oben.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
4 Marskarten im Vergleich. Oben eine Simulation unter Verwendung der Software ,,Guide 9.0",
darunter die aus eigenen Aufnahmen erstellten Karten. Süden oben.
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Auch aus Computergrafiken lassen sich mit WinJUPOS Zylinderprojektionen anfertigen. Die oberste Darstellung in der Abbildung 4 zeigt eine Marskarte, die aus Einzelbildern des Astronomieprogramms Guide 9.0 erstellt und in Photoshop Elements mit den wichtigsten Namen der Albedostrukturen versehen wurde. Eine erste vollständige Marskarte (Bildmitte) konnte ich bereits aus den Aufnahmen, die ich zwischen dem 23. Juli und dem 16. August gemacht hatte, anfertigen. Beim Vergleich der Karten miteinander fällt auf, dass auf der mittleren Karte kaum markante Strukturen sichtbar sind, was auf den noch nicht ganz abgeklungenen Staubsturm auf Mars zurückzuführen ist. Lediglich die Regionen Hellas, Syrtis Major und das Mare Erythraeum sind ansatzweise erkennbar.
Hingegen zeigt die untere Karte in der Abbildung 4 aus späteren Beobachtungen trotz einer urlaubsbedingten Lücke etwa zwischen dem 120. und 180. Längengrad
Mars wieder weitgehend mit seinem gewohnten Aussehen.
Wem Mars in diesem Jahr zu tief stand, dem sei Hoffnung auf 2020 gemacht. Dann wird Mars am 6. Oktober mit einem Durchmesser von 22,6'' in Opposition zur Sonne kommen und im Teleskop kaum kleiner erscheinen als 2018, aber bei einer Deklination von etwas über +5 Grad deutlich höher stehen.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] G. Dittie, Software GIOTTO: www.giotto-software.de [2] G. Hahn, Software WinJUPOS: www.grischa-hahn.homepage.t-online.
de/winjupos_download.htm [3] R. Stoyan, 2003: ,,Mars", Oculum-Verlag [4] W. E. Celnik, 2018: ,,Kosmos Mars-Guide", Kosmos-Verlag [5] M. Weigand, S. Geyer, 2010: ,,Sonne, Mond, Planeten beobachten",
Kosmos-Verlag
Marsbeobachtung auf dem Stadtbalkon
von Sven Melchert
Das Universum steckt bekanntlich voller Überraschungen. Eine davon hat mich am 25. März 2017 ereilt. Es war ein Samstag, der Himmel über Stuttgart leuchtete bis auf leichte Zirruswolken strahlend blau, der Terminkalender nannte keine Verpflichtungen, und es war der Tag, an dem Venus ihre untere Konjunktion einnehmen sollte, acht Grad von der Sonne entfernt. Würde eine Beobachtung der schmalen Venussichel möglich sein?
Planetenbeobachtung war noch nie meine Sache. Ein gelegentlicher Blick auf Jupiter oder Saturn, klägliche Versuche mit einer Webcam, es kam einfach keine Freude auf. Dabei lag im Schrank eine Alccd-5L-II-Kamera, mit denen man auch Planeten filmen kann; sie wurde bisher nur für Allsky-Aufnahmen eingesetzt. Schnell standen Stativ, Montierung und der 80-mm-Refraktor auf meinem kleinen Stadtbalkon, der zwar mitten in Stuttgart liegt, aber einen wunder-
baren Blick von Südost bis Südwest bietet. Trotz IR-Filter war es schwierig, Venus zu finden. Doch das aufgenommene Video zeigte die schmale Sichel, und nach einigem Herumprobieren mit AutoStakkert und Registax wurde aus dem Film ein gar nicht mal so schlechtes Bild (Abb. 1).
Ich war verblüfft. Sollte das mit der Planetenfilmerei gar nicht so schwer sein? Dermaßen motiviert, wurde die nächste Gele-
1 Planetenbeobachtung in der Stadt: Venus am 25.03.2017, Jupiter am 08.06.2017 und Saturn am 30.06.2018.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
genheit genutzt, um Jupiter und Saturn aufzunehmen. Wieder mit Erfolg. Und jetzt? Mehr Öffnung, eine bessere Kamera! Der Kontostand sank, die Datenfülle auf der Festplatte nahm zu. Nach 30 Jahren als Amateurastronom hatte ich plötzlich ein völlig neues Hobby: Planetenbeobachtung.
2018. Der Winter war lang und der Himmel über viele Wochen bewölkt. Teleskop und Montierung hielten Winterschlaf, die im Sommer gelernten Routinen zur Planetenbeobachtung waren längst vergessen. Aber 2018 war das Mars-Jahr und es sollte mein Mars-Jahr werden! Die erste Gelegenheit für eine Beobachtung ergab sich am 4. April um 5 Uhr morgens. Mars war noch keine neun Bogensekunden groß, die Erwartungen an die Bildqualität entsprechend klein. Der Blick durch das Okular rief sofort alte Vorurteile wach: ein kleines, zappelndes Planetenscheibchen, auf dem keinerlei Details zu erkennen sind. Das Video wurde nicht besser und das Ergebnisbild einfach nur schlecht. Sollte es bei der geringen Horizonthöhe von Mars mitten in der Stadt wohl doch nicht sinnvoll sein, den Planeten zu beobachten? Oder war die Brennweite von 3.600 mm für diese Verhältnisse einfach zu viel des Guten?
Also einen Gang zurück und das 180-mm-Maksutov-Teleskop gegen den Refraktor mit 123 mm Öffnung
und 738 mm Brennweite getauscht. Refraktoren gelten unter diesen Bedingungen allgemein als weniger anfällig für die Luftunruhe. Der zweite Versuch fand am 14. April statt, wieder am frühen Morgen, Mars war auf 9,5 Bogensekunden gewachsen. Mit einer Barlowlinse wurde die Brennweite verdoppelt und mit der Kamera ASI 290MC in 180 Sekunden rund 34.000 Bilder als SER-Video aufgenommen. Das ist ein großer Vorteil vom Mars: Er ist erheblich heller als Jupiter oder Saturn, die Belichtungszeiten sind entsprechend kürzer. Dann die Überraschung: Trotz der geringen Brennweite von weniger als 1.500 mm zeigt das bearbeitete Bild (vgl. Abb. 2) deutlich die Phase von Mars, die südliche Polkappe und grobe Albedostrukturen. Drei Tage später die nächste Aufnahme und dann ein Aha-Erlebnis: im Vergleich beider Aufnahmen ist deutlich die Rotation von Mars zu erkennen. Ich war baff. Und wurde wieder mutiger: die 2-fach-Barlowlinse wurde gegen eine 4-fache getauscht, effektive Brennweite nun knapp 3.000 mm. Dritter Versuch am Tag darauf, die längere Brennweite hatte der Bildqualität nicht geschadet.
Bei dieser Kombination blieb es über den gesamten Beobachtungszeitraum hinweg, daher kurz die technischen Angaben zu den hier gezeigten Bildern: Refraktor LZOS 123 mm/738 mm, Baader-Zenitspiegel, Televue Powermate 4x, ZWO ADC, IR-Sperrfilter und
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2 Mars vom 14.04. bis 17.09.2018, technische Daten s. Text, Kommentare s. Kasten
Ergebnisse der Mars-Opposition
Kamera ASI 290MC. Wozu der Zenitspiegel? Weil das Gerät für die Tiefe des Balkons sonst zu lang wäre. Als Aufnahmesoftware diente FireCapture, das gewöhnlich als ,,Stacking" bezeichnete Verfahren zur Auswahl der schärfsten Einzelbilder und anschließenden Mittelung erledigte AutoStakkert! 3, für die Bildschärfung wurde meist Registax eingesetzt. (Vergleiche mit der Software Giotto oder umständlichen Wegen in Photoshop brachten keine besseren Ergebnisse.)
ber nur fünfeinhalb Monate lang, es gab wetter- oder beruflich bedingte Pausen und das erhoffte beste Bild während der Opposition fiel aufgrund des Staubsturms aus. Trotzdem bin ich im Rückblick sehr zufrieden und freue mich schon heute auf die Mars-Opposition im Oktober 2020. Nur mit der visuellen Beobachtung mag ich mich weiterhin nicht anfreunden, aber das kann ja noch kommen.
In den Schönwetterphasen blieb das Teleskop tagelang draußen aufgebaut. Abends konnten Jupiter und Saturn aufgenommen werden, morgens dann Mars. So entstanden bis Ende September 15 Porträts von Mars, die seinen an- und absteigenden Durchmesser dokumentieren, die unterschiedlichen Phasengestalten zeigen und die im Vergleich zur Erde etwas langsamere Rotation nachvollziehen lassen. Dazu kommt das Abschmelzen der Südpolkappe und natürlich ab Ende Juni das Aufkommen des globalen Staubsturms. Insgesamt war ,,mein Mars-Jahr" von Mitte April bis Ende Septem-
Kommentare zu den Marsaufnahmen in der Abbildung 2
1. 14.04.2018, 05:30 Uhr MESZ, ZM 6 Grad , Durchmesser 9,5''. Unten die helle Südpolkappe,
darüber dunkel das Mare Erythraeum, links hell ist Chryse und oben dunkel Mare Acidalium.
2. 18.04.2018, 05:34 Uhr MESZ, ZM 329 Grad , Durchmesser 9,8''. Das dunkle Gebiet in der Mitte ist
Sinus Meridiani, darunter hell Sinus Sabaeus.
3. 20.04.2018, 05:35 Uhr MESZ, ZM 310 Grad , Durchmesser 10,0''. Rechts oben tritt dunkel Syrtis Major
in Erscheinung, darunter hell das Hellas-Becken.
4. 22.04.2018, 05:39 Uhr MESZ, ZM 292 Grad , Durchmesser 10,2''. Dunkel in der Mitte: Syrtis Major,
darunter Hellas.
5. 26.05.2018, 04:19 Uhr MESZ, ZM 309 Grad , Durchmesser 14,4''. Sinus Meridiani läuft quer über die Mitte,
rechts oben Syrtis Major, rechts unten Hellas.
6. 20.06.2018, 04:11 Uhr MESZ, ZM 74 Grad , Durchmesser 18,8''. Die dunklen Gebiete von Aurorae Sinus
und Solis Lacus werden langsam vom Staubsturm verdeckt.
7. 21.06.2018, 04:26 Uhr MESZ, ZM 68 Grad , sonst wie Aufnahme 6 8. 07.07.2018, 04:08 Uhr MESZ, ZM 279 Grad , Durchmesser 22,0''. Mars ist in weiten Teilen vom
Staubsturm verhüllt. Oben dringt noch etwas von der dunklen Syrtis Major durch, unten ist das ovale, helle Gebiet von Hellas abzugrenzen, die Südpolkappe ist teilweise von Staub überdeckt.
9. 20.08.2018, 23:16 Uhr MESZ, ZM 167 Grad , Durchmesser 22,6''. Das dunkle Band sind Mare Cimmerium
und Mare Sirenum, ein heller Streifen dort könnte noch Staub sein. Der dunkle Fleck oben liegt an der Stelle von Olympus Mons.
10. 17.09.2018, 21:27 Uhr MESZ, ZM 243 Grad , Durchmesser 17,9''. Rechts das dunkle Band von Mare
Cimmerium, links Syrtis Major und unten Mare Tyrrhenum scheinen noch von Staub aufgehellt zu sein.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Fotometrie des Mars im Jahr 2018
Messungen von Magnitude und Phaseneffekt
von Elmar Schmidt und Andreas Möller
Im Zusammenhang mit der Mondfinsternisfotometrie des ersten Autors bot es sich im Jahr 2018 an, auch die Helligkeit des Mars zu bestimmen, der am 27. Juli 2018, also am Tag einer totalen Mondfinsternis, nahe dem Erdtrabanten stand und eine sehr günstige Perihelopposition hatte. Die Autoren hielten sich deshalb auf der Astrofarm Hakos in Namibia auf, wo Mond und Mars nicht nur in über 80o Höhe kulminierten, sondern auch unter den fast perfekten atmosphärischen Bedingungen der südwinterlichen Trockenzeit zu sehen waren, was sich größere Gruppen visueller und fotografischer Beobachter zunutze machten. Die Abbildung 1 zeigt den Mond zwölf Minuten vor der Finsternismitte und Mars nur 15 Stunden nach seinem Oppositionszeitpunkt gemeinsam vor dem Sternenhimmel.
1 Kompositaufnahme (der
Sternenhimmel wurde etwas länger belichtet), die den total verfinsterten Mond und Mars am 27.07.2018 um 20:08 Uhr UT zeigt. Zu dieser Zeit war Mars mit einer visuellen Helligkeit von mv = -3,07 mag (linear) mehr als doppelt so hell wie der Mond (-2,21 mag). Fotos: Andreas Möller.
Die Abbildung 2 ist ein Foto vom Finsternisabend, als E. Schmidt einem Sternfreund sein Fotometer erklärt, bei dem es sich um ein Leuchtdichtemessgerät Konica-Minolta LS-150 mit einer ein Grad großen Messblende handelt. Hinter der Blende und einem der Augenempfindlichkeit folgenden, so genannten V-Lambda-Filter sitzt eine großflächige Silizium-Fotodiode. Diese Geräte arbeiten hochgradig linear (über 9 Größenordnungen), sind temperaturkompensiert und geben Leuchtdichtewerte in cd/m2 (Candela pro Quadatmeter) aus, weshalb ihre Kalibration regelmäßig an Leucht-
2 E. Schmidt (rechts) mit dem an seinem Fotometer in-
teressierten Regensburger Sternfreund Egbert Wagner auf Farm Hakos, Namibia. Foto: Andreas Möller.
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dichte-Sekundärnormalen kontrolliert werden kann, wobei meist nur Abweichungen unter einem Prozent zu verzeichnen sind [1].
Helligkeit mv in mag
Schon in vielen weltweiten Messkampagnen von E. Schmidt hat sich gezeigt, dass diese Geräte ideal sind, um dem Leuchtdichteumfang des Mondes von über 5.000 cd/m2 zum Vollmondzeitpunkt bis zu Werten unterhalb von 0,1 cd/m2 in der Totalität zu folgen, wie die (allenfalls noch leicht vorläufige Lichtkurve) der Finsternis vom 27. Juli 2018 zeigt [2].
Aus demselben Grund sind diese Leuchtdichtemessgeräte auch in der Lage, die Helligkeit der helleren Planeten und von Sternen bis zur 1. Größe zu bestimmen. Natürlich bedarf es zu dieser Art der Fotometrie noch diverser geometrischer Korrekturen und fotometrischer Umrechnungen, um die Leuchtdichten in den Größen (Magnituden) der Astronomen auszudrücken; darauf kann hier im Einzelnen nicht eingegangen werden [3]. Für schwächere und insbesondere fast punktförmige Objekte bedarf es zudem, anders als beim helleren Mond, noch eines Untergrundabzugs. Schließlich sind alle Helligkeitsangaben auch dieses Beitrags zusätzlich noch auf die Luftmasse 1 reduziert, so als ob die Objekte im Zenit einer aerosolfreien Atmosphäre auf Meereshöhe stünden, weil andernfalls Messungen zu verschiedenen Zeiten von Objekten infolge unterschiedlicher Höhenwinkel nicht vergleichbar wären.
Absoluthelligkeit mv in mag
Die Abbildung 3 zeigt die Ergebnisse der Fotometrie des Mars von Juli bis Januar 2019. In Namibia gemessen wurde nur in der Oppositionswoche. Hier fällt unmittelbar auf, dass Mars mit visuellen Helligkeiten zwischen -2,99 und -3,11 mag deutlich heller war als die in Planetariumsprogrammen vorhergesagten -2,83 mag [4]. Formeln von A. Mallama, der sich genauer mit den Planetenhelligkeiten befasst hat [5], sagten allerdings für den 27. Juli 2018 ein mv von -2,86 voraus, aber auch das ist noch 0,21 mag (linear 20 %) schwächer als die Messung in der Finsternisnacht. Zur Kon-
Ergebnisse der Mars-Opposition
3 Helligkeit des Mars im zweiten Halbjahr 2018 und Januar
2019; die beiden Geradenstücke sind als reine Sichthilfen gedacht. Die Fehlerbalken wurden als Produkt der Fotometergenauigkeit von 0,05 mag und der relativen Luftmasse zwischen Beobachter und Mars gebildet. Die Messungen wurden - bis auf die Oppositionswoche in Namibia - und den letzten Punkt (violett), der in 2800 m Höhe im mexikanischen Nationalobservatorium gewonnen wurde - in Bad Schönborn (Nordbaden) bei sehr niedrigen Marshöhen im Jahr 2018 gemacht.
4 Phasenhelligkeitsverlauf des Mars aus Messungen
im Jahr 2018 (Erläuterungen s. Text). Die Datenlücke zwischen 20 Grad und 30 Grad Phasenwinkel hat leider mit einer Schlechtwetterp hase zu tun, in der sich Mars zudem recht schnell am Himmel bewegte.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
trolle von uns vorgenommene Messungen von Jupiter und Sirius wiesen jeweils dreimal kleinere Abweichungen auf.
Eine Erklärungsmöglichkeit der übergroßen Marshelligkeit bestünde in der variablen Albedo des roten Planeten, die laut Mallama bei 115 Grad areografischer Länge am größten ist; jedoch fanden unsere Messungen der Oppositionswoche zu Zeitpunkten statt, an denen der Zentralmeridian 90 Grad bis 120 Grad kleinere Werte aufwies. Weiterhin sind aber auch saisonale Einflüsse auf die Marsalbedo denkbar, darunter Eisnebel und die Größe und Ausrichtung der Polkappen. Schließlich beklagten einige auf Hakos zeitgleich mit uns in der Internationalen Amateursternwarte arbeitenden Marsbeobachter gerade einen Staubsturm, der auch zu höherer Helligkeit geführt haben wird.
Die Abbildung 4 ist eine aus den Messungen in der Abbildung 3 vorgenommene Zusammenstellung der sogenannten Absoluthelligkeit des Mars über seinem Phasenwinkel. Die Helligkeitswerte wurden jeweils mit dem quadratischen Abstandsgesetz der Fotometrie für eine (virtuelle) Verrückung des Mars in den Sonnen- und Erdabstand von einer Astronomischen Einheit umgerechnet, also standardisiert. Eine ähnliche Normierung ist auch für Kometenhelligkeiten üblich.
Aufgetragen sind die absoluten Helligkeiten über dem Phasenwinkel, das ist der Winkel, unter dem ein Beobachter auf dem Mars Sonne und Erde getrennt sehen würde. Dieser Winkel nahm bei der Marssichtbarkeit 2018 nur Werte bis etwa 45 Grad an, sozusagen die maximale Elongation der Erde von Mars aus gesehen. Umgekehrt bedeutet dies, dass Mars in dieser Stellung von der Erde aus einem Dreiviertelmond glich. Die Phasenhelligkeitskurve von Planeten, Monden und Asteroiden ist eine wichtige
fotometrische Funktion, welche u. a. Rückschlüsse auf ihre Oberflächenbeschaffenheit erlaubt. Sie ist für ,,trockene" und atmosphärelose Himmelskörper sehr steil. So erhöht sich die Helligkeit des Mondes von der Dreiviertelphase bis zum Vollmond noch um mehr als den Faktor 3, entsprechend einem mv von -1,3 mag [6].
Gemäß der im Schaubild vorgestellten Messungen beträgt derselbe Faktor für Mars nur etwa 2,5 (-1,0 mag). Sein Phaseneffekt war damit 2018 trotzdem stärker als von Mallama aus früheren Daten aufgestellt [7]. Dabei ist für Phasenwinkel größer 10 Grad die Übereinstimmung der beiden Datensätze an sich fast perfekt. Das Ansteigen der entfernungsnormierten Helligkeit des Mars lag also allein am Oppositionspeak, der 2018 nur bis zu Phasenwinkeln von 4,7 Grad bestimmt werden konnte, weil Mars deutlich abseits der Ekliptik stand.
Ob es sich bei der abweichenden Phasenfunktion um einen einmaligen Effekt in der Albedo handelte oder eine Korrektur der alten Daten nötig ist, sollten Messungen um die nächste Marsopposition am 13. Okt. 2020 zeigen, bei der Mars bis auf 2,1 Grad an den Gegensonnenpunkt heranrückt, also Pha-
senwinkel annimmt, die auch vom Mond noch erreicht werden, bevor er bei etwa 1,5 Grad in den Halbschatten der Erde eintritt.
Allgemein ist es nach unserer Meinung unbedingt angezeigt, die Helligkeiten der Planeten und helleren Asteroiden systematisch nachzumessen; denn die vorhandenen Angaben basieren vielfach auf 50 und mehr Jahre alten Messungen mit Fotomultipliern, die spektral sehr viel undefinierter waren als es die heutigen Halbleiterdetektoren sind. Dem fügt sich für die visuellen Planeten noch das Problem hinzu, dass es so gut wie keine ähnlich hellen Vergleichsobjekte gibt wie in der Fotometrie veränderlicher Sterne.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] www.konicaminolta.eu/de/messgeraete/produkte/licht-messtechnik/
leuchtdichtemessgeraete/ls-150-ls-160-2/einfuehrung.html [2] https://forum.meteoros.de/viewtopic.php?f=1&t=58167&start=40#p222051 [3] N. Hernitschek, E. Schmidt, M. Vollmer, 2008: ,,Lunar eclipse fotometry: absolute
luminance measurements and modeling", Applied Optics 47, 62-71 [4] www.calsky.com/cs.cgi/Planets/5/1? [5] A. Mallama, L. Hilton, 2018: ,,Computing apparent planetary magnitudes for The
Astronomical Almanac", Astron omy and Computing (accepted), vgl. https://arxiv. org/abs/1808.01973 [6] E. Schmidt, Y. A. Walter, 2009: ,,The optical lunar opposition effect". 5th Intl. Congress of the European Radio Astronomy Club, Heidelberg, vgl. http://eracnet.org/ congress/2009/park/2009%20pdf/13-Talk_Schmidt&Walter_ERAC_2009_CD.pdf [7] A. Mallama, 2007: ,,The magnitude and albedo of Mars". Icarus 192, 404-416
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Meine Mars-Opposition 2018
- Beobachtungen an verschiedenen Teleskopen, Aufspüren von Veränderungen
von Werner E. Celnik
Der Mars. Wie lange hatte ich darauf gewartet. Meine letzten Beobachtungen des ,,Roten Planeten" stammten aus dem Frühjahr 2012, als er sich uns nur mit einem Durchmesser von 13 Bogensekunden zeigte. Dennoch konnte meine Farbkamera TIS DBK21 an meinem Takahashi-Apo-Refraktor damals Einiges an Detail registrieren (Abb. 1).
Zur Opposition Ende Juli 2018 erreichte Mars wieder einmal ein Minimum an Erdnähe und ein Maximum an Winkeldurchmesser nach der Rekord-Opposition 2003. Leider steht er bei solchen Perihel-Oppositionen in mitteleuropäischen Breiten jedoch stets sehr tief am Horizont. Für meinen Heimatstandort kam Mars zur Opposition 2018 nicht über 12,7 Grad Höhe hinaus. Zu we-
1 Mars am 25.03.2012 um 19:17 Uhr UT, Horizonthöhe 40 Grad , Winkeldurchmesser
13,1'', ZM 344 Grad , Teleskop: Refraktor 150 mm/1.100 mm, Kamera: TIS DBK21 Color, Ort: Rheinberg. Details (Norden oben): Nordpolkappe, Syrtis Major, Sinus Sabaeus, Sinus Meridiani, Dunst im Hellas-Becken. Bildautor: W. E. Celnik
2 Rechts: Das steinerne Schild an der Einfahrt zur Farm Tivoli
3 Mars über dem östlichen
Horizont von Tivoli, links daneben Zodiakallicht und Milchstraße. Aufnahme am 30.07.2018 um 17:59 Uhr UT, Panorama-Montage von 3 Einzelaufnahmen mit Canon 5D MkII bei ISO 4000 und Objektiv 1:1,4 / 20 mm, Einzelbelichtung je 20 s. Bildautoren: W. E. Celnik und D. Sporenberg
nig, um wegen der zum Horizont stark zunehmenden Luftunruhe brauchbare Beobachtungsergebnisse aus der Kleinstadt heraus erzielen zu können. Die Bildergebnisse aus Deutschland im Zeitraum bis Mitte Juli belegen den starken Einfluss der Luftunruhe bei geringen Horizonthöhen (vgl. Abb. 4). Am 27.05. und 09.07. wurde die Apertur des Teleskops dazu noch zur Hälfte durch die Wand der Sternwartenhütte abgeschattet.
Die Vorplanung Ein auf Flugreisen transportables und für Mars brauchbares Teleskop besaß ich nicht (mein 6-Zoll-Re-
fraktor war mit 20 kg einfach zu schwer). Daher musste ein für meine Verhältnisse größeres Instrument angemietet werden, am besten mit stabiler Montierung und an einem Standort, wo Mars zur Opposition hoch stand. Meine Wahl fiel auf die Astrofarm Tivoli in Namibia (Abb. 2 u. 3), wo ich mit einem Freund genau zehn Jahre zuvor bereits einmal Deep-Sky-Aufnahmen gewinnen und allgemein gute Erfahrungen sammeln konnte.
Mehr als neun Nächte Aufenthalt waren allerdings wegen beschränkten finanziellen Budgets nicht drin. Da
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Ergebnisse der Mars-Opposition
4 Montage von Marsbeobachtungen 2018, Norden oben. Bildautoren: W. E. Celnik,
M. Hoppe, D. Sporenberg, R. Sparenberg
Planetenbeobachtungen auch bei Mondlicht durchgeführt werden können und am 27. Juli 2018 zudem noch eine totale Mondfinsternis stattfand, stand der Termin für den Beobachtungsaufenthalt vom 26.07. bis zum 04.08. schnell fest. Mit von der Partie war diesmal mein alter Freund Dieter Sporenberg, mit dem ich im Rahmen der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Bochum (AABO) seit den 70er-Jahren schon viele Beobachtungsexkursionen unternommen hatte [1].
Über das beeindruckende namibische Erlebnis dieser Mondfinsternis wurde bereits berichtet [2]. Jetzt soll es um die Marsbeobachtungen gehen.
Die Technik Auf Tivoli stand uns mit dem Meade ACF 356 mm/3.560 mm (also f/10) auf einer tragfähigen Astro-Physics GTO-1200-Montierung im ,,Taurus"-Sternwartengebäude ein Instrument mit einem theoretischen Auflösungsvermögen von 0,37 Bogensekunden im visuellen Bereich (520 nm Wellenlänge) zur Verfügung (Abb. 5). Unter Verwendung eines Nah-Infrarotfilters IR 850 in Kombination mit einer CMOS-Farbkamera QHY5III178c [13] sollte der Empfindlichkeitsschwerpunkt bei 880 nm Wellenlänge liegen. Hier sollte eine Winkelauflösung von 0,62 Bogensekunden zu erreichen sein.
Bei der Beobachtung aufgenommen wurden Videosequenzen über je 120 s Dauer mit der Farbkamera und den Filterkombinationen - nur UV/IR-Sperrfilter [10], also reine
Color-Aufnahmen - mit IR 850 [11], ohne UV/IR-Sperrfilter,
Nah-IR-Aufnahmen - mit Wratten #47 [12], mit UV/IR-Sperr-
filter, Aufnahmen im blauvioletten Licht
Die Primärbrennweite des Teleskops wurde mit einem Flat-Field-Konverter (FFC) von Baader auf ca. 7 m verlängert. Ein Atmosphärischer Dispersionskorrektor (ADC) wurde bei Horizonthöhen von Mars unter 60 Grad hinter den FFC geschaltet und diente
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Ergebnisse der Mars-Opposition
zur Reduktion des atmosphärischen Spektrums (Abb. 6).
Zur Kamerasteuerung und Bildaufzeichnung haben wir die Software FireCapture 2.5 [3] auf einem Notebook mit schneller SSD-Festplatte (256 GB) und einer Standard-Festplatte (1.000 GB) eingesetzt. Nach jeder Beobachtungsnacht wurden alle Aufnahmen auf eine separate externe Festplatte mit 4.000 GB Kapazität gesichert. Für alle Fälle wurden eine Ersatzkamera (von TIS) und ein zweites Notebook älteren Datums mit 1.500 GB Speicherkapazität und aller benötigter Software mitgeführt. So konnten bei Mars mit der schnellen SSD-Platte Bildaufzeichnungsraten von bis zu 130 Bildern pro Sekunde realisiert werden. Bei 120 s Aufzeichnungsdauer standen so je Video bis zu 15.600 Bilder für die Verarbeitung (Stacking, Stapeln, Mitteln) mit AutoStakkert! 3 [14] zur Verfügung.
Mit jeder Filterkombination wurden mehrere Einzelvideos hintereinander aufgenommen, in der Reihenfolge
5 Die Beobachter auf Tivoli
am Teleskop Meade ACF14 (356 mm / 3.560 mm) auf Montierung Astro-Physics GTO 1200 in der Taurus-Hütte, Bildautoren W. E. Celnik und D. Sporenberg
1. 3 x Color 2. 2-3 x Blauviolett 3. 3-6 x Nah-Infrarot 4. 2-3 x Blauviolett 5. 3 x Color
Diese symmetrische Aufreihung bei der Beobachtung vereinfacht die spätere Derotation in WinJUPOS [4] und den Farbkombinationsprozess.
Die Handicaps Unsere erste Marsbeobachtung am 27.05. (vgl. Abb. 4) zeigt den tief stehenden Mars zwar mit schlechter Winkelauflösung, aber mit hohem Kontrast in den Albedostrukturen. Ab dem 31. Mai 2018 begann auf dem Mars ein riesiger Staubsturm zu wüten, der einen Großteil der Oberfläche den Blicken der Erdbewohner entzog oder zumindest den Kontrast extrem abschwächte [5]. Erst nach und nach wurde die Transparenz der Marsatmosphäre wieder besser. Ein tiefer Rot-, oder besser, ein Infrarotfilter erhöhte den Kontrast bei den Beobachtungen.
6 Am zusätzlich montierten Okularauszug des Teleskops: der Flat-Field-Konverter
(Baader), der Atmosphärische-Dispersions-Korrektor (ZWO) und die Kamera QHY5III178c (Astrolumina), Bildautoren W. E. Celnik und D. Sporenberg
Die atmosphärische Transparenz auf Tivoli war während des gesamten Beobachtungsaufenthaltes ordentlich, auf einer Skala von 1 (hervorragend) bis 5 (unbrauchbar) durchweg 1-2, bis auf zwei z. T. mit Wolken durchzogene Nächte. Leider erwies sich das Seeing (hier nur bezogen auf die Luftunruhe) als weniger stabil: laut Notizen im Beobachtungsbuch im Mittel 2,5 +- 1 auf einer Skala von 1 bis 5 (w. o.).
So fiel das Fokussieren direkt mit dem LiveVideobild an einem zappelnden Planetenscheibchen nicht immer leicht. Manche Bildergebnisse, z.B. am 02.08. (vgl. Abb. 4) sind daher womöglich einfach nur unscharf ...
Zuhause fokussiere ich mit der TeleskopKamera-Kombination für Planeten immer mit Bahtinov-Maske an einem Stern und fahre dann per GOTO schnell zum Planeten. Hier war dies leider nicht möglich, denn das Pointing der Montierung war dafür nicht ausreichend genau.
Am Tag 3 unseres Aufenthaltes die erste echte technische Panne: Die Sicherungsfestplatte wurde bei der Datensicherung plötzlich extrem langsam. Auch ein Neustart brachte keine Besserung. Also Plattenausfall. Ein anderer anwesender Sternfreund hatte glücklicherweise eine Festplatte übrig, die er uns zur Verfügung stellen konnte.
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Ergebnisse der Mars-Opposition
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7 Rotation des Mars in der Abfolge des
Zentralmeridians von 336 Grad bis 60 Grad , im Zeitraum 26.07. bis 01.08.2018, Norden oben. Teleskop: Meade ACF 14, Kamera QHY5III178c, Filter: ohne, IR850, Wratten #47. Bildautoren: W. E. Celnik und D. Sporenberg
Die fünf besten Bildergebnisse aus dem Zeitraum vom 27.07. bis zum 01.08. wurden in WinJUPOS nochmals derotiert und auf den Zeitpunkt 29.07.2018 um 23:05 Uhr UT zusammengeführt s. Abb. 4 rechts unten). Die beste im Beobachtungszeitraum erzielte Winkelauflösung liegt bei 0,40 Bogensekunden, also nahe am theoretischen Auflösungsvermögen. Leider nicht durchgängig.
Am Tag 5 die Katastrophe: Bei Beginn der nächtlichen Beobachtungen wurde das Notebook mit der schnellen SSD-Platte plötzlich heiß und ging aus. Defekt der Mutterplatine. Das Aus für hohe Aufzeichnungsgeschwindigkeiten, da nur noch der langsamere alte Ersatzrechner (immerhin!) zur Verfügung stand. Ursache war möglicherweise eine der zahlreichen statischen Entladungen durch gleichzeitige Berührung von Teleskop und Rechner. Dringende Empfehlung: Ein Erdungskabel für den Beobachter verwenden.
Die Ergebnisse Die einzelnen Videos wurden mit Verwendungsraten von 80 %, 20 % und 5 % gestackt. Als beste Verwendungsrate erwies sich meist 80 %, selten 20 %.
Die Nah-Infrarot-Aufnahmen stellten sich stets als ,,besser" heraus als die Color-Aufnahmen oder auch der R-Kanal der Color-Aufnahmen. Besser heißt hier: mehr Kontrast in der Albedo der Marsoberfläche (Staub in der Marsatmosphäre) UND verbesserte Luftruhe, dadurch mehr Details, trotz des theoretisch schlechteren Auflösungsvermögens im IR. Die Blauviolett-Aufnahmen zeigten die Polargebiete mit höherem Kontrast als die Color-Aufnahmen.
Nach der Derotation mit WinJUPOS der einzelnen Videos mit denselben Filterkombinationen wurden in Photoshop CC [6] die mit Giotto 2.21 [7] geschärften IR-Aufnahmen als Luminanz den Color-Aufnahmen hinzugefügt, die Blauviolett-Aufnahmen dem Blaukanal der Color-Aufnahmen.
Insgesamt konnten zu zehn Zeitpunkten Marsaufnahmen auf Tivoli gewonnen werden. Aufgrund des mittelmäßigen Seeings sind die Aufnahmen bei geringerer Horizonthöhe (37 Grad -44 Grad ) durchweg schlechter als die in Zenitnähe bei 80 Grad -87 Grad . Die Planetenbeobachtungen machten an diesem Standort und zu dieser Periode daher nur zu den Kulminationszeiten Sinn. Im Beobachtungszeitraum konnte deshalb nicht das angestrebte Intervall für den Zentralmeridian abgedeckt werden, weil bei Mars die Abend- und Morgenbeobachtungen wegfielen. Die Abbildung 7 zeigt die Rotation des Mars in sieben Bildern vom 26.07. bis 01.08.2018 durch Veränderung des Zentralmeridians.
Die Veränderungen in der Albedo Aus fünf Aufnahmen zwischen dem 26.07. und dem 01.08.2018 konnte ich mit WinJUPOS eine Marskarte aus unseren Beobachtungen erstellen, für den Längenbereich 270 Grad bis 120 Grad und einen Breitenbereich von -90 Grad bis +60 Grad (Abb. 8). Auffälligste Albedostrukturen sind hier z.B.
- Südpolkappe, Nordrand (Breite -70 Grad bisca.-62 Grad )
- Nordpolhaube, Südrand (Breite +60 Grad bis+45 Grad )
- Syrtis Major (290 Grad , Breite +15 Grad ) - Hellas-Becken (300 Grad , -45 Grad ) - Sinus Sabaeus (340 Grad , -10 Grad ) - Deucaleonis Regio (350 Grad , -15 Grad ) - Sinus Meridiani (0 Grad , 0 Grad ) - Oxia Palus (15 Grad , +12 Grad ) - Niliacus Lacus (25 Grad , +20 Grad ) - Chryse (30 Grad , +10 Grad ) - Argyre-Becken (45 Grad , -50 Grad ) - Aurorae Sinus (50 Grad , -10 Grad )
Ergebnisse der Mars-Opposition
8 Marskarte vom 26.07. bis 01.08.2018. Breitenskala planetografisch, Zylinderprojektion, Norden oben. Erstellt mit WinJUPOS [3].
Beobachtungen am 29.07.2018 (um 19:29 Uhr UT, Längenbereich 270 Grad -312 Grad ), 01.08. (22:52 Uhr UT, 312 Grad -20 Grad ), 29.07. (22:36 Uhr UT, 20 Grad -80 Grad ), 27.07. (23:44 Uhr UT, 80 Grad -105 Grad ), 26.07. (23:21 Uhr UT, 105 Grad -120 Grad ). Instrument: Meade ACF 14, Effektivbrennweite ca. 7 m, Kamera: QHY5III178c, Filter: ohne Filter, IR 850, Wratten #47, Ort: Farm Tivoli/Namibia, Bildautoren: W. E. Celnik und D. Sporenberg.
- Achilis Pons (55 Grad , +22 Grad ) - Valles Marineris (62 Grad , -42 Grad )
Dazu einige topografische Strukturen wie die Krater Galle (33 Grad , -53 Grad ) und Lowell (70 Grad , -53 Grad ) sowie der dunkle Flecken des Vulkans Acraeus Mons (107 Grad , +15 Grad ).
Lokale Staubablagerungen scheinen sich nach Vergleich mit früheren Marskarten an verschiedenen Orten zu befinden. Ein Vergleich mit den detaillierten Karten von S. Ebisawa [15] oder R. Aeschliman (2017, [8]) zeigt: Westlich (Mars-Westen) der Gabelbucht Sinus Meridiani fehlt ein Teil des dunklen Argus-Bogens (bei 10 Grad , -3 Grad ). Der östliche Teil der hellen Chryse-Ebene erscheint westlich von (15 Grad , +15 Grad ) wesentlich dunkler. Zwischen den dunklen Flecken von Oxia Palus und der dunklen Ebene Niliacus Lacus sollte eigentlich eine helle Teilung bestehen, diese fehlt. Die dunkle Fläche von Aurorae Sinus erscheint im Bereich der Valles Marineris durch einen hellen Streifen geteilt. Der topografische ,,Knick" westlich der chaotischen Senke Capri Chasma ist durch die Albedostruktur nachgebildet. Womöglich sind die tiefen Täler Valles Marineris und Capri Chasma wie Eos Chasma mit hellem Staub zugedeckt, während die Hochebenen nach dem Staub-
9 Mars mit Phobos und Deimos am 28.07.2018 von 23:26 bis 00:22 Uhr UT, mit Bewegung
der Monde um den Mars und Bewegung des Mars von W nach O vor den Sternen. Phobos (10,5 mag) rechts, Deimos (11,6 mag) links oben, Stern TYC 69111579 (11,5 mag) links. Inset: Marsaufnahme von 22:40 Uhr UT maßstabs- und orientierungsgetreu. Teleskop: Meade ACF 14 Zoll, Kamera: QHY5III178c, Einzelbelichtungen: Mars 10-27 ms, Monde 960 ms, Intervall: 4 min, Ort: Farm Tivoli, Namibia, Bildautoren: Werner E. Celnik und Dieter Sporenberg.
sturm schon wieder nahezu staubfrei sind. Es gibt demnach nicht nur dunkle Strukturen, die jetzt hell erscheinen, sondern auch umgekehrt. Und: die Albedo-Veränderungen können recht kleinräumig sein. Ähnliches ist auch in den Aufnahmen von Bernd Gährken und Sebastian Voltmer [9] zu fin-
den. Siehe dazu auch deren Beitrag hier in diesem Heft.
Die Monde In der Nacht vom 28. zum 29. August gelang es uns, die Orbitalbewegung der beiden Marsmonde Phobos und Deimos und
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Ergebnisse der Mars-Opposition
die Bewegung des Planeten selbst auf seiner Bahn vor dem Hintergrund der Sterne festzuhalten (Abb. 9). Eine Stunde lang wurde alle 4 Minuten ein 60-s-Video mit langer Belichtungszeit der Einzelbilder von fast 1 s aufgenommen. Mars war dann natürlich völlig überbelichtet, dessen Einzelbelichtungszeit betrug i.d.R. einige Millisekunden. Dadurch tauchten jedoch die Monde sowie ein Hintergrundstern (TYC 69111579) auf. Diese eine Beobachtungsstunde wurde so gewählt, dass Phobos auf seinem Bahnbogen um Mars seinen Maximalabstand erreichte. So wird deutlich, in wie dichtem Abstand dieser Mond seinen Mutterkörper umläuft. Da Mars sich in der Beobachtungsstunde mit einer Winkelgeschwindigkeit von 0,84 Bogensekunden/ Minute von Ost nach West bewegte und alle Aufnahmen auf den Mutterplaneten ausgerichtet wurden, bildet sich der Stern wie die Monde ebenfalls als Punktfolge (Strichspuraufnahme) ab.
Der überbelichtete Mars wurde im Endbild entfernt und durch eine mit kurzen Einzelbelichtungszeiten gewonnene Summenaufnahme maßstabs- und lagegetreu ersetzt. Die dafür verwendeten Marsaufnahmen wurden unmittelbar vor der Aufnahmeserie für die Monde aufgenommen. Es wurden insgesamt 13 Videos von 120 s Dauer angefertigt: 6 als Farbvideo mit UV/ IR-Sperrfilter sowie 3 mit IR850-Filter ohne Sperrfilter (Luminanz) und 4 mit Violettfilter (Wratten #47) in Kombination mit UV/IR-Sperrfilter für den Blaukanal. Mars müsste eigentlich um 75 min weiter gedreht werden, um den tatsächlichen Bildeindruck zur Mitte der Mondaufnahmen wiederzugeben. Die lange Belichtung der Mond-Einzelbilder verursachte im Zusammenspiel mit dem im Laufe der Nacht schlechter werdenden Seeing leider vergrößerte Scheibchen von Stern und Monden.
Ein Fazit Wegen äußerst mittelmäßigen Seeings und technischer Probleme konnte das maximale Auflösungsvermögen des verwendeten Teleskops nicht ganz ausgenutzt werden. Dennoch zeigte die aus den besten Aufnah-
men erstellte Marskarte Unterschiede in den Albedostrukturen im Vergleich zu älteren Marskarten auf, die vermutlich durch den abklingenden Staubsturm verursacht wurden.
Und nach der Opposition? In den Monaten nach dem eigentlichen Oppositionszeitraum wurden noch Aufnahmen in Deutschland angefertigt, vom 08.10. bis zum 08.11.2018 (Abb. 4). Der Winkeldurchmesser des Mars schrumpfte drastisch, dafür stieg er auf größere Horizonthöhen. Dennoch: Die Beobachtungen waren stark vom Seeing begrenzt. Lediglich der 1,12-m-Spiegel der Expo-Sternwarte Melle konnte mit den Namibia-Beobachtungen noch halbwegs mithalten. Ein Vergleich der beiden Aufnahmen vom 08.10 und am 27.07, die etwa denselben Zentral-
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand 30.01.2019): [1] P. Riepe, U. Bojarra, 1982: ,,Astro-
nomisches Lager am Gavia-Pass", Sterne und Weltraum 21, 5/1982, S. 210 [2] W. E. Celnik, D. Sporenberg, O. Guthier, 2019: ,,Die Mondfinsternis des Jahrhunderts - ein stilles Erlebnis", VdS-Journal für Astronomie 68 (I-2019), S. 16 [3] FireCapture-Software: www.firecapture.de/ [4] G. Hahn, 2018: ,,WinJUPOS", www.grischa-hahn.homepage.tonline.de/winjupos_download.htm [5] Beginn Staubsturm auf dem Mars, 2018: http://spaceweather.com/archive. php?view=1&day=13&month=06& year=2018 [6] Adobe Photoshop CC, 2018: www. adobe.com/de/creativecloud.html [7] Software Giotto 2.21: http://www. giotto-software.de/ [8] Ralph Aeschliman, 2017: Marskarte, http://ralphaeschliman.com/ralph aeschliman_009.htm, und http:// ralphaeschliman.com/linked/ srasimp.pdf
meridian zeigen, lässt darauf schließen, dass es zwischen diesen beiden Beobachtungen keine wesentlichen (d. h. großräumigen) Veränderungen in der Albedostruktur gab. Die nachfolgenden Aufnahmen mit dem C11 und dem 150-mm-Refraktor lassen keine feinen Details mehr erkennen. Vielleicht ergibt sich mehr im Oktober 2020, wenn Mars zur Opposition in Deutschland eine Höhe von 45 Grad erreicht.
Danksagung Ich bedanke mich ganz herzlich bei Michael Hoppe und Rainer Sparenberg, die mir Beobachtungen an ,,ihren" Instrumenten ermöglichten. Besonderer Dank gilt meinem alten Freund Dieter Sporenberg, ohne den die Beobachtungen in Namibia nur schwer möglich gewesen wären.
[9] Marsbeobachtungen von B. Gährken und S. Voltmer, 2018: www.astrode. de/reisen/reisen18c/namib2018c. htm, und: www.astrofilm.com
[10] [10] UV/IR-Sperrfilter: Standardausstattung der Kamera [13]
[11] Filter IR 850: Standard-Fotofilter, im Fachhandel in diversen Größen erhältlich
[12] Wratten-Filter, Bezugsquelle 2018: Teleskop Service, Parsdorf, www.teleskop-express.de/shop/
[13] Astrolumina-Kamera QHY5III178c, 2018: https://astrolumina.de/ kamerasysteme/alccd-qhy/ alccd-qhy-5iii-178.php
[14] E. Kraaikamp, Software AutoStakkert!: www.autostakkert.com/
[15] S. Ebisawa, 2010: Marskarte, www.alpo-astronomy.org/marsblog/ wp-content/uploads/2010/05/ MarsMapEbisawamap123.jpg
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Ergebnisse der Mars-Opposition
Mars 2018
- leider nur suboptimal
von Bernd Flach-Wilken
Im vergangenen Sommer war es wieder soweit: eine etwa alle 15 Jahre wiederkehrende Perihel-Marsopposition bescherte den Planetenbeobachtern einen gut 24 Bogensekunden großen Roten Planeten. Für uns Nordhalbkugelbeobachter bedeutet dies neben gewissen Beobachtungsvorteilen, zum Beispiel warmen Sommernächten, eine bedeutende Einschränkung des Beobachtbaren durch sehr horizontnahe Positionierung des Planeten am Firmament (bei mir nur rund 15 Grad Kulminationshöhe) mit folglich meist grässlichen Seeingbedingungen. Angestrebte hochauflösende Beobachtungen waren somit nahezu nicht möglich, was schon die Vorfreude auf diese Marsopposition sehr einschränkte.
Im Gegensatz zu den günstigen Oppositionen 1988 und 2003 stand mir dieses Jahr allerdings erstmals eine USB3-Videokamera zur Verfügung, welche durch die Möglichkeiten der kurzen Integrationszeiten und der enormen Bildfolgeraten die Hoffnung weckte, doch einiges an hochaufgelösten Bildergebnissen durch ,,lucky imaging" zu erhalten.
1 Kurz nach seiner Opposition, am
31.07.2018 (23:08 Uhr UT, Durchmesser 24,2'', ZM 12,5 Grad ), zeigte sich der Himmel erstmals gnädig und ließ im C14-Edge-HD einiges an Albedodetails erkennen. Wenn auch weit entfernt vom Optimum, ist die Gegend um Sinus Meridiani ein Muss für jeden Planetenbeobachter. Die Hoffnung auf noch besseres Seeing während dieser Mars-Saison bestand noch immer, bekam aber im Laufe der Zeit deutlich Dämpfer. Norden oben.
2 Im C14-Edge-HD zeigte sich Mars am
06.08.2018 (Durchmesser 24,1'', ZM 309 Grad ) gegen 23:45 Uhr UT erstmals bei recht ordentlichem Seeing so, wie ich es erwartet hatte. Der Staubsturm hatte sich bis auf die Gegend um Sinus Meridiani (ganz links auf dem Bild) weitgehend verzogen. Hellas präsentierte sich sehr auffällig hell, während die nördlichen ,,Ausläufer" der Terra Cimmeria sehr dunkel erschienen. Norden oben.
Erste Okulareinblicke im Juni 2018 jedoch ließen auf dem notorisch zappelnden Planetenscheibchen nichts, aber auch gar nichts an Oberflächen-/Albedodetails erkennen, so dass alle Hoffnungen auf interessante Bildergebnisse dahinschwanden. Der im Juli aufkommende globale Staubsturm auf Mars verschlimmerte die Lage zusätzlich.
Vor 15 Jahren ergriff ich deshalb die Flucht in südliche Gefilde, wo ich in Namibia auf der Farm Tivoli am dortigen 40-cm-Hypergrafen den Roten Planeten in Zenitnähe mit einer Philips-ToUCam ablichten wollte. Leider scheiterte dieses Vorhaben kläglich, da durch einen Kurzschluss in der Montierungsmotorzuleitung (natürlich in
3 Am 15.08.2018 erlebte ich das beste
Seeing dieser Mars-Saison. Mit immer noch 23,3'' Durchmesser (ZM 217 Grad ) gelang es, mit der beschriebenen Ausrüstung im C14-Edge-HD die Terra Cimmeria in kleinere Dunkelgebiete aufzulösen. Das sich nördlich anschließende helle Band scheint nach Vergleich mit Ergebnissen anderer Beobachter real zu sein. Norden oben.
4 Gegen Ende August (28.08.2018, 20:50
Uhr UT) hatte Mars noch immer über 21'' Durchmesser und zeigte hier in Westeuropa seine sehr interessanten Regionen um Solis Lacus mit dem links anschließenden, sehr prägnanten dunklen Ausläufer von Sinus Aonius. Norden oben. Beobachtungsinstrument war der 300-mm-Schiefspiegler.
Ergebnisse der Mars-Opposition
5 So zeigte sich Mars am Abend des 11.08.2018 in meinem 300-mm-Schiefspiegler gegen 21:50 Uhr UT bei recht or-
dentlichem Seeing in nur 13 Grad Horizonthöhe. Der Planetendurchmesser betrug 23,8'', der ZM 256 Grad . Von links nach rechts sind dargestellt: Addition von 5.000 Bildern (Luminanzkanal mit IR-742-Filter) bei 80% Verwendungsrate in AutoStakkert! 3. In der Mitte wurde dieses Summenbild mit Wavelet-Filtern so weit geschärft, dass das Rauschen begann, störend zu wirken. Acht dieser in Serie aufgenommenen Bilder wurden in WinJUPOS derotiert und wiederum addiert. Nochmalige Schärfung in Giotto und die Kombination mit dem sofort anschließend gewonnenen RGB-Bild ergab das Endergebnis rechts. Norden oben.
der Stundenachse!) die Steuerungsendstufe ,,abrauchte" und das Teleskop nicht mehr einsatzfähig war. Ein ersatzweise zur Verfügung gestelltes C11 konnte die Erwartungen nur begrenzt erfüllen, was aber auch an oft sehr ungünstigen Seeingbedingungen über der Farm gelegen haben mag. So platzten diese Träume ...
2018 aber sah die Lage anders aus. Als Mitglied der CHART32-Gruppe [1] stand mir in Chile am Cerro Tololo ein optisch hervorragendes 80-cm-Remote-Teleskop zur Verfügung, das zwar hauptsächlich für Deep-Sky-Aufnahmen benutzt wird, aber auch schon testweise seine Eignung als Planet enkiller bewiesen hatte.
Aber auch hier gab es plötzlich Probleme. Die dortige USB3-Kamera ließ sich bei einem Test im Frühjahr 2018 nicht mehr ansprechen. Sie wurde zwar vom Steuer-PC erkannt, lieferte aber keine Bilder. Das Problem ließ sich von hier aus via Remote-Diagnose nicht beseitigen. Auch das Personal vor Ort konnte sich nur vergebens bemühen, die Kamera wieder zum Leben zu erwecken. Ein schneller Vor-Ort-Ersatz der Kamera war organisatorisch nicht mög-
lich, was einen gravierenden Nachteil von Remote-Teleskopen aufzeigt ... und schon wieder war ein Traum geplatzt.
Also galt es 2018, wie schon 1988, hier zu Hause von meiner Balkonbeobachtungsstation aus den widrigen Gegebenheiten das Beste zu machen und mein Glück mit meinem 300-mm-Kutter-Schiefspiegler und einem optisch sehr guten Celestron 14 EdgeHD zu versuchen. Hilfreich war dabei der letztjährige Jahrhundertsommer, der nahezu jede Nacht klare Sicht bescherte, aber bezüglich der Luftunruhe durch die nächtliche Wärmeabstrahlung benachbarter Häuser nicht oder nur selten überzeugen konnte. Der Staubsturm auf Mars gab dann Ende Juli, also kurz vor dem Höhepunkt der Oppositionsperiode, die Sicht auf Oberflächendetails langsam wieder frei. Mit zwei ASI-USB3-Kameras (ASI 174MM und ASI 185MC), einem ZWO-ADC, diversen Rotfiltern (RG 630, RG 685, IR pro 742 und IR pro 807) und einem Flat-Field-Konverter zur Verlängerung der Brennweite (Effektivbrennweite 10-12 m) tastete ich mich langsam an eine Methode zur ,,optimalen" Bildgewinnung heran.
Schnell zeigte sich: Nur RGB mit einer Farbkamera bringt zu flaue Kontraste, also musste das L(IR)RGB-Verfahren angewendet werden, was sich dann auch als einigermaßen brauchbar herausstellte.
Mein persönliches Optimum zur Bildgewinnung sah nach einigen Versuchen so aus: mit ADC und Filter IR 685 (oder IR 742) wurden je zehn Videoserien à 120 Sekunden Dauer für den L-Anteil und nochmals vier 90-Sekunden-Serien mit der Farbkamera für die RGB-Kanäle aufgenommen.
Diese an die 80.000 Rohbilder wurden wie folgt (hier nur der L-Kanal beschrieben) bearbeitet: in AutoStakkert! 3 [2] wurde jede der zehn bis zwölf Serien mit einer Bildverwendungsrate von 80% zentriert und gemittelt addiert, wodurch aus rund 50.000 IR-Aufnahmen nur noch zehn bis zwölf wurden.
Diese wurden mit sehr viel Gefühl mittels Wavelet-Filtern geschärft, so dass das erste Mal erkennbar wurde, ob überhaupt Oberflächendetails erfasst worden waren. Dann wurde erneut aussortiert und die fünf bis
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Ergebnisse der Mars-Opposition
acht besten dieser geschärften IR-Bilder in WinJUPOS [3] derotiert (das ist auch beim langsam rotierenden Mars absolut notwendig), gemittelt addiert und schließlich sowohl in Giotto [4] als auch in Adobe Photoshop ,,verfeinert". Ähnlich, aber mit weniger Schärfungsroutinen, wurden die Farbaufnahmen behandelt und schlussendlich zum L(IR)RGB zusammengerechnet.
Es ergaben sich in Nächten mit günstigem Seeing Bildergebnisse, die den visuellen Anblick am Okular sowohl im Schiefspiegler als auch im C14 bei Weitem übertrafen. Das war eben ,,lucky imaging" at it`s best.
Auf anderen Wegen wären von hier aus (50,5 Grad nördl. Breite) keine vergleichbaren Ergebnisse möglich geworden. Dass im Vergleich zu Aufnahmeorten mit gutem bis optimalem Seeing die Ergebnisse immer noch enttäuschend sind, steht auf einem anderen Blatt. Neben unbefriedigender Auflösung erkennt man schnell, dass die Farbe Blau stark unterrepräsentiert ist; eine Folge der Absorption kurzwelliger Lichtanteile durch die Erdatmosphäre.
Dahingehend lässt die 2020 folgende Marsopposition mit einem Planetendurchmesser von bis zu 22,5 Bogensekunden und Kulminationshöhen von über 45 Grad doch ei-
niges mehr erhoffen. Außerdem sollte bis zu diesem Zeitpunkt unsere Planetenkamera am 80-cm-CHART32-Teleskop wieder funktionsfähig sein, so dass ich schon heute voller Vorfreude auf diese Zeit warte.
Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] http://chart32.de [2] www.autostakkert.com [3] www.grischa-hahn.homepage.
t-online.de/winjupos_download.htm [4] www.giotto-software.de
Der staubige Mars über Namibia
von Sebastian Voltmer und Bernd Gährken
1 Luftaufnahme der Beobachtungshütte auf dem Gamsberg,
Bild: Sebastian Voltmer
Nur alle 26 Monate erreicht der Planet Mars seine Oppositionsstellung zur Sonne. Dabei sind die Abstände des Mars zur Erde aufgrund seiner elliptischen Bahn stark schwankend: Die jeweiligen Distanzen liegen zwischen 56 und 101 Millionen Kilometer. Es war damals am 27. August 2003, als sich eine Marsopposition so nah der Erde ereignete wie seit den letzten fast 57.000 Jahren nicht mehr: Nur 55,758 Mio. Kilometer war der Mars entfernt - Grund für unsere damalige Reise in das sonnige Namibia.
Die zu der Zeit noch junge Lucky Imaging-Technik mit Webcams ermöglichte Aufnahmen, die neue Maßstäbe setzten. Zur Marsopposition 2005, die mit 69,4 Mio. km ebenfalls von uns Mitteleuropäern gut verfolgt werden konnte, wurden die Ergebnisse aus Namibia von 2003 durch den rasanten technischen Fortschritt sogar noch getoppt. Dies wird auch im Film ,,Wiederkehr des Mars" [1] deutlich, dessen wichtigste Dreharbeiten zu dieser Zeit begannen. Danach folgte eine Durststrecke mit Planetenoppositionen, die nur einen kleinen Mars zeigten. Doch nach 2012 erschien Mars bei seinen Oppositionen nach und nach wieder größer. Die nächste wirklich günstige Perihel-Opposition war am 27. Juli 2018 mit einer Entfernung von 57,589 Millionen Kilometer.
Die Perihel-Marsoppositionen fallen immer in die Sommermonate, wenn der Planet in Deutschland nahe am Horizont steht. Daher entstand schon 2003 die Idee, im Jahr 2018 eine weitere Tour auf die Südhalbkugel zu realisieren. Tatsächlich gelang es nach all den Jahren, das Vorhaben in die Tat umzusetzen und die Reise nach Namibia zu wiederholen. Neben Bernd Gährken und Sebastian Voltmer war diesmal auch der Vulkan- und Himmelsfotograf Martin Rietze an Bord. Wir planten das Anfertigen einer Marskarte, um globale und lokale Albedo-Veränderungen zu dokumentieren. Doch ab Mai 2018 ereignete sich auf dem Roten Planeten ein globaler Staubsturm, der den Blick auf seine Oberfläche trüben würde. Wie sich jedoch im Nachhinein heraus-
Ergebnisse der Mars-Opposition
2 Das letzte steile
Stück zum Großen Gamsberg, aufgenommen mit einem Quadrokopter von Sebastian Voltmer
stellte, sollte gerade dieser Sturm auf dem Mars zu einer interessanten fotografischen Studie führen.
vor der Bedeckung noch gut zu erkennen, aber im Einzelbild schwer nachvollziehbar.
Unsere Reise beginnt Mitte Juli 2018. Nach Ankunft in der Namibischen Hauptstadt Windhuk decken wir uns im Supermarkt mit einem großen Vorrat an Lebensmitteln ein, den wir auf dem Gamsberg benötigen würden. Gebucht ist der 710-mm-Newton und eine Wohnhütte (Abb. 1) auf dem Plateau des Großen Gamsbergs für ganze fünf Tage. Dort oben sind wir auf eine komplette Selbstversorgung angewiesen. Schwierig zu fahren ist die Straße hinauf (Abb. 2). Ohnehin darf sie nur mit einer speziellen Erlaubnis benutzt werden.
Doch zunächst steht die Gästefarm Hakos auf dem Programm. Das Wetter mit Sturm und Gewittern spielt überhaupt nicht mit, und der geplante Fahrer der Farm ist auch noch krank; so müssen wir uns gedulden und hoffen. Letztendlich sollten wir dann doch vier Tage auf Hakos verbringen - zwei Tage länger als geplant. Spontan buchen wir in unserer Wartezeit die Dr. Vehrenberg-Sternwarte und erleben neben Regen, Blitz und Donner dann doch noch einige wenige Momente mit sogar nahezu Top-Seeing. Dort stellten wir im Vorfeld unserer Gamsbergfahrt Überlegungen an, ob bei optimalem Seeing eventuell Verfinsterungen von Phobos durch den Mars-Schatten sichtbar werden könnten. 2003 konnten wir Phobos bereits fast bis zum Rand der Planetenscheibe verfolgen, so wie es in der Doku ,,Wiederkehr des Mars" zu sehen ist. Und auch dieses Mal ist Phobos zu finden. Es geht ganz leicht, so dass wir ihn später zur Kollimation verwenden können. Der Nachweis der Verfinsterungen ist dann allerdings schwierig. Da zur Opposition der Mars-Schatten keinen großen Abstand zum Planetenscheibchen besitzt, werden eine optimale Transparenz und eine kontrastreiche Optik benötigt. Tatsächlich gelingt es uns, zweimal das Verschwinden des Mini-Mondes zu dokumentieren. Im bewegten Bild einer Videosequenz ist die Verfinsterung
Wegen des wechselhaften Wetters müssen wir unsere nächtlichen Beobachtungen abbrechen, nur tagsüber haben wir Gelegenheit für längere Spaziergänge - begleitet von einer unangenehmen Halsentzündung, von der wir nur langsam genesen sollten. Das kalte Wetter sorgt zudem dafür, dass die Solar-Duschen nicht richtig funktionieren. Dick eingepackt sitzen wir beim Abendessen und blicken zum wolkenverhangenen Gamsberg. Im kalten Wind klart der Himmel am vierten Tag endlich wieder auf. Die Sonne verschwindet hellstrahlend hinter den
3 Chronofotografie der Marsmonde Phobos und Deimos in geringstem
Abstand zum Roten Planeten vom 17. 07.2018 von 21:08 bis 21:37 Uhr UT. Phobos wird gerade vom Marsschatten verdunkelt. Aufnahmen mit 71-cmNewton (f = 3.120 mm) in Verbindung mit einem Baader FFC (4x), einem UV/IRcut-Filter und einer Kamera des Typs ASI224MC. Bild: Sebastian Voltmer, IASObservatory, Gamsberg
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Ergebnisse der Mars-Opposition
4 Blick mit dem 71er Newton in Richtung Zenit, wo die Planeten Jupiter,
Saturn und Mars kulminieren. Dahinter das untergehende Milchstraßenzentrum. Aufgenommen mit einer Nikon D800 bei 14 mm Brennweite (f/2,8). Bild: Sebastian Voltmer
Hakos-Bergen, während sich der Erdschatten mit Mars über den Osthorizont schiebt und die Venus im hellen Zodiakallicht brilliert. Am Morgen des 17. Juli geht es endlich los zum 2.300 m hohen Gamsberg. Unterwegs sichten wir etliche Tiere: Bei einem Zwischenstopp auf der Farm Wehner ein zahmes Erdmännchen, während der Auffahrt flüchten Perlhühner vor dem Auto, einige Paviane und ein Steinbock betrachten neugierig unser Fahrzeug. Die Auffahrt erfordert erfahrene Spezialisten und ist normalerweise gesperrt. Waltraud Straube, die Farmerin, fährt uns sicher und beherzt die steile ,,Pad" hinauf. Der Weg ist oft nur im Schritttempo zu bewältigen. An besonders schwierigen Stellen muss schon mal die Straße mit Steinen von uns aufgefüllt und nachgebessert werden, um mit dem Geländewagen die ,,kleinen Unwetterkrater" zu passieren. Jetzt schlägt unser Wagen die letzte enge Kurve ein - das finale Stück Straße steht bevor (Abb. 2). Beim Blick nach links aus dem Fenster fühlen wir uns fast wie im Flugzeug. Noch ein paar Meter ... Oben atmen wir aus und werden sogleich von Pavianen neugierig empfangen.
Auf dem Gamsberg-Plateau stehen mehrere Hütten, die früher von dem MPI erbaut wurden und heute von der IAS genutzt werden. Es gibt keinen 220V-Anschluss - nur Regenwasser, das in Tanks aufgefangen wird. Die unterschiedlichen Hütten werden verschieden genutzt: Sie sind Lager oder Unterkunft, Dusche oder Sternwarte. Wir sind gut vorbereitet und haben für 12 V passende Laptopnetzteile, Solarpaneele und Akkulader dabei.
Nach Sonnenuntergang zeigt sich am Abendhimmel ein Planetenreigen: Merkur beginnt, dann Venus, Jupiter, Saturn und endlich Mars. Erst bei Sonnenuntergang geht er auf und steht noch recht niedrig. Venus fangen wir als erstes mit der Kamera ein, dann der im Zenit stehende Jupiter und Saturn, der zu dieser Zeit in der Nähe seines Pols den größten Sturm der letzten Jahre entwickelt. Auch das Hexagon und der schwache C-Ring zeigen sich auf unseren Aufnahmen (Anm. d. Red.: s. Beitrag über Saturn in diesem Heft in der Rubrik ,,Planeten").
Für die Planetenfotografie hat Sebastian Voltmer den 71-cm-Spiegel auf einer englischen Rahmenmontierung reserviert. Aufnahme, Filterschieber, Schärfekontrolle am Bildschirm und Fokussierung auf einer Leiter sind für eine einzelne Person am senkrecht in den Himmel ragenden Newton-Teleskop schwierig zu
Ergebnisse der Mars-Opposition
5 Mars mit lokalen Stürmen am 23. und 24.07.2018. Aufnahmen mit 45-cm-
Keller-Cassegrain-Teleskop in Verbindung mit dem Baader FFC (5x), IR-RGBFiltern und einer Kamera des Typs ToupTek G3M287M, Seeing: 9/10, gemittelt mit AutoStakkert, bearbeitet mit PixInsight und Photoshop CC. Bild: Sebastian Voltmer, IAS-Observatory (Hakos)
Aus der fertigen Marskarte wurde eine Animation erstellt, die unter Vimeo abrufbar ist.
bewältigen, aber im Duo oder zu Dritt gut zu packen. Problematisch ist der Wind. Obwohl die Montierung in sich stabil ruht, gelingt es dem Wind, eine Eigenschwingung zu induzieren, die sich hochschaukelt und die Aufnahmen bei den ständigen Böen beeinträchtigt. Bei nicht allzu hohen Vergrößerungen versuchen wir, die Mars-Monde bei minimalem Abstand zum Roten Planeten zu erhaschen (Abb. 3). Es gelingt gerade so. Hoch oben auf der Leiter des 71ers schweifen die Blicke gelegentlich weg vom Monitor - in den gigantischen Sternhimmel mit seiner Milchstraße (Abb. 4). Von unseren fünf geplanten Nächten waren zwei weggefallen. Wir verlängern unseren Aufenthalt auf dem Gamsberg um eine Nacht, um nochmals die Chance auf einige windstille Stunden zu bekommen. In der dritten Nacht haben wir Glück mit nachlassendem Wind: Wir sehen einen perfekten Marskörper mit zarten Albedo-Strukturen, schillernd blauen Eiskristallwolken über seinem Nordpol und den feinen Staubfilamenten mit hellen Details. Mars ist deutlich auffälliger als Jupiter, er verursacht sogar Schattenwürfe an den Steinen, Grasbüscheln und Pflanzenresten auf dem Boden.
Unsere letzte Nacht auf dem Tafelberg bricht an. Inzwischen geht der zunehmende Mond schon spät unter. Die Milchstraße liegt in den frühen Morgenstunden tief am Horizont, während die schwachen Ausläufer der Andromeda-Galaxie beim Gang zur Hütte regelrecht ins Auge stechen. Das Zodiakallicht kündigt den Morgen
an. Nach Sonnenaufgang packen wir unsere Sachen und werden dann von der Farmerin abgeholt, die uns wieder den steilen Hang hinunter zurück nach Hakos bringt.
Das Spiel geht hier weiter; wir lassen nicht ab und nehmen den Mars immer wieder ins Visier - auch am Dobson-Teleskop der Farm: Der 45-cm-Keller-Cassegrain der IAS steht Sebastian als Hauptinstrument zur Verfügung. Obwohl wir 2003 durchgehend ein besseres Seeing erlebt haben, gibt es auch diesmal einige kurze Zeitabschnitte, in denen das Seeing überdurchschnittlich ist - die wertvollen Momente müssen wir abpassen. Etwa drei Stunden nach Sonnenuntergang wird der höher steigende Mars interessant. Die Marsoberfläche zeigt zwar nur einen mäßigen Kontrast - Folge des globalen Staubsturms, doch inzwischen klingt er ab, während sich kleine helle Staubverdichtungen bilden und wieder verschwinden. Wir haben Infrarot-Passfilter dabei, um damit die staubige Mars-Atmosphäre zu durchdringen. Wie erwartet ist der Kontrast im IR am besten, und viele unserer Aufnahmen sind L-RGBs mit einem IR-Bild für den Luminanzkanal. So ist auch die sonst kontrastarme Region um Solis Lacus gut erkennbar. Das ursprünglich dunkle Canyon-System Valles Marineris scheint mit einem hellen Staubband ungewöhnlich hell und auffällig (Abb. 5). Am 24. Juli entstehen weitere helle lokale Staubstürme (Abb. 5, s. Pfeil). Sie entwickeln sich vom einen auf den anderen Tag in der Solis-Lacus-Region. Gern würden wir von dem inzwischen konstanteren Seeing profitieren, doch am 25. Juli ruft uns der anstehende Vollmond weiter in den Süden des Landes (Anm. d. Red.: s. Beitrag zur streifenden Doppelsternbedeckung durch den verfinsterten Mond in diesem Heft in der Rubrik ,,Mond"), um die eigentliche Marsopposition am 27./28. Juli gemeinsam mit der
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Ergebnisse der Mars-Opposition
6 Marskarte von Juli 2018. Verwendet wurden das 45 cm durchmessende Keller-Cassegrain-Teleskop der IAS, das
Celestron 11 der Dr.-Vehrenberg-Sternwarte auf Hakos, ein 12-Zoll- LX200 ACF und ein 10-Zoll-LX200 der Farm Kiripotib in Namibia. Bildverarbeitung Sebastian Voltmer, in Kooperation mit Bernd Gährken and Martin Rietze
totalen Mondfinsternis und einer streifenden Doppelsternbedeckung an einem bestimmten errechneten Ort zu erleben und aufzuzeichnen.
Den visuell kontrastreichsten Mars sahen wir erst gegen Ende unserer Reise am 30. Juli auf der Gästefarm Kiripotib, wo uns ein 10 Zoll Meade LX200 freundlicherweise bereitgestellt wurde, um die letzte Lücke - die Große Syrte und das durch Staub aufgehellte Hellas-Becken - für die Marskarte (Abb. 6) zu schließen.
Internetlinks (Stand 28.01.2019): [1] Homepage S. Voltmer:
www.astrofilm.com [2] Homepage B. Gährken:
www.astrode.de [3] S. Voltmer, 2018: ,,Mars-Animation",
www.vimeo.com/287848248
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) Geschäftsstelle: Postfach 1169 | 64629 Heppenheim | GERMANY Telefon: +496252 787154 | Fax: +496252 787220 service@vds-astro.de | www.vds-astro.de Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, Dietmar Bannuscher, Sven Melchert, Peter Riepe. Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fachgruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder Bearbeitung von Bildern und Grafiken: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren Gestaltung/Layout: Bettina Gessinger, Dipl. Designerin Anzeigen: Kullmann & Matic GbR, anzeigen@vds-astro.de Litho und Druck: Kullmann & Matic GbR, Stuttgart | raff media group gmbH 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: Beiträge für die Rubriken der VdS-Fachgruppen werden erbeten an die Redakteure der Fachgruppen (Adressen siehe am Ende des Heftes oder unter www.vds-astro.de). Andere Beiträge senden Sie bitte an die VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, 64629 Heppenheim, E-Mail: service@vds-astro.de.
Ergebnisse der Mars-Opposition
Mars-Opposition 2018
- eingereichte Einzelaufnahmen
von Sven Melchert und Werner E. Celnik
In Ergänzung zu den vorangegangenen Text- und Bildbeiträgen in diesem Heft sind der Redaktion auch Einzelbilder zur Marsopposition zugegangen. Diese möchten wir unserer Leserschaft nicht vorenthalten, sind sie doch mit ganz unterschiedlichen Instrumenten gewonnen worden und deshalb wohl auch für Benutzer von Teleskopen aller Größenordnungen interessant. Wie man sieht, hängt die Erkennbarkeit von Oberflächendetails von verschiedenen Faktoren ab: - die Höhe des Planeten über dem Horizont (Einfluss des Seeings) - die Größe des Teleskops (Durchmesser der lichtsammelnden
Fläche)
- die Anzahl der aufgenommenen und verwendeten Einzelbilder (Framerate, Anzahl der Videos)
- die Art der Bildbearbeitung (Stacking, Derotieren, Schärfen, Kontrast, Farbe)
Norden ist in allen Bildern oben. Der Bildmaßstab wurde angeglichen. In den Bildunterschriften sind der jeweilige Winkeldurchmesser des Planeten und der Zentralm eridian angegeben.
V.l.n.r.:
1 Mars im ,,Anflug" auf die Opposition am 14.02.2017, 4,82'', Teleskop: Celestron 11, fokal, Rotfilter, Kamera ASI178MM, ADC,
30 Videos zu je 10 s, Einzelbelichtung 30 ms, Bild: Ralf Kreuels, Kempen
2 02.02.2018, 04:36 Uhr UT, 5,64'', ZM 345 Grad , Teleskop: 150 mm/1.800 mm Maksutov mit 2-fach Barlow, Kamera ALCCD5L-IIc,
5 Minuten Video, Verwendung 10% aus 15.000 Einzelbildern, Bild: Silvia Kowollik, Ludwigsburg
3 19.04.2018, 03:54 Uhr UT, 9,90'', ZM 324 Grad , Teleskop: 150 mm/1.800 mm Maksutov mit 2-fach Barlow, Kamera ALCCD5L-IIc,
5 Minuten Video, Verwendung 10% aus 15.000 Einzelbildern, Bild: Silvia Kowollik, Ludwigsburg
4 26.05.2018, 02:37 Uhr MESZ, 14,34'', ZM 313 Grad , Teleskop: 150 mm/1.800 mm Maksutov mit 2-fach Barlow, Kamera
ALCCD5L-IIc, 5 Minuten Video, Verwendung 10% aus 15.000 Einzelbildern, Bild: Silvia Kowollik, Ludwigsburg
5 20.06.2018, 01:37 Uhr UT, 18,75'', ZM 66 Grad , Teleskop: 150 mm/1.800 mm Maksutov mit 2-fach Barlow, Kamera ALCCD5L-IIc,
5 Minuten Video, Verwendung 10% aus 15.000 Einzelbildern, Bild: Silvia Kowollik, Ludwigsburg
6 04.07.2018, links 00:10 Uhr
UT, 21,43'', ZM 306 Grad , Teleskop: 150 mm/1.800 mm Maksutov mit 2-fach Barlow, Kamera ALCCD5LIIc, 5 Minuten Video, Verwendung 10% aus 15.000 Einzelbildern, rechts 00:20 Uhr UT, Kamera: ALCCD5L-IIm, IR-Durchlassfilter, Kante bei 840 nm, Bild: Silvia Kowollik, Ludwigsburg
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Ergebnisse der Mars-Opposition
7 28.07.2018, 23:03 Uhr UT, 24,28'', ZM 37 Grad , Teleskop: Refraktor TEC 140
ED, Baader-FFC bei ca. 3,5 x, ADC, UV/IR-Sperrfilter, Kamera: ASI 385MC, Bild: Astronomische Gesellschaft Orion Bad Homburg e.V., Michael Feiler
8 29.07.2018, 00:35 Uhr UT, 24,28'', ZM 60 Grad , Teleskop: Newton 348 mm/1.600 mm,
Barlowlinse 3x, Effektivbrennweite: 5.800 mm, Kamera: ASI 290MM, L(R)-RGB, Filter von Baader, Bild: Torsten Hansen und Robert Reitsam, Roque de los Muchachos / La Palma
9 02.08.2018, 01:20 Uhr UT, 24,29''; ZM 35 Grad , Teleskop: Newton 348 mm/1.600 mm,
Barlowlinse 3x, Effektivbrennweite: 5.800 mm, Kamera ASI 290MM, L(RRB)-RGB aus 200.000 Einzelbildern, Filter von Baader, Bild: Torsten Hansen und Robert Reitsam, Roque de los Muchachos / La Palma
1 0 27.09.2018, 19:30 UT, 16,28'', ZM 149 Grad , Teleskop: Celestron
11, fokal, ADC, Kamera: ASI178MM, IR742 Filter, Einzelbelichtung 15-20 ms, Beobachtungsdauer ca. 15 min, Videodauer je 10 s, Verwendungsrate 33-67%, gestackte Bilder grob bearbeitet und erneut gestackt mit 33-67%, Farbe mit Kamera ASI178MC, IR-Sperrfilter, Beobachtungsdauer ca. 7 min, Videodauer je 10 s, Einzelbelichtung ca. 30 ms, IR(RGB), wobei RGB zu 20-30% ins L eingeflossen ist, geschärft nur in Photoshop mit unscharfer Maskierung, Bild: Ralf Kreuels, Kempen
1 1 04.10.2018, 19:30 UT, 15,23'', ZM 83 Grad , Teleskop: Celestron 11,
fokal, ADC, Kamera: ASI178MM, IR742 Filter, Einzelbelichtung 1520 ms, Beobachtungsdauer 1 min, Videos: 6 x 10 s, Stacking-Verwendungsrate 67%, gesackte Bilder grob bearbeitet und erneut gestackt mit 100%, Farbe mit Kamera ASI178MC, IR-Sperrfilter, Beobachtungsdauer ca. 3 min, Videodauer je 10 s, Einzelbelichtung ca. 30 ms, Bearbeitung als IR(RGB), wobei RGB zu 20-30% ins L eingeflossen ist, geschärft nur in Photoshop mit unscharfer Maskierung, schlechtes Seeing, Bild: Ralf Kreuels, Kempen
Ergebnisse der Mars-Opposition
Mars 2018
- ein zeitlicher Vergleich
Unsere Bildautoren Sebastian Voltmer und das Team Robert Reitsam und Torsten Hansen haben ihre bereits hier im Heft an anderer Stelle gezeigten Marsaufnahmen etwas modifiziert, damit sie für einen Vergleich untereinander geeigneter sind. Beide Aufnahmen sind ganz außergewöhnlich gut: höchst detailreich und in Farbe und Kontrast recht ausgewogen. Dies macht feine Albedostrukturen gut erkennbar und - vergleichbar. Denn hier soll es nicht um einen Vergleich der Aufnahmegüte gehen, nicht um einen Wettstreit. Dies ist ohnehin un-
sinnig, da die Aufnahmen unter völlig verschiedenen Bedingungen entstanden sind (s. Aufnahmedaten in den Bildunterschriften). Es geht vielmehr darum, was sich vom Zeitpunkt der einen Aufnahme bis zum Zeitpunkt der anderen Aufnahme, also innerhalb weniger Tage, auf dem Mars verändert hat. Nehmen Sie vielleicht zusätzlich noch eine detaillierte Marskarte zur Hand bzw. auf den Monitor, z.B. von Ralph Aeschliman (2017) http://ralphaeschliman.com/ ralphaeschliman_ 009.htm und http://ralphaeschliman.com/linked/ srasimp.pdf oder von S. Ebisawa (2010) www.alpo-astronomy.org/marsblog/ wp-content/uploads/2010/05/ MarsMapEbisawamap123.jpg.
Die Links wurden geprüft am 4.3.2019. Am auffälligsten gleich ins Auge springend ist der kleine helle Staubsturm, der sich im Gebiet nördlich von Solis Lacus deutlich verschoben hat. Es gibt aber auch noch andere interessante variable Albedostrukturen. Bitte stöbern Sie in den Bildern!
Ihre Redaktion
1 Oben: Mars am 24.07.2018, 23:15 UT, ZM
75,8 Grad , Keller-Cassegrain-Teleskop, Durchmesser 450 mm, Baader FFC (5x), Kamera: ToupTek G3M287M, IR-RGB, Seeing 9/10, Bild: Sebastian Voltmer, IAS-Observatory (Hakos)
40 | Journal für Astronomie Nr. 70
2 Links: Mars am 29.07.2018, 00:35 Uhr UT,
ZM 59,9 Grad , Newton-Teleskop 348 mm/1.600 mm, Barlowlinse 3x, Effektivbrennweite: 5.800 mm, Kamera: ASI 290MM, R-RGB, Bild: Robert Reitsam und Torsten Hansen, Roque de los Muchachos/La Palma
KINDERSEITEN
Liebe Kinder,
in dieser Ausgabe des VdS-Journals geht es um die ,,Mars-Opposition". Wir berichten euch auf den folgenden Seiten Wissenswertes über den Mars und erklären euch, was eigentlich eine Mars-Opposition ist. Wir laden euch ein, mit uns zu rätseln, zu knobeln und die Mars-Opposition nachzuspielen. Wenn ihr Fragen oder Tipps für uns habt, schreibt uns gern an: kinderseite@vds-astro.de.
Euer Autorenteam der Kinderseite Gerhard, Hansjörg, Harald, Joachim, Silke, Stefanie, Tim und Katja
DerMars Klein. Rot. Stürmisch.
Hallo, ich bin der Rote Planet. Rot bin ich, weil meine Oberfläche aus rostigem Eisenstaub besteht! Ich bin der vierte der Planeten, von der Sonne aus gezählt, und etwa 11/2-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde (228 Millionen Kilometer).
Mein Steckbrief:
Mein Durchmesser beträgt 6.800 km, etwa halb so groß wie der der Erde. Mein Tag dauert 24 Std. 37 Min., ähnlich lange wie auf der Erde. Meine Oberflächen-Temperatur: +27 Grad C bis -133 Grad C (Vergleich Erde: + 57 Grad C bis -90 Grad C) 1 Marsjahr dauert fast 2 Erdenjahre. Ich habe 2 Monde: Phobos und Deimos Ich bin eines der hellsten Objekte am Nachthimmel der Erde. Wie die anderen Planeten im Sonnensystem leuchte ich nicht selbst, sondern werde von der Sonne angestrahlt.
1 Der Mars und die Erde auf der Waage: Die Erde wiegt etwa
zehnmal so viel wie der Mars. (Grafik: Silke Müller-Michelsen)
Was mich besonders macht:
Auf mir gibt es gewaltige Staubstürme und riesige Tornados! Im Marsboden haben Forscher gefrorenes Wasser entdeckt. Vielleicht gab es dort vor langer Zeit Leben. Der ,,Olympus Mons" ist der größte Vulkan im Sonnensystem. Er ist doppelt so hoch wie ein Flugzeug fliegt (26 km) und ist so breit wie Deutschland von Ost nach West (600 km)! Das Tal der ,,Valles Marineris" ist die größte Schlucht des Sonnensystems. Sie ist so lang, dass sie Europa von Nord nach Süd komplett durchziehen würde (4.000 km)! Ungefähr bis zum Jahr 2030 oder 2033 wollen mich die Menschen besuchen.
Sprung
Erde
Mars
2 Anziehungskraft auf dem Mars: Da der Mars eine kleinere Masse
hat als die Erde, ist dort die Anziehungskraft kleiner. Daher kann man auf dem Mars etwa viermal so hoch springen wie auf der Erde (bei gleichem Aufwand). (Grafik: Silke Müller-Michelsen)
Journal für Astronomie Nr. 70 | 41
KINDERSEITEN
Mars und Erde
- ein kosmischer Wettlauf
von Gerhard Wagner
Wie war das noch gleich? Mein Vater Erklärt Mir ... Genau!
Nach Merkur, Venus, Erde und dann kommt der Mars. In unserem Planetensystem ist der Mars ungefähr 228 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt, etwa 11/2-mal so weit wie die Erde. Alle Planeten kreisen unterschiedlich schnell um die Sonne. Weiter entfernte Planeten fliegen langsamer und brauchen länger, um einmal die Sonne zu umrunden. Deswegen ändern sich ständig die Abstände der Planeten zueinander.
Von einer ,,Mars-Opposition" sprechen wir, wenn der Mars der Erde so nahe wie möglich kommt. Für Astronomen ist das ein besonders günstiger Zeitpunkt für die Beobachtung. Der Mars erscheint dann im Fernrohr besonders groß. Man kann ihn die ganze Nacht über beobachten und sehr gute Fotos aufnehmen. In dieser Ausgabe des VdS-Journals für Astronomie könnt ihr sehen, wie Ama-
teur-Astronomen dieses Ereignis am 27. Juli 2018 beobachtet haben.
Wie kommt eine Mars-Opposition zustande? Schaut euch einmal die Zeichnungen an (Abbildung ,,Mars-Opposition"). Ihr seht dort die Planetenbahnen von Erde und Mars. Ihr seht auch, wie sich Erde und Mars im Abstand von jeweils einem Monat auf ihrer Bahn weiterbewegen. Die Erde benötigt für einen Umlauf um die Sonne etwa 365 Tage, der Mars etwa 687 Tage. Der Mars ist also langsamer unterwegs.
Wir beginnen unseren ,,Wettlauf " Erde - Mars an der Stelle <Start>. An dieser Stelle haben Erde und Mars in dieser vereinfachten Zeichnung die kleinste Entfernung. Wie ihr in der Zeichnung seht, vergrößert sich die Entfernung zwischen Erde und Mars zunächst von Monat zu Monat. Die Erde ,,läuft" dem Mars davon! Nach mehr als einem Umlauf nähert sich die Erde von hinten wieder dem
1 Abbildung ,,Mars-Opposition"
Der Wettlauf von Erde und Mars: Wenn Mars, Erde und Sonne eine Linie bilden und sich so Mars und Erde sehr nahe kommen, sprechen wir von einer ,,Mars-Opposition". (Grafik: Gerhard Wagner, Umsetzung: Katja Schuller)
Mars an, wie ihr im rechten Teil der Abbildung sehen könnt. Die Entfernung zwischen den beiden Planeten nimmt so lange ab, bis die Erde den Mars einholt. Zu diesem Zeitpunkt bilden dann Sonne, Erde und Mars eine gerade Linie. Von der Erde aus gesehen liegen sich Sonne und Mars also direkt gegenüber. Das ist die Mars-Opposition. Alle 26 Monate wiederholt sie sich.
Auf der folgenden Seite beschreibt euch Joachim, wie ihr den Wettlauf von Erde und Mars einmal selbst ausprobieren könnt.
42 | Journal für Astronomie Nr. 70
Auf die Plätze, fertig, los!
- Erde und Mars laufen um die Wette!
von Joachim Klugmann
KINDERSEITEN
Schritt 1
Ihr braucht eine freie Fläche, z. B. eine Wiese oder einen Schulhof. Als erstes steckt ihr zwei Stäbe im Abstand von 6 Metern in den Boden. Nun befestigt ihr die Enden einer 10 Meter langen Schnur unten an den Stäben. Auf Stein oder Asphalt braucht ihr zwei Mitspieler, die die Enden der Schnur festhalten.
Nun nehmt ihr Kreide, spannt damit die Schnur von innen und zeichnet so die eine Hälfte der Marsbahn. Auf der Wiese kann Sprühkreide verwendet werden. Dasselbe macht ihr auf der anderen Seite. Fertig ist das Ei! Fachleute nennen das ,,Ei" eine Ellipse.
Schritt 2
Es fehlt jetzt noch die Erdbahn. Dafür nehmt ihr eine 2 Meter lange Schnur und zeichnet damit einen Kreis um einen der Stäbe in der Mitte.
Der Stab in der Mitte markiert nun die Sonne. Jetzt könnt ihr den Stab durch etwas ersetzen, was besser zur Sonne passt, z. B. einen Fußball.
Schritt 3
Ein Mitspieler läuft als Mars langsam entlang der Marsbahn. Ein Zweiter läuft auf der inneren Bahn, der Erdbahn, etwas schneller und in dieselbe Richtung. Lauft eine Weile auf euren Bahnen entlang und achtet darauf, wie sich euer Abstand verändert. Haltet irgendwann an, wenn ihr beide mit eurem Ball eine Linie bildet. Genauso stehen Mars, Erde und Sonne zueinander, wenn wir von einer Mars-Opposition sprechen. Versucht
nun, an einer anderen Stelle eurer Bahn eine Linie mit eurem Ball zu bilden. Fällt euch etwas auf? Richtig! Euer Abstand zueinander ist an den verschiedenen Stellen eurer Bahn unterschiedlich. Genauso ist es bei den verschiedenen Mars-Oppositionen. Auch hier haben Erde und Mars nicht jedes Mal genau den gleichen Abstand.
1 Abbildung ,,Mars-Opposition
als Spiel" Probiert den Wettlauf Erde - Mars selbst aus! In dieser Abbildung seht ihr, wie das geht. Idee: Joachim Klugmann, Grafik: Katja Schuller
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KINDERSEITEN
Gibt es Leben auf dem Mars?
von Tim S. Holderer
Der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli schaute 1877 mit seinem Fernrohr zum Roten Planeten und sah dort dunkle Linien. Er nannte sie ,,Canali", das heißt auf Italienisch ,,Rinnen" oder ,,Vertiefungen". Auf Deutsch wurden daraus die ,,Marskanäle". Auch andere Himmelsbeobachter konnten sie sehen und fertigten davon Zeichnungen an. Die Kanäle sahen sehr regelmäßig aus und konnten deshalb, so Schiaparelli, nicht natürlichen Ursprungs sein. Irgendjemand musste sie gebaut haben! Für viele Forscher war dies der Beweis, dass es auf dem Mars Leben gibt. Schriftsteller schrieben dazu passende Geschichten, zum Beispiel 1897 H. G. Wells das Buch ,,Krieg der Welten". Angeblich versetzte es noch 1938 Menschen in Schrecken. Wenn sich auf der Erde Leben entwickeln konnte, warum nicht auch auf unserem Nachbarplaneten?
1 Karte der Mars-Oberfläche nach Schiaparelli (1835-1910),
Bildquelle gemeinfrei (Wikipedia)
Im Laufe der Zeit wurden die Bilder vom Mars immer besser, und die Kanäle entpuppten sich als optische Täuschungen. Auch die zahlreichen Raumsonden konnten keine Anzeichen von Leben, wie wir es kennen, finden. Der Mars ist eine tote, rote Wüste. Doch zu den Lebewesen zählen wir nicht nur Pflanzen und Tiere. Was ist mit Kleinstlebewesen wie Einzellern, die nur im Mikroskop sichtbar sind? Seit einigen Jahren findet man immer wieder Marsgestein, das Spuren enthält, die von sehr alten Bakterien stammen könnten. All diese Entdeckungen können aber auch anders erklärt werden. Es gibt bis heute keinen eindeutigen Beweis, dass es Leben auf dem Mars gibt oder gab. Die Vorstellung davon fasziniert aber immer noch viele Menschen auf der Erde und bringt nach wie vor
2 Marskanäle nach Percival Lowell (1855-1916),
Bildquelle gemeinfrei (Wikipedia)
unzählige Bücher und Filme hervor. Auch wenn es Schiaparellis Kanäle nicht gibt, etwas ist geblieben: Ein über 450 km großer Krater am Äquator des Mars wurde nach Schiaparelli benannt.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand 6.3.2019): [1] H. G. Wells, 1897: ,,Krieg der Welten",
Roman, (engl. Original ,,War of the Worlds") [2] Mars: https://mars.nasa.gov (englisch) [3] Mars: https://tinyurl.com/DLR-Mars (deutsch)
44 | Journal für Astronomie Nr. 70
KINDERSEITEN
Kreuzworträtsel:
Wie heißt der Mars-Rover?
Die Auflösung findet ihr auf Seite 48. Die Auflösung findet ihr auf Seite 48. Idee: Tim S. Holderer, Grafische Umsetzung: Katja Schuller, Bild gemeinfrei (NASA/JPL-Caltech)
Stimmt's? Jetzt dürft ihr rätseln und zeigen, was ihr schon vom Mars wisst. Von den folgenden 10 Aussagen über den Mars sind 5 richtig und 5 falsch. Könnt ihr herausfinden, welche Aussagen stimmen
Stimmt Stimmt nicht
und welche Quatsch sind? Viel Erfolg!
1. Der Mars wird wegen seiner Farbe, die man schon mit bloßem Auge sehen kann, auch der lilafarbene Planet genannt.
2. Der Mars ist in unserem Sonnensystem genau zwischen der Erde und dem Jupiter zu finden.
3. Der Mars ist nach einem Schokoriegel benannt.
? 4. Der Mars besteht ähnlich wie die Erde aus Gestein.
5. Auf dem Mars findet man den höchsten Vulkan im Sonnensystem. 6. Neil Armstrong landete vor fast genau 50 Jahren als erster Mensch auf dem Mars.
7. Der Mars bekommt seine Farbe von einem großen Wirbelsturm, den man auch
? ,,Großer Roter Fleck" nennt.
8. Anders als die Erde hat der Mars zwei Monde.
9. Der Mars ist ungefähr doppelt so groß wie unsere Erde.
10. Auf dem Mars gibt es wie auf der Erde Wasser und Eis.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 45
Amateurteleskope/Selbstbau
Sensitivitätsanalyse der (einarmigen) tangentialen Barndoor-Montierung
von Benjamin Ohnmacht
Die tangentiale Barndoor-Montierung (tBDM) ist eine einfache, parallaktische Montierung. Die anderen Ausführungen (gleichschenklige BDM, BDM mit gebogener Achse, verschiedene Ausführungen der zweiarmigen BDMs) sind in ihrer Bauweise etwas komplexer, dafür ermöglichen sie eine verhältnismäßig genauere Nachführung. In diesem Artikel soll beantwortet werden, wie sich Konstruktions-, Messund Nachführfehler bei der tBDM auf die Nachführgenauigkeit auswirken.
1 Schematischer Aufbau einer ,,verallgemeinerten" tBDM zum Zeitpunkt t.
Bei der eigentlichen tBDM wird der Winkel zu 90 Grad gewählt.
Aufbau der tBDM Bei der tBDM wird eine längenveränderliche Achse L (üblicherweise eine Gewindestange) senkrecht zu einer zweiten Achse A angebracht. Die dritte Achse B wird über ein Gelenk mit der Achse A verbunden. Auf der Nordhalbkugel wird durch die Verlängerung von L die Achse B angehoben und dadurch ein Winkel aufgespannt (s. Abb. 1). Das Ziel aller BDMs ist es, die Winkelgeschwindigkeit von so genau wie möglich an die scheinbare Sterngeschwindigkeit von ca. 15 Grad /Std. anzunähern. Der Winkel beträgt bei der eigentlichen tBDM 90 Grad . In dem hier diskutierten, verallgemeinerten Fall sollen beliebige, zeitlich konstante Winkel zwischen 0 Grad - 180 Grad zulässig sein. L kann beispielsweise über einen Motor angetrieben und dadurch verlängert werden. Die Geschwindigkeit des Motors kann konstant oder veränderlich (sog. ,,Smart BDMs") gehalten werden. In diesem Artikel soll angenommen werden, dass L mit einer konstanten Geschwindigkeit verlängert wird.
Nach der Grafik in der Abbildung 1 ergibt sich zum Zeitpunkt t:
(1a) (1b) 46 | Journal für Astronomie Nr. 70
2 Nachführfehler bei Konstruktionsfehlern in
Amateurteleskope/Selbstbau
(1c)
(1d)
Setzt man nun die Gleichungen (1a), (1b) und (1c) in die Gleichung (1d) ein, erhält man letztendlich Gleichung (1):
3 Nachführfehler bei Messfehlern in A
(1)
L(t) ist dabei die Länge von L zum Zeitpunkt t und A ist die Länge von A. Bei konstanter Längenänderung gilt:
(2)
l ist die konstante Längenänderungsgeschwindigkeit von L. Später sollen kleine Abweichungen in der Antriebsgeschwindigkeit untersucht werden. Daher wird hier
(3)
gesetzt (d = 1: keine Abweichung). (3) eingesetzt in (1) ergibt für eine BDM nach der Abbildung 1:
4 Nachführfehler bei Abweichungen der Antriebsgeschwindigkeit
(4)
Wobei für eine perfekte tBDM (d = 1, = 90 Grad ) gilt:
(5)
Anhand der letzten beiden Gleichungen ist zu erkennen, dass die Winkelgeschwindigkeit von nicht konstant in t sein kann, so wie die tatsächliche Sterngeschwindigkeit . Das ist der so genannte inhärente Fehler der tBDM. Um den Wert für die Antriebsgeschwindigkeit l festzulegen, wird normalerweise folgendes Kriterium verwendet:
Beim Start der Nachführung (d. h. (t=0) = 0, die Montierung ist ,,geschlossen") soll die Winkelgeschwindigkeit von exakt mit der Sterngeschwindigkeit (Bogenmaß!) übereinstimmen.
Dazu bildet man die zeitliche Ableitung von (t) aus Gleichung (4) zum Zeitpunkt 0 und setzt sie mit der siderischen Geschwindigkeit gleich. Man erhält dann für l:
(6)
Agemessen ist dabei die gemessene Länge von A. (6) eingesetzt in (4) ergibt:
(7)
Anhand von Gleichung (7) kann nun eine Sensitivitätsanalyse durchgeführt werden. Hier wurde exemplarisch eine tBDM mit A = 0,3 m untersucht. Eine größere Bauweise würde die Auswirkungen des Messfehlers etwas abmildern. Die Untersuchung umfasst Zeiten bis 1.200 s (20 min), da dies die typische maximale Nachführzeit einer tBDM darstellt. Bei der Sensitivitätsanalyse werden alle Parameter bis auf einen konstant gehalten und die Auswirkungen bei Änderungen des verbleibenden Parameters untersucht.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 47
Amateurteleskope/Selbstbau
Sensitivität bei Konstruktionsfehler in (d = 1, kein Messfehler in A) Wird beim Aufbau der tBDM der senkrechte Winkel der veränderlichen Achse L nicht eingehalten, ergeben sich die in der Abbildung 2 dargestellten Nachführfehler. Dargestellt ist außerdem der (inhärente) Nachführfehler einer idealen tBDM.
Es ist zu erkennen, dass kleine Fehler zu kleineren Winkeln (bis ca. -5 Grad ) zu einer genaueren Nachführung als bei einer perfekten tBDM führen. Erst noch kleinere Winkel führen zu einer ungenaueren Nachführung. Anders sieht es dagegen bei positiver Winkelabweichung aus: Hier führt bereits jede Abweichung zu einer ungenaueren Nachführung als bei einer perfekten tBDM. Eine bessere Veranschaulichung findet sich bei [1].
Sensitivität bei Messfehler in A (d = 1, = 90 Grad ) Wird die Länge der Achse A nicht korrekt gemessen, ergeben sich die in der Abbildung
3 dargestellten Abweichungen (Messfehler in A wirken sich auf den errechneten Wert der Antriebsgeschwindigkeit von L aus).
Hier führen kleine positive Messfehler (0 bis ca. +0,5 mm) in A zu einer genaueren Nachführung als bei einer perfekten tBDM. Alle anderen Abweichungen liefern eine ungenauere Nachführung als bei einer idealen tBDM.
Sensitivität bei Abweichungen in der Nachführgeschwindigkeit l ( = 90 Grad , kein Messfehler in A) Kann die Nachführgeschwindigkeit (z. B. die Motordrehzahl) nicht genau eingestellt werden, ergeben sich die in der Abbildung 4 dargestellten Abweichungen.
Es ist zu erkennen, dass Abweichungen von ca. 0 bis ca. +0,25% in der Motorgeschwindigkeit eine genauere Nachführung liefern als eine perfekte tBDM. Alle anderen Abweichungen führen zu einer ungenaueren Nachführung.
Fazit Die tangentiale Barndoor-Montierung reagiert sehr empfindlich auf Konstruktions-, Mess- und Nachführgeschwindigkeitsfehler. Bereits Schwankungen in den Grenzen des Machbaren können die theoretisch maximal erreichbare Nachführgenauigkeit einer tBDM erheblich verringern.
In der Praxis lassen sich Fehler nicht völlig vermeiden. Dabei können sich die Fehler gegenseitig teilweise kompensieren oder verstärken. Scheinbar identische tBDMs können eine sehr verschiedene Nachführqualität haben. Mit etwas Glück erhält man aber auch eine BDM, die der tangentialen Bauweise überlegen ist.
Internetlink (Stand 19.3.2019): [1] Nachführfehler der tBDM bei ver-
schiedenen Winkeln : www.youtube. com/watch?v=36yE6l2fvW8
Lösungen der Rätsel von Seite 45
Kreuzworträtsel-Auflösung 1. Schiaparelli, 2. Polkappen, 3. Viking, 4. Krieges, 5. Deimos, 6. Opposition Lösungswort: Spirit
Stimmt's?-Auflösung 1. Quatsch! Der Mars wird wegen seiner Farbe auch als Roter Planet bezeichnet. Ihr könnt ihn gut am Himmel
erkennen. Die rote Farbe kommt von Staub, der aus Eisenoxid besteht. Das ist nichts anderes als Rost! 2. Stimmt! Der Mars ist im Sonnensystem der 4. Planet und damit unser direkter Nachbar. Nach dem Mars kommt
der Jupiter. Zwischen Mars und Jupiter gibt es den Asteroidengürtel mit vielen kleinen Objekten und dem Zwergplaneten Ceres. 3. Quatsch! Der Mars hat seinen Namen vom römischen Kriegsgott. Der Grund dafür ist seine rote Farbe. 4. Stimmt! Neben der Erde sind Merkur, Venus und Mars Gesteinsplaneten. Die anderen Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun werden auch Gasriesen genannt. 5. Stimmt! Die höchste Erhebung im Sonnensystem ist der Olympus Mons, ein riesiger Vulkan auf dem Mars. Er ist etwa 26 km hoch und damit viel höher als der Mount Everest, der höchste Berg der Erde. 6. Quatsch! Neil Armstrong landete vor fast genau 50 Jahren als erster Mensch auf dem Mond, nicht dem Mars! Auf dem Mars ist bis jetzt noch kein Mensch gelandet. Es wird sicher auch noch eine Weile dauern, bis das gelingt. 7. Quatsch! Der so genannte Große Rote Fleck ist ein Wirbelsturm auf dem Jupiter. Dieser Sturm ist ungefähr doppelt so groß wie unsere Erde und weht schon seit mehreren hundert Jahren. 8. Stimmt! Der Mars hat zwei kleine, nicht kugelförmige Monde. Sie heißen Phobos und Deimos, was übersetzt Furcht und Schrecken bedeutet. 9. Quatsch! Der Mars ist nur ungefähr halb so groß wie die Erde und damit der zweitkleinste Planet im Sonnensystem. 10. Stimmt! Der Mars hat ähnlich wie die Erde Polkappen aus Eis. Außerdem wurde auch Wasser auf dem Mars entdeckt. Im Gegensatz zur Erde findet man das Wasser aber unter der Oberfläche und das Eis besteht neben Wasser auch aus Kohlenstoffdioxid.
48 | Journal für Astronomie Nr. 70
Amateurteleskope/Selbstbau
Nächster Halt: Vixen-Motor
von Dietmar Henß
... so könnte es aus den Lautsprechern eines Zuges tönen, wenn altersschwache Vixen-Motoren laufen. Einige werden das Geräusch kennen, das sich anhört, als fahre ein Zug ein. Ein unangenehmes Quietschen, welches nichts Gutes verheißt.
Durch konsequentes Untersuchen bin ich der Ursache auf die Schliche gekommen. Man mag erst an ein defektes Motorgetriebe denken, doch weit gefehlt. Das Geräusch entsteht am Widerlager der Encoderwelle. Mit der Zeit verschwindet dort durch Reibung das Schmierfett und es fängt an zu quietschen. Abhilfe schaffen hier Neufetten und Schmieren. Wie das geht, beschreibe ich in diesem Artikel!
Hat man den Motor einmal in der Hand, ist es nicht sonderlich schwer, diese Aufgabe zu bewältigen. Die Motoren sind zahnradseitig im Gehäuse der Montierung mittels Schrauben befestigt. Was sieht man? Am hinteren Ende des Motors befindet sich der Encoder (Abb. 1). An einer kleinen halbrunden Platte aus Aluminium befindet sich eine Schraube, auf der zur Sicherung eine Mutter sitzt. Diese Einheit bildet das Widerlager der Encoderwelle. Dahinter verbirgt sich der eigentliche Encoder mit seiner Segmentscheibe, welche nicht beschädigt oder verschmutzt sein darf.
1 Blick auf das Widerlager mit der Schlitzschraube und Kontermutter
Man kann die Mutter mittels eines Schraubenschlüssels der Größe 7 mm lösen und dann die zentrale Schlitzschraube leicht mit einem Schraubendreher nach links drehend lösen. Man fügt vorsichtig etwas Schmierfett hinzu. Wenn man den Motor dann in senkrechter Position mit dem Encoder nach oben stellt und mit einer mittleren Geschwindigkeit von 600 bis max.1.200 Umdrehungen pro Minute laufen lässt (z. B. mittels der Fernrohr-Steuerung), zentriert sich die Encoderwelle von selbst! Ist dies nach 1 bis 2 Minuten erreicht, dreht man die Schlitzschraube wieder etwas hinein,
2 10-mm-Bohrung im Gehäuse, um Platz für das Widerlager zu schaffen
Journal für Astronomie Nr. 70 | 49
Amateurteleskope/Selbstbau
allerdings nicht so weit, dass der Encoder wieder zu ,,kreischen / quietschen" anfängt. Das Geräusch tritt dann auf, wenn die Schlitzschraube zu stark auf die Welle des Encoders drückt und der Encoder-Kreisel dann in eine Ausweichbewegung/in ein Taumeln verfällt. Man kann dabei deutlich sehen, wie die Encoderscheibe anfängt exzentrisch zu laufen. Man muss die richtige Position der Schlitzschraube iterativ suchen. Ist die richtige Position erreicht, fixiert man sie mit der Mutter wieder.
dem noch intermittierend ,,Sprünge" des Motors auftreten, dieser dann aber ruhig weiterläuft; dies ist ein Zeichen dafür, das die Schlitzschraube noch etwas Spiel hat, also um nochmals ca. 0,5 Grad weiter zugedreht werden sollte. Um die endgültige Position der Schlitzschraube dauerhaft zu sichern, könnte man zur Sicherung eine zweite M4-Mutter einsetzen. Ob Schraubensicherungskleber hier eine zuverlässige Lösung ist, kann ich nicht beurteilen. Bei manchen Gehäusen ist nicht sichergestellt, dass der
Encoder zu diesen berührungsfrei sitzt. In so einem Fall sollte man das Gehäuse an dieser Stelle mit einem Loch in vernünftiger Größe von ca. 10 mm ausbohren, um ausreichend Luft zu schaffen (Abb. 2 u. 3). Sobald nämlich die Schlitzschraube oder Kontermutter Kontakt mit dem Gehäuse bekommt, geht das ,,Kreischen" trotz perfekt justiertem Encoder wieder los. Für eine solches Aufbohren müsste natürlich die DIN-Buchse ausgelötet und danach wieder eingelötet werden.
Bei langen Test-Schwenks, wie zwischen Wega und Sirius, war das Kreischen völlig verschwunden. Inzwischen hatte ich das mit mehreren Testläufen an aufeinanderfolgenden Tagen immer wieder überprüft, um sicher zu sein, dass es gut ist. Ich nehme an, das ,,Kreischen" tritt vor allem bei Motoren auf, die in Deklination verbaut sind. Inzwischen hatte ich auch einen zweiten Motor, den MT4-Stundenmotor einer Vixen-GP-Montierung entsprechend überarbeitet und auch hier ist das Kreischen dauerhaft verschwunden. Bei einem an der GP verbauten MT4-Motor muss man diesen nicht von der Montierung abbauen, sondern man kann den Motor vorsichtig nach dem Lösen der Schrauben aus dem Gehäuse ziehen (Abb. 4). Dann justiert man den Encoder wie vorher beschrieben. Wenn man den Motor komplett ausbaut, ist es natürlich einfacher.
3 Das Widerlager sitzt nun frei und ohne Spannung im Gehäuse dank der 10-mm-Bohrung
Noch etwas Hilfreiches an dieser Stelle: Bei beiden von mir überarbeiteten Motoren musste in der Handbox (Skysensor 2000) dann im Menü ,,Setup" unter ,,Teleskop-Konfiguration", ,,Motor-Parameter" der Wert von standardmäßig ,,1" auf ,,3" geändert werden. Man merkt das daran, dass der Motor sonst nach etwa 1 Minute ruhigem Lauf in eine Art Ruckelbewegung verfällt. Wenn man den Motor-Parameter ändert, läuft der Motor ruhig für 5 Minuten oder länger. Eventuell kann man bei einer noch feineren Justage den Parameter auch bei ,,1" belassen. Die Motor-Parameter scheinen auf den Encoder zu wirken. Es kann vorkommen, dass dann nach Änderung des Motor-Parameters auf ,,3" trotz-
4 Der aus dem Gehäuse entnommene Motor mit der gut sichtbaren Segmentscheibe
(hinter den Kabeln)
50 | Journal für Astronomie Nr. 70
Amateurteleskope/Selbstbau
Selbstbau eines kleinen Refraktors
von Robert Zebahl
Ich habe in den letzten Monaten eine gewisse Liebe zu Refraktoren entwickelt, welche ich vor allem in der Stadt sehr oft und gerne einsetze. Durch Zufall entdeckte ich eine Anzeige in einem deutschen Forum für Astronomie, wo ein 55-mm-Refraktorobjektiv mit 500 mm Brennweite (2-Linser mit Luftspalt) angeboten wurde. Die Herkunft des Objektivs ist unbekannt (es wird TeleVue vermutet), der Zustand sehr gut und für einen Preis von 30 Euro eine äußerst überschaubare Investition.
Ich wollte einfach mal wieder einen kleinen Refraktor zusammenbauen. Das Objektiv hat beidseitig verschieden große Gewinde und ist mittig des Tubus zylindrisch ausgeführt (Abb. 1). Von einem Leipziger Sternfreund bekam ich einen Tubus (inkl. Okularauszug, Rohrschellen und Prismenschiene) von einem Skylux-Refraktor (Öffnung 70 mm, Brennweite 700 mm) spendiert. Danke, lieber Frank! Er bot mir sogar an, einen justierbaren Flansch für das Objektiv auf der Drehbank zu machen, aber ich wollte es selbst erst einmal versuchen.
1 Objektiv mit zy-
lindrischem Tubus (silberfarben) von der Seite betrachtet
Der 1,25-Zoll-Okularauszug ist komplett aus Kunststoff und wackelte deutlich. Ich habe ihn mit etwas Velours verbessern können. Theoretisch hätte ich das Rohr des Okularauszugs kürzen müssen, aber ein späterer Test am defokussierten Stern zeigte eine ausreichende Ausleuchtung mit einem 32-mm-Okular. Ich habe den Auszug am Ende nur komplett mit der Antireflexfarbe von ,,Astrogeräte Berger" geschwärzt, die ich immer wieder sehr gerne einsetze.
2 Das Objektiv im Tubus
Die Blenden im Tubus habe ich entfernt und den Tubus innen mit Velours ausgekleidet. Wie bekommt man Velours in einen so engen Tubus? Nicht kleben, sondern vorher passend zu einer Rolle formen und fixieren. Anschließend kann man diese Veloursrolle einfach in den Tubus schieben.
Der Tubus musste natürlich gekürzt und das Objektiv irgendwie an dem Tubus befestigt werden. Die zylindrische Ausführung am Objektiv liegt vom Durchmesser zwischen Innen- und Außendurchmesser des Tubus. Meine endgültige Umsetzung ist vielleicht etwas ,,russisch", aber sie funktioniert und war mit einfachen Mitteln und etwas Zeit
umsetzbar: Ich habe am Tubusende einen Streifen dicken Filz eingeklebt, in welchen sich das hintere Gewinde des Objektivs leicht ,,einschrauben" lässt. Das Objektiv sitzt dann bündig auf dem Tubusrand. Dann habe ich ein HT-Rohr DN75 (HT: Hochtemperaturrohr = Abwasserrohr bis 95 Grad C hitzebeständig, im Durchmesser 75
Journal für Astronomie Nr. 70 | 51
Amateurteleskope/Selbstbau
mm) aus dem Baumarkt gekauft und innen so lange ausgeschliffen, bis es sich gerade so über den Tubus schieben ließ. Der zylindrische Bereich des Objektivs wurde mit einer Lage Velours-Folie beklebt, so dass das Objektiv satt im HT-Rohr sitzt. Damit das Objektiv nicht nach vorn herausfällt, habe ich einen weiteren Velours-Streifen in das HTRohr geklebt. Das alles hält erstaunlich gut. Das Tubusende habe ich vorher so plan und rechtwinklig geschliffen, wie es mir möglich war, um die Koma auf ein Minimum zu reduzieren.
Wie bekommt man den Tubus rechtwinklig gesägt bzw. geschliffen? Zuerst habe ich eine einfache, kleine Metallsäge benutzt und den Tubus vorher mit Kreppklebeband abgeklebt, welches als ,,Führung" dient. Natürlich war das nicht rechtwinklig, aber auch nicht übermäßig schief. Ich habe dann ein Blatt Papier straff um den Tubus gelegt (Kante auf Kante), wodurch man sehr gut erkennt, wie rechtwinklig (oder auch nicht) das Tubusende ist. Eine Feile reichte aus, um den kleinen Überstand zu beseitigen.
Am Ende habe ich noch den leicht schiefen Okularauszug gezielt verkippt, indem ich ebenfalls mit kleinen Veloursstreifen nachgeholfen habe. Zwischendurch habe ich immer wieder an meinem selbstgebauten, künstlichen Stern (Taschenlampe mit selbstgestochener Lochblende und vorgeschaltetem 6-mm-Okular) sowie am Cheshire-Okular die Justage überprüft. Nicht perfekt, aber die Koma ist wirklich so gering, dass sie im Fokus nicht sichtbar ist. Astigmatismus ist für meine Augen ebenfalls nicht erkennbar, die sphärische Aberration zeigt keine Auffälligkeiten. Das Beugungsscheibchen ist schön rund und auch der Farbfehler scheint sehr gering zu sein.
Einige Zeit später spendierte ich dem Refraktor noch eine Taukappe aus Moos-
3 Das Teleskop auf einem Stativ montiert
gummi, einen vernünftigen Sucher sowie einen sehr transportablen Unterbau: Ein gebrauchtes Manfrotto-Stativ mit Kugelkopf und aufgeschraubter Prismenklemme dient nun als sehr leichtgewichtige Azimutal-Montierung, welche ich bequem zu Fuß oder auch mit dem Fahrrad transportieren kann. Das Gesamtgewicht liegt bei knapp 4 kg. Zum Sitzen nutze ich einen sehr kleinen Campinghocker. Damit konnte ich schon einige Male schnell und unkompliziert beobachten (Abb. 3).
Hauptziele bisher waren vor allem Doppelsterne oder die Beobachtung der sehr schmalen Venussichel am Tage. Aber auch für klassische Deep-Sky-Objekte lässt sich der Refraktor gut einsetzen.
An dieser Stelle noch ein kleiner Hinweis zum Sterntest: An einem Abend zeigte der Refraktor Astigmatismus am Stern. Ich nutzte dafür ein einfaches Weitwinkelokular mit 8 mm Brennweite (Erfle-De-
sign). Erst dachte ich, dass die Taukappe zu straff über dem Tubus liegt und die Optik verspannt. Als ich dann ein ordentliches Okular, ein Televue Nagler Zoom (3-6 mm) einsetzte, war von dem vermeintlichen Astigmatismus nichts mehr zu sehen. Auch das verwendete Okular ist beim Sterntest wichtig und es sollte vorher sichergestellt werden, dass es keine erkennbaren Fehler einführt.
52 | Journal für Astronomie Nr. 70
Astrofotografie
Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe und Thorsten Zilch
Änderungen beim Astrofoto der Woche (AdW)
Das ,,Astrofoto der Woche" (AdW) wurde 2004 eingerichtet. Die Rubrik wird von der Fachgruppe Astrofotografie in Zusammenarbeit mit Astronomie.de erstellt und dort auch präsentiert. Ziel war und bleibt es, schöne und informative astronomische Aufnahmen (keine Videos) im Wochentakt einem breiten Publikum vorzustellen. Wir zeigen aber nicht nur das Bild allein. Aus den beschriebenen Aufnahmedaten lässt sich viel für die eigene Astrofotografie lernen. Darüber hinaus gehen wir auch stets auf die Details im Bild ein. Was ist über das aufgenommene Objekt außer Entfernung und Magnitude sonst noch bekannt? Dazu wird eine Fülle interessanter astronomischer Fakten vermittelt. Was der Astro-
fotograf wissen sollte: Gerade die astronomisch-physikalischen Grundlagen haben einen großen Einfluss auf die bildliche Darstellung. Als Astrofotograf sollte man darüber ein wenig mehr wissen, Astrofotografie ist schließlich nicht allein Digitaltechnik und Bildbearbeitung.
Kennen Sie das AdW? Falls nicht, siehe www.astronomie.de. Hier kann auch jeder mitmachen.
Zu Beginn eines jeden Jahres wählen die Mitglieder der Fachgruppe Astrofotografie aus allen 52 vorgestellten Astroaufnahmen die drei besten aus. Diese werden dann als ,,Astrofoto des Jahres", so wie jetzt im
VdS-Journal für Astronomie, präsentiert. Insofern ist unsere Kombination AdW/AdJ schon etwas Besonderes - mehr als nur eine nackte online-Publikation!
Seit Januar 2019 erscheint das AdW nicht nur auf der Hauptseite von Astronomie. de, sondern auch im Forum. Dort erhoffen wir uns ein breiteres Publikum. Schließlich sollte man ja davon ausgehen können, dass astrofotografisch interessierte Sternfreunde auch gern schöne Astrobilder anderer Kollegen anschauen und aus diesen Bildern weitere Informationen gewinnen.
Peter Riepe
Das Astrofoto des Jahres 2018
Für die ,,Wahl zum Astrofoto des Jahres" kommt jedes Jahr eine Grundgesamtheit von wunderschönen Astroaufnahmen aus dem Kreise der deutschsprachigen Astrofotografen zusammen. Diese Bilder werden im Wochenintervall regelmäßig auf Astronomie.de vorgestellt. Alle Mitglieder der Fachgruppe Astrofotografie sind hierzu stimmberechtigt. In Summe sind dies mehr als 140 Personen. Allerdings bleibt es wohl ein Wunschtraum, dass sich einmal alle an der Wahl beteiligen.
Gemäß den Richtlinien zur Abstimmung durften von den vielen sehr guten Resultaten letztlich wie immer nur drei übrig bleiben. Folgende Bilder wurden demnach als die ,,Astrofotos des Jahres 2018" nominiert:
Platz 1: Kai Wicker Woche 6 - Die H II-Region Sh2-129 und ihr aktives Zentrum (34 Punkte), Foto Seite 54
Platz 2: Peter Großpointner Woche 15 - Sh2-308, ein ringförmiger Emissionsnebel im Großen Hund (31 Punkte) Foto Seite 55
Platz 3: Thomas Henne Woche 28 - IC 348, Cederblad 20 und LBN 758 - eine Nebellandschaft im Perseus (24 Punkte), Foto Seite 55
Herzlichen Glückwunsch den Gewinnern, und ein großes Dankeschön unseren treuen Einsenderinnen und Einsendern, bis zum nächsten Jahr an dieser Stelle!
Thorsten Zilch, für das AdW-Team
1 Seite 54: Kai Wicker nahm Sh2-129 am 17.07., 14.08., 21.08. und 22.08. sowie am 15.10. und 18.10.2017 ins
Visier. Norden ist rechts. Aufnahmeort war Bremen-Borgfeld. Verwendet wurde ein Skywatcher Esprit 100ED mit 415 mm Brennweite, dazu eine CCD-Kamera Atik 383L+. Durch den H-Filter von Baader (HWB 7 nm) wurde 12 x 30 min belichtet, durch den [OIII]-Filter von Astrodon (HWB 3 nm) 27 x 30 min, und durch die RGB-Filter von Baader (bei schlechtem Seeing) jeweils 5 x 10 min, Gesamtbelichtung: 22 Stunden
Journal für Astronomie Nr. 70 | 53
Ergebnisse der Mars-Opposition 54 | Journal für Astronomie Nr. 70
2 Peter Großpointner belichtete den seltener gezeigten Emissionsnebel Sh2-308 mit einem Newton-Astrografen von
300 mm Öffnung und 865 mm Brennweite (Norden links). Pro Abend blieb ihm von seinem Beobachtungsplatz am Gahberg im Salzkammergut nur ein 1,5-stündiges Aufnahmefenster. Die verwendete CCD-Kamera Moravian 16200 M wurde deshalb im 2x2-Binningmodus betrieben. Als Montierung wurde eine ALT AD5 verwendet. Belichtungszeit: 25 x 15 min mit [OIII]-Filter und mit RGB-Filtern je 7 x 5 min dazu. Die Bildbearbeitung erfolgte durch Markus Blauensteiner.
3 SIC 348, Cederblad 20 und LBN 758. Thomas Henne verwendete für dieses Zweifachmosaik eine Moravian G3-16200. Norden ist oben.
Aufnahmeteleskop war ein 250-mm-Astrograf (Marke ASA) mit 3-zölligem Wynne-Korrektor. Die Brennweite wurde so auf 910 mm gebracht, d. h. das Öffnungsverhältnis war 1:3,64 (= Apertur f/3,64). Für dieses LRGB-Bild wurde insgesamt 33 Stunden und 24 Minuten belichtet. Aufnahmeort war Zellerndorf (Österreich) im Oktober 2017.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 55
Astrofotografie
Horizontnahe Deep-Sky-Fotografie
von Reiner Guse
Einige schöne Deep-Sky-Objekte wie z.B. der Trifidnebel (M 20) oder der Helixnebel (NGC 7293) erreichen bei uns in Norddeutschland maximal eine Höhe von ca. 15 Grad über dem Horizont und sind daher für Beobachtungen und zum Fotografieren weniger geeignet. Der Hauptgrund ist der viel längere Weg des Lichtes durch die Atmosphäre gegenüber zenitnahen Objekten. Dies hat folgende Nachteile: · Das Licht wird stärker geschwächt, bei
15 Grad Höhe um bis zu eine Magnitude. · Blaues Licht ist aufgrund der Rayleigh-
Streuung stärker von der Schwächung betroffen als rotes, man denke an die Farben beim Sonnenuntergang. · Die Luftunruhe ist größer. Beobachtungen von Planeten in Horizontnähe machen das besonders deutlich.
1 Auszug aus ,,Stellarium" für den Standort Peine (Niedersachsen)
und das Objekt M 20 am 05.08.2018
Hinzu kommt, dass zur Aufnahme dieser Objekte in einer Nacht nur wenig Zeit zur Verfügung steht. Diese wird dann z.B. beim Trifidnebel noch eingeschränkt, weil er gerade in den kurzen Sommernächten auftaucht.
Aus diesen Gründen hatte ich bisher Objekte mit Deklinationen unter 20 Grad als Fotoobjekte ausgeschlossen. Nun bot der Sommer 2018 selbst bei uns in Norddeutschland viele klare Nächte bei angenehmen Temperaturen, was geradezu zum Beobachten und Aufnehmen von Deep-Sky-Objekten anregte. Lohnenswerte Nebel des Sternbildes Schwan und anderer Sternbilder in Zenitnähe hatte ich schon aufgenommen, daher wagte ich mich dann mal im August an den Trifidnebel. Bei der Planung mit Stellarium stellte ich fest, dass die maximale Höhe 14 Grad betrug und ich ihn aufgrund der Tageshelligkeit erst nach dem Meridiandurchgang aufnehmen konnte. Dadurch hatte ich für eine Nacht nur ca. eine gute Stunde zur Verfügung (Abb. 1). Ab 0 Uhr verhinderte eine Baumgruppe die weitere Aufnahme.
Meine Fotos werden in meiner Sternwarte in unserem Garten mit einem 12-Zoll-Teleskop (Meade LX400) mit 2.438 mm Brennweite (f/8) oder einem 4-Zoll-Refraktor der Marke Borg aufgenommen. Als Kamera dient eine Astrolumina ALccd 9 mit Filterrad (Abb. 2). Die Aufnahme von M 20 sollte mit dem Meade-Teleskop erfolgen, der Borg-Refraktor wird dann mit einer klei-
2 Verwendete Geräte
zur Aufnahme von M 20 und NGC 7293
nen Kamera zum Autoguiden verwendet. Um unter den besonderen Bedingungen genug Photonen auf dem CCD-Chip einzufangen, hatte ich folgende Maßnahmen getroffen: · Einsatz eines Reducers (CCDT67 von
Astro-Physics), wodurch neben einer Anpassung an die Objektgröße auch bessere Bedingungen bezüglich der Belichtung
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Astrofotografie
3 M 20 hatte bei dieser Aufnahme mit dem 12-Zöller von Meade und der ALccd9 am
05.08.2018 eine Höhe von 12 Grad bis 14 Grad über dem Horizont. Ab 22:47 Uhr wurde insgesamt eine Stunde belichtet.
erreicht wurden. Das Öffnungsverhältnis änderte sich dadurch von 1:8 auf 1:5,7. · Bei der ALccd9 wurde das 2x2-Binning gewählt. Dadurch verringert sich zwar die Auflösung, dieses wirkt sich jedoch bei der Brennweite des Teleskops nicht negativ aus, da trotz Binning und Reducer 1,3''/px abgebildet wurden. Der Wert, der durch die Luftunruhe verursacht wird, ist sicherlich höher. · Neben den üblichen Farbfiltern wurde auch ein H-Filter eingesetzt, da M 20 neben einem ausgedehnten Reflexionsnebel im nördlichen Bereich auch eine helle HII-Region im südlichen Bereich aufweist. Die vorgesehenen Belichtungszeiten für ,,blau" und ,,grün" sollten mindestens um ca. 50% länger sein als für ,,rot".
Vergleicht man die Einstellungen ohne Reducer und 2x2-Binning mit den gewählten, dann entsprechen die Belichtungszeiten in etwa dem 8-Fachen; anstelle einer Stunde müsste dann ca. 8 Stunden belichtet werden.
Die ersten Aufnahmen erfolgten in einer Nacht mit für unsere Verhältnisse durchschnittlichen Sichtbedingungen, die Grenzgröße lag in Zenitnähe bei 4,2 mag. Das Ergebnis war enttäuschend, vom Reflexionsnebel war auf den Aufnahmen nichts zu sehen. In der nächsten Nacht waren die Sichtbedingungen wesentlich besser, Sterne mit 5 mag waren sichtbar und die Milchstraße konnte man erkennen. Für uns am Rande der Kleinstadt Peine zwischen Hannover und Braunschweig waren das außergewöhnlich gute Verhältnisse. Die Rohbilder sahen jetzt wesentlich besser aus und
die Bildbearbeitung mit DeepSkyStacker, 2x-Drizzeln und dem Einsatz von Photoshop brachte ein erfreuliches Ergebnis (Abb. 3).
Dadurch ermutigt, habe ich dann genau zwei Monate später den Helixnebel unter ähnlichen Bedingungen und Einstellungen aufgenommen, allerdings war die Gesamtbelichtungszeit mit zwei Stunden etwas länger (Abb. 4).
Diese Ergebnisse waren für mich erfreulich, aber auch überraschend, denn ich hatte sie unter diesen Bedingungen nicht erwartet. Sie zeigen, dass auch in Horizontnähe akzeptable Deep-Sky-Aufnahmen mit verhältnismäßig geringen Belichtungszeiten möglich sind. Es reichen dazu gute Sichtbedingungen; allerdings leistete hierbei die ALccd9-Kamera mit der Möglichkeit zum
Journal für Astronomie Nr. 70 | 57
Astrofotografie
4 Aufnahme des Helixnebels am 05.10.2018 mit der gleichen Ausrüstung wie bei M 20.
Die Höhe über dem Horizont betrug hier 14 Grad bis 16 Grad , und die Belichtungszeit war mit zwei Stunden ab 21:00 Uhr etwas länger.
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2x2-Binning und dem Einsatz eines HFilters gute Dienste. Außerdem sind Objekte mit hohen Rotanteilen, wie das hier der Fall war, aufgrund des Einflusses der Atmosphäre sicherlich für horizontnahe Aufnahmen besser geeignet.
Internetlinks (Stand: November 2018): [1] Webseite des Autors: www.reiner-
guse.de/html/galerie.html [2] Astro-Stammtisch: www.astro-
stammtisch.org/prasenzen-einigermitglieder/reiner-guse/
58 | Journal für Astronomie Nr. 70
Astrofotografie
Ein Supernovaüberrest im Schwan
von Hans Jürgen Mayer
Nur wenige Grad nördlich des wunderschönen Doppelsterns Albireo im Kopf des Schwans scheint ein zarter blassblauer Ring zwischen den Sternen der dicht bevölkerten Milchstraße zu schweben. Mit einer Größe von rund 3 Grad x 4 Grad umfasst er eine Fläche, die im Durchmesser etwa achtmal so groß ist wie der Vollmond. Die geringe Flächenhelligkeit und der alles überstrahlende Glanz der Sterne der Cygnuswolke, vor deren Rand er beheimatet ist, machen ihn allerdings zu einem relativ schwierigen Objekt. Es handelt sich um den Supernovaüberrest mit der Bezeichnung G65.3+5.7.
Die wenig einprägsame Bezeichnung orientiert sich an den galaktischen Koordinaten des Objekts (65,3 Grad galaktischer Länge und 5,7 Grad nördlicher galaktischer Breite) und folgt damit der üblichen Nomenklatur für die Bezeichnung von Supernovaüberresten (SNR). Der geringe Wert der galaktischen Breite von 5,7 Grad zeigt uns sofort, dass sich unser Objekt nahe der galaktischen Ebene und damit in der Milchstraße befindet.
Das Sternbild Schwan beherbergt eine ganze Reihe weiterer SNR, was seiner Lage inmitten der Milchstraße geschuldet ist. Die meisten sind unscheinbar und kaum bekannt. Eine Ausnahme bildet G74.0-8.5,
wie wir sehen, ebenfalls nahe der galaktischen Ebene, aber auf der anderen Seite gelegen. Seine im Optischen sichtbaren Bereiche kennen die meisten Sternfreunde unter dem gängigeren Namen Cirrusnebel. Dank seiner Schönheit und nicht zuletzt auch dank seiner Helligkeit ist er ein beliebtes, nicht nur fotografisch, sondern auch visuell zugängliches Objekt. Die Gesamtstruktur dieses SNR wird als Cygnus-Loop bezeichnet. Er ist, neben dem Crabnebel, einer der bekanntesten Vertreter seiner Art. Das Objekt, von dem hier die Rede sein soll, ist allerdings um Klassen lichtschwächer.
Erste Beobachtungen von G65.3+5.7 gehen auf die fünfziger Jahre zurück. Sowohl die Rot- als auch die Blauauszüge des Palomar Observatory Sky Survey zeigen die hellsten Filamente, die auch im Sharpless-Katalog aufgeführt sind. Die Gesamtstruktur blieb aber lange unerkannt. Erst eine Ende der siebziger Jahre im Licht mehrerer Emissionslinien erfolgte Durchmusterung der Milchstraße offenbarte auf Aufnahmen im Licht des dreifach ionisierten Sauerstoffs ([OIII]) die Existenz einer 3,3 Grad x 4 Grad messenden schalenartigen Struktur, die von den Autoren der Studie als Supernovaüberrest identifiziert wurde [1]. Kurz darauf konnte das Objekt auch im Radiobereich nachge-
wiesen werden [2]. Die spezifische Struktur des beobachteten Radiospektrums bestätigte die Klassifizierung des Objekts als SNR.
Seither ist G65.3+5.7 immer wieder Gegenstand astronomischer Forschung gewesen. Sein Durchmesser beträgt jüngsten Schätzungen zufolge 70 pc, seine Entfernung wird mit 900 pc angegeben [3]. Dies entspricht in etwa auch der Entfernung des Cygnus Loops, womit beide zu den nächstgelegenen SNR in der Milchstraße gehören. G65.3+5.7 lässt im optischen Bereich ([OIII]) zwei annähernd ringförmige in Ost-West-Richtung gegeneinander versetzte Filamentstrukturen erkennen (Abb. 1). Die Gesamtstruktur erscheint symmetrisch bezüglich einer ebenfalls in dieser Richtung orientierten Achse, mit zwei hellen Emissionsgebieten auf beiden Seiten. Dies deutet auf eine eher zylinderförmige bzw. fassähnliche räumliche Gestalt als auf eine sphärische Form des SNR hin [4]. Das Alter des SNR wird auf etwa 20.000 bis 30.000 Jahre geschätzt. Über die Natur des Vorgängersterns, dessen explosives Ende diesen Nebel hinterließ, ist nichts bekannt. Die Suche nach einem Neutronenstern in Form eines Pulsars blieb bislang jedenfalls ohne Erfolg [5]. Dies ist keineswegs ungewöhnlich, wie
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Journal für Astronomie Nr. 70 | 59
Ergebnisse der Mars-Opposition 60 | Journal für Astronomie Nr. 70
1 Der Supernovaüberrest G65.2+5.7 im Schwan, Bildfeld: 6,4 Grad x 4,3 Grad , Norden ist links.
Aufnahmedaten im Text, Bild: H. J. Mayer
Astrofotografie
man vielleicht meinen könnte. Tatsächlich hat man nur bei wenigen nahegelegenen SNR einen Pulsar gefunden, der sich dem SNR eindeutig zuordnen ließ. Die Gründe dafür können vielfältig sein. So ist ein Neutronenstern (neben einem Schwarzen Loch das zweite mögliche Endstadium einer Supernova) einerseits nur schwer nachweisbar. Er kann sich aber auch aufgrund einer hohen Relativgeschwindigkeit bereits weit vom Ursprungsort entfernt haben. Je nach Supernovatyp, und damit je nach der Art des Vorgängersterns, kann dieser aber auch vollständig zerrissen werden, so dass gar kein Reststern zurück bleibt.
Das Bild zeigt einen Ausschnitt des Himmels von 4,3 Grad x 6,5 Grad , die lange Bildseite entspricht der Ost-West-Richtung. Albireo liegt knapp außerhalb des Bildausschnittes am rechten (südlichen) Rand. Den unteren (östlichen) Bildrand dominieren die Ausläufer der Cygnuswolke, deren dichtes Sterngewimmel sich nach Westen rasch in die relative Leere über der galaktischen Ebene verliert. Einige Dunkelwolken zeichnen sich vor dem Band der Milchstraße ab. Die H-Gebiete im nordöstlichen Bildteil (links unten) sind Ausläufer der riesigen HII-Region mit der Bezeichnung Sharpless 109, auch als Gamma-Cygni-Komplex bekannt, der die Milchstraße im Sternbild Schwan durchzieht. Dieser besteht vermutlich aus mehreren räumlich unabhängigen Strukturen, die in dieser Sichtlinie in unterschiedlicher Entfernung hintereinander liegen. Ihr Abstand ist mit einigen tausend Parsec aber sehr viel größer als der von G65.3+5.7, der weit davor liegt. Die fächerartige H-Struktur im linken oberen Bildbereich ist hingegen Teil des SNR [2]. Sie ist als eines der hellsten Filamente unter dem Eintrag mit der Nummer 96 im Sharpless-Katalog gelistet. Der hellste Stern im Bild, in der rechten oberen Bildecke gelegen, ist 2 Cygni, ein heißer blauer
B3-Stern mit einer visuellen Helligkeit von +4,9 mag. Seine Entfernung beträgt 286 pc, womit er etwa auf einem Drittel der Strecke zu G65.3+5.7 liegt. Wesentlich näher, nämlich nur 74 pc entfernt, liegt der weißliche G8-Doppelstern Phi Cygni, mit +5,6 mag an der Grenze der Sichtbarkeit für das bloße Auge. Er markiert zugleich das hellste Filament des SNR, das im Sharpless-Katalog unter der Nummer 94 zu finden ist (oberer Bildteil Mitte). Tatsächlich soll dieser Teil des SNR bereits mit einem Teleskop mittlerer Größe unter dunklen Himmel visuell zugänglich sein [6].
Die Aufnahmen zum Bild entstanden in einer Reihe von Nächten in Konstanz (H) und Stolac/Kroatien (RGB und [OIII]) in den Jahren 2017 und 2018. Als Optik kam das unter Astrofotografen bekannte Objektiv Canon EF200 zum Einsatz. Belichtet wurde 25 Stunden in [OIII] und 20 Stunden H mit einer astromodifizierten Canon EOS 1100D mono, die verwendeten Filter waren 12-nm-Clipfilter von Astronomik. Hier empfehlen sich unbedingt schmalbandigere Filter von 6 nm oder gar 3 nm Bandbreite, lassen die 12-nm-Filter doch immer noch vergleichsweise sehr viel Kontinuumslicht der Sterne durch. Das macht es sehr schwierig, die extrem lichtschwachen Filamente des SNR aus dem sternübersäten Bildhintergrund herauszuarbeiten. So ist auch in den Farbaufnahmen, für die 8 Stunden mit einer astromodifizierten EOS 1300D belichtet wurde, keine Spur des SNR zu finden. Diese Aufnahmen sollen denn auch vielmehr die Umgebung des SNR im ,,normalen" Licht wiedergeben.
Ausführlicher wurden die technische Ausrüstung sowie wesentliche Schritte der Bildbearbeitung, wie sie auch hier zum Einsatz kamen, bereits in einem früheren Artikel [7] beschrieben.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand: Januar 2019): [1] T. R. Gull, R. P. Kirshner, R. A. R. Par-
ker, 1977: ,,A new optical supernova remnant in Cygnus", Astrophys. J. 215, L69-L70 [2] W. Reich, E. M. Berkhuijsen, Y. Sofue, 1979: ,,Radio continuum observations at 1420 MHz of the new SNR G65.2+5.7 in Cygnus", Astron. Astrophys. 72, 270 [3] F. Mavromatakis, P. Boumis, J. Papamastorakis, J. Ventura, 2002: ,,Deep optical observations of G 65.3+5.7", Astron. Astrophys. 388, 355-362 [4] P. Boumis et. al., 2004: ,,The kinematics of the bi-lobal supernova remnant G 65.3+5.7", Astron. Astrophys. 424, 583-588 [5] P. W. Gorham et al., 1996: ,,A pulsar survey of 18 supernova remnants", Astrophys. J. 458, 257 [6] Mel Bartels, www.bbastrodesigns. com/drawings/ [7] H.J. Mayer, 2018: ,,A fish on a platter - eine fotografische Nachlese", VdS-Journal für Astronomie 65 (II/2018), S. 52
Journal für Astronomie Nr. 70 | 61
Astrofotografie
IC 10 - grenzwertig?!
von Wilfried Wacker
IC 10 könnte man auch das ,,Herz der Königin" nennen. Überdeckt man das Sternbild Kassiopeia mit der dazugehörenden mythologischen Figur, so liegt diese irreguläre Galaxie etwa im Bereich der Herzgegend. Hoch aufgelöste Farbaufnahmen zeigen IC 10 als ein zartes Oval, durchzogen von feinen Filamenten, dunklen Bändern und mit einer Fülle weiterer Details. Die Galaxie scheint gelb-rötlich gefärbt zu sein, eingehüllt wie in einem Kokon. Diese Färbung wird verursacht durch vorgelagerte interstellare Materie unserer Milchstraße, die das zu uns kommende Licht zu über 70% abschwächt. Ohne diese Sichtbehinderung wäre IC 10 etwa 4,4-mal heller.
In [1] beschreiben die Autoren Peter Riepe und Rainer Sparenberg diese irreguläre Zwerggalaxie genauer. Aufgenommen mit dem 1,12-m-Teleskop in Melle bietet sich selbstverständlich eine detaillierte Untersuchung der Galaxie an. So werden Einzelsterne des Typs Wolf-Rayet (WR), HII-Regionen, Planetarische Nebel und Sternhaufen herausgelöst und im direkten Vergleich mit Aufnahmen des 4,2-m-Teleskops ,,William Herschel" und dem 6-m-Spiegel des russischen Selentschuk-Observatoriums gezeigt. Ich gehe hier nicht näher auf weitere fachliche Erläuterungen zur Galaxie ein, das ist für diesen Artikel nicht relevant.
Der spannende Artikel in [1] war der Zündfunke für eine zunächst etwas zweifelhafte Idee: was kann ich mit meinem Standard-Newton-Reflektor mit 302 mm Öffnung und 1.200 mm Brennweite von diesen winzigen Details ablichten? Und das - wie gewohnt - mit gemäßigten Belichtungszeiten.
Ich habe mir über die Zeit ein Konzept geschaffen, das mir bis heute die Spannung und Freude am gestirnten Himmel erhält. Einerseits möchte ich mein vorhandenes,
technisches Material nicht
erneuern, sondern immer
weiter optimieren. Was
früher teilweise beschwer-
liche Bastelei war, ist mit
dem heutigen Stand der
Software und Technik oft
eine wahre, vor allem be-
zahlbare Freude. Kleines
Beispiel zur Montierung:
In den Anfangsjahren
meiner Astrofotografie
konnte ich maximal 10 Se-
kunden pro Bild belichten
und durfte anschließend
noch zwischen 20 und
50% der gewonnenen Auf-
nahmen wegen unbrauch-
barer Abbildungsqualität löschen. Heute könnte ich
1 IC 10 im Vergleich (oben: 1,12-m-Newton Melle,
mit derselben Montierung
unten: 302-mm-Newton des Autors)
spielend 10-Minuten-Auf-
nahmen machen. Aller-
dings bleibe ich meistens im Bereich von keit. Ich wusste, da geht noch mehr! Und so
einer Minute pro Bild. Denn andererseits habe ich entgegen meinen Prinzipien noch
ist meine Astronomie in eine Richtung ge- mal gut 70 Minuten Belichtungszeit drauf-
wachsen, die mir außerordentlich viel Freu- gepackt. Das aufaddierte Gesamtergebnis
de macht: Den Spagat zu finden zwischen von 1 Stunde und 33 Minuten motivierte
so wenig Belichtungszeit wie möglich und mich dann endgültig, diese Geschichte hier
trotzdem bei der anschließenden Bearbei- vorzustellen.
tung noch schwächste Objekte nachweisen
zu können. Dafür ist meine Kamera des Die Bearbeitung meiner Fotos beschränkt
Typs Starlight SXV-H9 mit ihrem hoch- sich mittlerweile auf einige wenige Fil-
empfindlichen Sony-Chip gut geeignet. Ich terungen und Einstellungen, das alles in
habe schlicht keine Freunde am stunden- einem zufällig entdeckten Arbeitsvorgang,
langen Belichten ein und desselben Ob- der nur bei S/W-Fotos funktioniert. Das zu
jekts. Es gibt so viele spannende Dinge ,,da erläutern würde aber hier den platzmäßigen
oben", die will ich unbedingt aufspüren.
Rahmen sprengen. Wer möchte, kann dazu
und zu meinen Astro- und Fotogeschichten
Zurück zum Thema. Die oben erwähnte mehr auf meiner Webseite erfahren [2].
Idee zeigte sich nach der ersten Durchsicht
einer Aufnahmeserie von 24 x 60 Sekun- Noch ein Wort zur Bildqualität: Das Eigen-
den schon gar nicht mehr so zweifelhaft. Es schaftswort ,,schön" ist in diesem Zusam-
ließen sich schon ein paar Details aus den menhang völlig fehl am Platz. Darum geht
Meller Aufnahmen erahnen. Leider aber es ja auch nicht, ich möchte nur nachwei-
bestenfalls sehr hart an der Wahrnehmbar- sen, welche im Summenbild vorhandenen,
62 | Journal für Astronomie Nr. 70
Astrofotografie
realen Informationen sichtbar gemacht werden können (siehe dazu meine Anmerkung ,,Artefakte" weiter unten).
Jetzt zu den Aufnahmen. Zunächst möchte ich mich ganz herzlich bei den Autoren [1] bedanken für die tatkräftige Unterstützung und für die Bereitstellung der Fotos zum Vergleich. Ohne deren Hilfe hätte dieser Artikel nicht geschrieben werden können. Die Fotos setzen sich jeweils aus einem Ausschnitt der Autoren-Fotos und einem dazu genau angepassten Ausschnitt meiner Aufnahmen zusammen. Das erleichtert den direkten Vergleich.
2 Detailauflösung im Vergleich
In der Abbildung 1 ist oben ein Ausschnitt des Meller Originalbilds von IC 10 abgebildet, ausgerichtet auf einen passenden Ausschnitt meiner bescheidenen Aufnahme. Jetzt versteht man vielleicht, dass zunächst berechtigte Zweifel angebracht waren, ob sich überhaupt Details herauslösen lassen.
3 Wolf-Rayet-Sterne im Vergleich
Die Autoren wollten einmal zeigen, welch hohes Auflösungsvermögen das 1,12-m-Teleskop besitzt (Abb. 2). Die drei Sternchen über der Markierung von 10 Bogensekunden Länge verdeutlichen dieses. In meiner Aufnahme kann man die drei Sternchen über dem Balken so gerade noch erkennen, zwar schon etwas verschmiert, aber immerhin.
4 Der WR-Stern [MAC92] 5
Wolf-Rayet Sterne sind blaue Riesensterne. In Form von heftigen Sternwinden stoßen sie große Materiemengen ab, die durch Kollision mit interstellarer Materie um den Stern eine blasenförmige Struktur schaffen. Da der Chip meiner Kamera seine größte Empfindlichkeit im grünen bis roten Spektralbereich hat, erscheint auf meiner Aufnahme (Abb. 3) der gekennzeichnete, etwas rötlichere Stern RSMV 6 (oben im Bild) wesentlich deutlicher als RSMV 5 (unten im Bild). Man kann sagen: schon
5 Die Planetarischen Nebel PN 7a / 7b
Journal für Astronomie Nr. 70 | 63
Astrofotografie
6 Offene Sternhaufen [TG2009] 29,
[TG2009] 28 und [TG2009] 10
Offene Sternhaufen in anderen Galaxien sind dagegen schon leichter nachzuweisen, je nach Größe (Abb. 6). So konnte ich recht leicht die drei folgenden Objekte nachweisen, oben: [TG2009] 29, Mitte: [TG2009] 28, unten: [TG2009] 10.
an der Grenze der glaubhaften Darstellung, vermutlich eher ein Artefakt des helleren Sterns unterhalb. Allerdings erkennt man insgesamt, dass die meisten ,,Artefakte" schon merkwürdig genau auf echten Sternpositionen liegen, nicht nur in diesem Bild! Für mich sind das B-Artefakte (siehe weiter unten). Interessant für mich sind die Angaben der V-Helligkeit (siehe Tabelle in [1]) zu den beiden Sternen: R5 = 22 mag und R6 = 22,5 mag. Eigentlich weit jenseits meiner ,,Reichweite" ...?!
Licht von PN 7a kann ich recht gut nachweisen, PN 7b dagegen nicht. Obwohl das zarte Fleckchen in meiner Aufnahme exakt auf die Position von PN 7b passt, ist es mir aber doch zu gewagt.
PN 9 aus [1] kann ich hier nicht zeigen. Da ist mit meiner Ausrüstung absolut nichts zu machen. Bei 23,4 mag in [OIII] auch schlecht vorstellbar ...
Die hübsche HII-Blase [HL 90] 4-6-8 (Abb. 7) bleibt mir leider verborgen. Ich könnte mir aber vorstellen, dass ein schmalbandiger H-Filter helfen würde. Versuchen werde ich es noch einmal. Aber den WRStern [MAC92] 2 kann ich andeuten. Wenn man genau hinsieht, erscheint der ,,Fleck" auf meinem Foto an der Position des WRSterns etwas länglich. Sollte der eine oder andere Leser jetzt den Kopf schütteln, so will ich nicht widersprechen: Das ist schon sehr hart an der Grenze des Vorstellbaren.
Fazit Genau diese besagte Grenze ist aber mein Antrieb, meine Begeisterung und Spannung, auch das vielleicht Unmögliche einfach einmal zu versuchen! Ich gehe sehr selbstkritisch an die Arbeit und versuche so viele Informationen wie möglich über das jeweilige Objekt zu finden, immer bereit,
[MAC92] 5 ist ein weiterer WR-Stern (Abb. 4). Ich kann allerdings nur den gesamten nebeligen Komplex an der Sternposition abbilden. Der einzelne Stern bleibt verborgen.
Die Autoren stellen drei Planetarische Nebel vor (Abb. 5). Im Autorenbild links erkennt man mittig einen etwas verwaschenen, rötlichen Fleck (PN 7b), direkt darunter einen sternförmigen (PN 7a). Das konzentrierte
7 Die HII-Blase [HL 90] 4-6-8 und der WR-Stern [MAC92]2
64 | Journal für Astronomie Nr. 70
Astrofotografie
Lehre und fachliche Kritik kompetenter Kollegen anzunehmen. Da kann man nur gewinnen. Und je mehr man dazulernt, um so mehr Fragen tauchen auf - es wird einfach nie langweilig.
Mit meiner Art und Weise Objekte nachzuweisen ist natürlich das Thema ,,Artefakte" hochgradig berührt. Ich bin immer bestrebt, dieses schwer einschätzbare, unerwünschte Beiwerk der grenzwertigen Fotografie besser zu verstehen. Mit den Bildvergleichen hier zu IC 10 habe ich wieder eine Gelegenheit gehabt, Artefakte zu untersuchen. Und ich stelle fest: Es sind oft keine wirklichen Artefakte, sprich: real nicht existente Objekte, sondern mehr oder weniger verschmierte Abbildungen wirkli-
cher Objekte. Ein Vergleich mit einer tiefen Aufnahme bringt oft Klarheit. Ich habe für mich privat eine kleine Einsortierung dieser Bildeffekte gemacht, soweit ich in der Lage bin, das zu beurteilen: A-Artefakte sind echte Bildfehler, nicht real vorhandene Flecken. B-Artefakte sind eventuell verschobene, bzw. verschmierte Abbildungen realer Objekte. Vor allem, wenn sie mit einer gewissen Häufigkeit in einem Bild vorkommen. C-Artefakte sind mit Sicherheit keine, erscheinen aber auf den ersten Blick als solche.
Ein schönes Beispiel zeigt die Abbildung 5. Die vermeintliche Sternenkette rechts neben dem gekennzeichneten PN 7a wäre ohne Überprüfung vermutlich komplett
als Artefakt durchgegangen. So zeigt sich aber, dass der etwas hellere Fleck ein undeutliches Abbild des PN ist. Dann denke ich oft bei mir: Danke, liebe Kollegen, dass ihr euch diese Zeit nehmt, all diese wunderbaren Fotowerke zu erstellen! Ich wüsste jedenfalls nicht, was ich ohne die machen sollte, Hubble & Co. können schließlich auch nicht überall sein!
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand Januar 2019): [1] P. Riepe, R. Sparenberg, 2017: ,,IC 10,
ein Begleiter der Andromedagalaxie", VdS-Journal für Astronomie 60 (I/2017), S. 30 [2] W. Wacker, Homepage: http:// starwack.de
Ausschreibung der Reiff-Förderpreise 2019
Seit 2009 schreibt die Reiff-Stiftung zur Förderung der Amateur- und Schulastronomie Förderpreise für Jugendarbeit in der Amateurastronomie und astronomische Projektarbeiten in Schule und Kindergarten aus. Auch in diesem Jahr werden wie in den Vorjahren insgesamt vier Geldpreise mit insgesamt 6.500 Euro in zwei Kategorien vergeben.
Kategorie 1: Jugendarbeit im Amateurbereich und Projekte an weiterführenden Schulen In dieser Sparte können bis zu drei Preise mit Preisgeldern von jeweils 3.000 Euro, 2.000 Euro und 1.000 Euro vergeben werden. Das Preisgeld ist für die Durch- oder Fortführung eines eigenständigen amateur- oder schulastronomischen Projekts bestimmt. Für die Bewertung hat die aktive Beteiligung Jugendlicher besonderes Gewicht.
Kategorie 2: Astronomie-Projekte für das Kindergarten- und Grundschulalter Hier beträgt das Preisgeld 500 Euro. Das Preisgeld ist für die Durch- oder Fortführung eines Projekts bestimmt, das Kinder im Kindergarten- oder im Grundschulalter an die Astronomie heranführt. Das geförderte Projekt sollte Vorbildcharakter haben - es sollte in gleicher oder ähnlicher Form auch an anderer Stelle umsetzbar sein.
Bewerben können sich sowohl Einzelpersonen als auch Interessens- und Arbeitsgemeinschaften, Schulen, Vereine oder sonstige Einrichtungen. Die Bewerbungen sollten enthalten:
- eine kurze Vorstellung der Beteiligten (max. 1 Seite) - eine Beschreibung von bereits durchgeführten Projekten mit Verweis auf bisherige
Veröffentlichungen online oder in gedruckten Medien, falls vorhanden (max. 2 Seiten) - eine Beschreibung des für den Förderpreis vorgeschlagenen Projekts, einschließlich
der Angabe, wofür das Preisgeld konkret eingesetzt werden soll (max. 3 Seiten)
Von den Preisträgern wird erwartet, dass sie die geförderten Projekte im Rahmen eines Beitrags in einer der größeren überregionalen deutschsprachigen Astronomiezeitschriften (Sterne und Weltraum, Astronomie - das Magazin, VdS-Journal) vorstellen.
Bewerbungen sind zu richten an: Carolin Liefke Haus der Astronomie Königstuhl 17 D-69117 Heidelberg reiff-preis@reiff-stiftung.de
Die Bewerbungsfrist endet am 15. Oktober 2019, die Preisträger werden auf der Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen am 9. November 2019 bekanntgegeben.
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Astronomische Vereinigungen
JUGENDARBEIT
Lernen mit Begeisterung
- Innovative Jugendarbeit in der Astronomie
von Rusbeh Nawab
Freitagabend, nach einer anstrengenden Schulwoche voller Unterricht, Klausuren und Hausaufgaben, freuen sich die meisten Schülerinnen und Schüler, den Schulranzen in die Ecke stellen zu können und in das Wochenende einzusteigen. Themen wie Physik, Mathematik oder Chemie werden bis zum darauffolgenden Montag nicht mehr angepackt, das steht fest.
Am Science College Overbach in Jülich-Barmen jedoch trifft sich freitags in den Abendstunden eine Gruppe hoch motivierter Kinder und Jugendlicher zum wöchentlichen Astronomie-Abend im AstroLab. Unter Anleitung von begeisterten Hobby-Astronomen erforschen sie im Rahmen von Mini-Projekten und Workshops die Geheimnisse des Alls und steigen in die Tiefen der Schwarzen Löcher ein. Phänomene und Zusammenhänge aus Bio, Mathe, Chemie und Physik werden attraktiv aufbereitet und anschaulich vermittelt. Die angehenden Nachwuchs-Astronomen entwickeln eigene Fragestellungen und forschen bei ihren Recherchen auch nach den philosophischen Aspekten. Bei wolkenfreiem Himmel werden bis in die späten Abendstunden die Sterne und Planeten beobachtet. Diese Freizeitaktivität ist so faszinierend, dass der harte Kern der Gruppe manchmal Zeit und Raum vergisst und die Nacht bei Pizza und Cola im Labor verbringt. Hervorgegangen aus der Arbeitsgemeinschaft Astronomie des Gymnasiums Haus Overbach, hat sich die anfängliche Schulinitiative zu einem AstroClub gemausert, der Kinder und Jugendliche aus der gesamten Region Aachen-Jülich-Düren begeistert. Die Teilnahme ist freiwillig und für die jungen Interessierten kostenfrei.
Motivation gefordert Zulassungsbeschränkungen gibt es nicht, aber eine gehörige Portion Neugierde für
1 Ausstellung ,,Dialog der Sterne II" des Sonderforschungsbereich 956 im Forum Science
College Overbach, Kunst und Wissenschaft finden zusammen, Foto: Leo Mühlheims, 2016
2 Mitglieder des
AstroClubs bei der Einrichtung der Sternwarte, Foto: Britta Sylvester, 2018
wissenschaftliche und technische Sachverhalte ist eine Grundvoraussetzung für die gemeinsame Projektarbeit. Um die breit gefächerten Interessen von Kindern und Jugendlichen anzusprechen, werden Projektthemen aus der Astrobiologie, Radioastronomie, Astrofotografie, Meteorologie und anderen der Astronomie nahen Disziplinen behandelt. Eine Stunde, bevor die erfahrenen jugendlichen Clubmitglieder beginnen,
an ihren Projekten tüfteln, schulen sie die Jüngeren in der Handhabung von Teleskopen und weihen sie in die komplexe Mechanik ein. Das Löten von defekten Teilen wird ebenfalls geübt. Hier machen Schüler für Schüler Programm. Alle Beteiligten können Neues ausprobieren und für sich entdecken. Ziel des AstroClubs ist es auch, dass jedes Kind und jeder Jugendliche seine Chancen und Begabungen optimal entfal-
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Astronomische Vereinigungen
plinen Mathematik, Informatik, Naturwissenschaft und Technik (MINT) beherbergt auf der obersten Etage des Gebäudes ein AstroLab mit einem Übungsraum und einer Freiklasse. Dieser Unterrichtsraum auf dem Dach des Gebäudes bietet neben frischer Luft eine Himmelsbeobachtungsstation, eine Sternwarte und eine Wetterstation.
3 Witold Franke, Gründer des AstroClubs, im AstroLab des Science College Overbach an der
künstlichen Marslandschaft, Foto: Phillip Mühlheims, 2018
4 Science for Kids:
Expedition Mars, Grundschulkinder im Alter von 6-9 Jahren forschen im Forum des Science College Overbach zum Themengebiet der Raumfahrt, Foto: Witold Franke, 2015
tet. Im Kreise von Gleichgesinnten lernen diese ihre Fähigkeiten besser einzuschätzen und es entstehen vielfach dauerhafte Freundschaften. Zu den Qualitätsmerkmalen des Freizeitangebotes gehören auch die Größe der Lerngruppen, das günstige Betreuungsverhältnis und die Vermittlung von Orientierungswissen. Denn das Engagement der jungen Astro-Begeisterten wird belohnt mit Einblicken in bisher un-
bekannte Themengebiete von Wissenschaft und Forschung, Studiengänge und Berufsfelder.
Astronomie als Leidenschaft Das Science College Overbach bietet dem AstroClub beste Voraussetzungen für die offene Jugendarbeit und einzigartige Chancen zur Persönlichkeitsentwicklung. Denn der außerschulische Lernort für die Diszi
Vordenker und Initiator des AstroClubs und des pädagogisch ausgerichteten AstroLabs ist Witold Franke, ehemaliger Lehrer am Gymnasium Haus Overbach und seit zehn Jahren leidenschaftlicher Akademieleiter und Dozent am Science College Overbach. Jüngst wurde er mit dem Lehrerpreis der Deutschen Physikalischen Gesellschaft (DPG) ausgezeichnet. Gewürdigt wird damit sein langjähriges, herausragendes Engagement in der Vermittlung von Physik für Schülerinnen und Schüler, in deren Gestaltung und Weiterentwicklung. ,,Kinder sind von Natur aus neugierig. Inspirierende Lehrerinnen und Lehrer wie Gabriela Ernst und Witold Franke verstärken diese Neugier, so dass eine lebenslange Begeisterung und Faszination für Wissenschaft geweckt wird", sagte DPG-Präsident Dieter Meschede, anlässlich der Preisverleihung im November 2018 am Sitz der DPG in Bad Honnef.
In der vormaligen Astronomie-AG des Gymnasiums und im AstroClub des Science College Overbach hat Witold Franke mehrere Generationen von begeisterten Schülerinnen und Schülern individuell gefördert und ihnen somit den Übergang in das Leben nach der Schule erleichtert. Einige junge Clubmitglieder hat das Thema der Astronomie und Physik nicht mehr losgelassen und dazu motiviert, einen entsprechenden Studienweg einzuschlagen. Manche unterstützen ihn weiterhin bei seiner wertvollen Jugendarbeit. Phillip Mül-
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Astronomische Vereinigungen
heims, einer seiner ehemaligen Schüler und zurzeit Masterstudierender der Luft- und Raumfahrttechnik an der FH Aachen, ist das beste Beispiel. Neben seinem Studium koordiniert er ehrenamtlich die Projektarbeit des Overbacher AstroClubs. In seiner Funktion als studentischer Mitarbeiter des Science College Overbach richtet er mit Witold Franke im Rahmen des außerschulischen Programms eigens konzipierte MINT-Workshops für Kinder, Jugendliche und Erwachsene aus, beispielsweise auch im Rahmen von Vater-Kind-Wochenenden zur Astronomie.
Let's Do Science! Seit Eröffnung des Science College Overbach im Jahre 2009 ist die Disziplin der Astronomie und Astrophysik fester Bestandteil des außerschulischen Bildungs-
programms ,,Let's Do Science" am Science College. Das interdisziplinäre Bildungsangebot zieht alljährlich mehrere tausend Kinder, Jugendliche, pädagogische Fachkräfte und Wissenschaftsinteressierte aus nah und fern an. Für das außerschulische Programm wurde das Science College Overbach 2015 durch die Landesregierung Nordrhein-Westfalens als ,,Ort des Fortschritts NRW" ausgezeichnet, da es Ökonomie, Ökologie und Soziales innovativ verbindet und damit Fortschritt für die Gesellschaft ermöglicht. Das außerschulische Lernen initiiert Bildungsprozesse durch unmittelbare Begegnungen, Lernen mit allen Sinnen und den Dialog mit Experten und potenziellen Vorbildern. Die klassischen Bildungsinstitutionen können von einer Zusammenarbeit mit außerschulischen Lernorten nur profitieren, argumen-
tiert auch der Didacta-Verband auf seiner Homepage. Der Verband betont, dass schulische Lehr- und Lernangebote durch die außerschulischen erweitert werden und gemeinsam Potenziale für nachhaltiges Lernen erschließen. Die Architektur des College-Gebäudes mischt als ,,dritter Pädagoge" bei den Bildungsveranstaltungen kräftig mit und fördert die Lernerfahrung mit allen Sinnen. Der außerschulische Lernort ist sowohl in funktionaler als auch in pädagogischer Hinsicht ein vorbildliches Bildungszentrum und Preisträger des NRW-Schulbaupreises.
In der nächsten Ausgabe des VdS-Journals wird ein zweiter Beitrag das pädagogische Konzept und das aktuelle außerschulische Astronomie-Programm des Science College Overbach vorstellen.
Eröffnung Sternenpark Winklmoos-Alm
von Tom Hilger
Am 2. Mai 2018 war es nun soweit. Die Bemühungen von Manuel Philipp, dem Menschen hinter www.abenteuer-sterne. de, sollten mit der Überreichung des Zertifikats der IDA (International Dark Sky Association) belohnt werden.
Manuel hatte mich als Vertreter unseres Vereins zu der Pressekonferenz eingeladen. Gerne nahm ich die Einladung an und fuhr nach der Arbeit gegen 15 Uhr von Traunreut Richtung Winklmoos. Florian Weindl von der Tourist-Info Reit im Winkl eröffnete den Reigen der Dankesreden. Danach schilderte Manuel Philipp in kurzen Worten, wie es zu dem Projekt gekommen ist und welche Hürden es bei der Umsetzung zu überwinden galt. Im Anschluss daran erklärte Dr. Andreas Hänel (Leiter der VdS-Fachgruppe Dark Sky), warum der Schutz der Nacht nicht nur aus astronomi-
scher Sicht sinnvoll, sondern auch für den Menschen von hoher Bedeutung ist, und überzeugte die Anwesenden vom Nachthimmel als Kulturgut. Für Flora und Fauna ist der durch Licht ungestörte Nachthimmel notwendig zur Einhaltung des unabdingbaren Lebensrhythmus.
Nach diesen Ausführungen übergab Dr. Hänel dem dritten Bürgermeister von Reit im Winkl, Max Weiss, das IDA-Zertifikat. Nunmehr darf sich die Winklmoos-Alm als Sternenpark bezeichnen, als erster Sternenpark in den Alpen. Nach der Überreichung ging es in die Sonnenalm zu einem kleinen Sektempfang.
Manuel Philipp, der Mann hinter dem Projekt ,,Abenteuer Sterne", hatte vor zwei Jahren damit begonnen, auf der WinklmoosAlm durch Überzeugungsarbeit das Thema
1 Folgerichtige Nutzung eines E-Autos,
Foto: Tom Hilger
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Astronomische Vereinigungen
2 Übergabe IDA-Zertifikat, v.l.n.r:
Manuel Philipp, Florian Weindl, Dr. Hänel, Max Weiss, Foto: Tom Hilger
Lichtverschmutzung in den Fokus zu rücken. Dass der Himmel über der Winklmoos-Alm zu den Besten in der Region zählt, war uns als Astronomen im Chiemgau bekannt. Wir haben bereits von 2004 bis 2008 die CHAT (Chiemgauer-AstronomieTage) auf der Winklm oos-Alm organisiert. Dadurch wurde der Standort überregional als Astronomie-Standort bekannt. Leider mussten wir die Winklmoos-Alm nach 2008 aufgeben. Danach gab es dann nur noch zwei CHATs unter der Federführung unseres Vereins Chiemgau e.V. Da wir aber ab 2008 unsere eigene Sternwarte zu betreuen hatten, war es folgerichtig, sich hierauf zu konzentrieren.
Vor einigen Monaten kontaktierte mich Manuel Philipp mit der Bitte um Unterstützung seines Projektes. Gerne sagte ich eine Unterstützung im Rahmen unserer Möglichkeiten zu. Manuel hatte schon tolle Vorarbeit geleistet, so dass eigentlich nur noch eine schriftliche Unterstützung für die IDA zu formulieren war. Diesem Wunsch entsprach ich gern, so dass der Antrag mit dem Unterstützerschreiben alsbald eingebracht werden konnte.
Selbstverständlich ist dieses Projekt nicht nur eine Einzelleistung, sondern eine ganze Reihe von Interessierten und Engagierten haben daran mitgewirkt. Als Unterstützer der VdS kümmerte sich Dr. Andreas Hänel um die Formalitäten bei der Antragstellung. Als Partner konnte Florian Weindl von der Tourist-Info Reit im Winkl mit ins Boot geholt werden. So konnte schließlich aus einer Idee ein Sternenpark entstehen. Wichtig war neben der technischen Umsetzung (Lampentausch etc.) die Überzeugungsarbeit bei den Almbauern und den Gastwirten vor Ort. Nach unserer eigenen Erfahrung vom CHAT wird Licht von ,,normalen" Menschen nicht als Verschmutzungsquelle wahrgenommen. So konnten
3 Feier nach
der Übergabe, Foto: Tom Hilger
wir zunächst auch nicht alle Betreiber da- nenpark auch touristisch beworben wer-
von überzeugen, wenigstens für die CHAT den, so dass hier obendrein auch finanzielle
das Licht zu reduzieren. Licht wird meistens Interessen zum Tragen kommen. Vielleicht
gleichgesetzt mit Wärme und Sicherheit findet bald wieder ein Teleskoptreffen auf
und wird damit
der Alm statt.
positiv wahrgenommen. Doch wie mit vielen Dingen im Leben macht es die Dosis. Wo zu viel
Die Sterne, die begehrt man nicht, man freut sich ihrer Pracht, Und mit Entzücken blickt man auf, in jeder heitern Nacht.
Johann Wolfgang von Goethe
Wir von ,,Astronomie im Chiemgau" freuen uns über diesen Erfolg. Es ist zu
Licht ist, ist auch
hoffen, dass mit
mehr Schatten. Einfach lässt sich das so zu- diesem ,,Leuchtturm-Projekt" das Thema
sammenfassen: Licht zielgerichtet einset- Lichtverschmutzung und dessen Vermei-
zen und maßvoll sowie effizient nutzen.
dung nicht als Einschränkung wahrgenom-
men wird, sondern als Gewinn für alle.
Noch liegt einiges an Arbeit vor uns bei der Vielleicht wird ja aus dem ,,Sternenpark
Gestaltung des Parks. So ist das Aufstellen Winklmoos-Alm" einmal der ,,Sternenpark
von Infotafeln geplant. Die vorhandenen Chiemgau" ...
restlichen Lampen sollen nach Möglichkeit
umgerüstet werden. Natürlich soll der Ster-
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Astronomische Vereinigungen
Ein Besuch in der Münchener Volkssternwarte
- Mit viel Herzblut trotzen Münchner Hobby-Astronomen den erschwerten Sichtbedingungen in ihrer Stadt
von Luca Schmidt
Es ragt wie ein weißes Flak-Geschütz auf einem Bunker in den ruhigen Münchner Nachthimmel, visiert weit entfernte Ziele an und ist dabei so treffsicher wie kein anderes: Mehrere tausend Lichtjahre können die Objekte entfernt sein und doch fängt das Geschütz sie ein. Egal ob Stern, Galaxie oder Nebel: Nichts ist vor dem fast 40 Jahre alten Teleskop der Münchner Volkssternwarte sicher.
Martin Elsässer bedient das Gerät. ,,Als 15-Jähriger habe ich mit einem Fernglas den Nachthimmel beobachtet, das wurde irgendwann zu klein. Als das Fernrohr dann auch zu klein wurde, habe ich Kontakt mit der Sternwarte aufgenommen", sagt Elsässer - das war vor 25 Jahren. Dank der Erfahrung sind die Führungen, die der Informatiker und seine ehrenamtlichen Vereinskollegen fünfmal pro Woche anbieten, eine Mischung aus Entertainment und Wissensvermittlung.
Los geht die Führung im dunkelblauen Ausstellungssaal des Vereins im Obergeschoss eines alten Bunkers. Mit gestenreichen, lautstarken Worten und einer ordentlichen Prise Humor führt Martin Elsässer die Besucher in einer Stunde durch 13 Milliarden Jahre Geschichte des Universums. Er versteht es, wichtige Zusammenhänge einfach zu erklären und wirkt dabei gleichzeitig ein wenig wie ein extrovertierter Showmaster - langweilig wird es bei der Führung keinem der Besucher. Warum die Erde um die Sonne kreist und nicht anders herum? Weil Fliegen auch um die Kuh kreisen und nicht anders herum. Ein Stück Meteorit wird zum ,,ältesten Gegenstand, den Sie jemals in der Hand halten werden." Elsässer hat immer eine Antwort parat und malt mit seinen Antworten Bilder, die jeder versteht. Inmitten der Planetenmodelle und Weltraumrelikte fühlt er sich sichtlich wohl, je-
1 Münchener Sternwarte aus der Luft, Foto: Sternwarte München
den Tag kommen ungefähr 15 Menschen, um ihm und seinen Kollegen zuzuhören - in deutscher oder englischer Sprache. ,,Hinauf, hinauf, dort wo die Sterne warten", singt der Entertainer und es geht auf das Dach des Gebäudes. Dort stehen in vier Bauten mit Kuppeln vier große Teleskope. Damit beobachten er und seine 50 aktiven Kollegen Objekte am Himmel und stellen sie bei Führungen den Besuchern vor. Dabei ist München dafür eigentlich kein idealer Standort.
Denn hätten Galileo Galilei oder Johannes Kepler ihre Himmelsbeobachtungen im heutigen München machen müssen, würde die Menschheit wohl noch immer glauben, alle anderen Planeten drehten sich um uns. Denn der Nachthimmel über der Landeshauptstadt ist zu hell für Astronomen. Verantwortlich dafür: die Lichtverschmutzung. Davon spricht man, wenn der Nachthimmel von künstlichen Lichtquel-
len erhellt wird. In Europa sind mehr als 99 Prozent der Bevölkerung davon betroffen, für Astronomen heißt das: Es sind deutlich weniger Objekte zu erkennen. Auch an diesem Abend gibt es nur wenig zu sehen. Es ist zu bewölkt, der ein oder andere Stern lässt sich aber kurz blicken.
Die Volkssternwarte versucht, dies mit Technik wieder wett zu machen. ,,Unser teuerstes Teleskop hier würde heute rund 250.000 Euro kosten", erklärt Elsässer - damit könne aber lediglich der erhellte Nachthimmel ausgeglichen werden. Viel besser sei es hingegen, mit deutlich günstigeren Modellen an abgelegen Orten mit weniger Beleuchtung in den Himmel zu schauen. Und das machen Elsässer und seine Kollegen dann auch für ihr Hobby, das sie mit viel Herzblut betreiben.
Wie der Sternenhimmel bei vollkommener Dunkelheit aussehen könnte, das sehen die
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Astronomische Vereinigungen
2 Großteleskop der Sternwarte München, Foto: Sternwarte München
600 Mitgliedern oder den jährlich rund 25.000 zahlenden Besuchern und der Stadt München. Und trotzdem: Ohne den ehrenamtlichen Einsatz von zahlreichen Helfern könnte der Verein nicht überleben.
Auf dem Weg nach draußen erwartet Ottmar Hartl die Besucher. Er sitzt stoisch hinter einem kleinen Tisch an der Kasse und übernimmt den Schließdienst für die Volkssternwarte. Der kleine Schritt für einen Menschen, den Neil Amstrong am 21. Juli 1969 auf den Mond beförderte, war nicht nur ein großer Schritt für die Menschheit, sondern auch für Hartl: Der damals neunjährige Bub sah die Mondlandung im
Besucher im Planetarium, der nächsten Station der Führung. Ein alter Projektor, eine metallene Kugel mit mehreren Öffnungen für Bilder, zaubert den Nachthimmel an eine Kuppel über den Köpfen. So bekommt man einen Eindruck davon, wie der Himmel zur Zeit unserer Vorfahren ausgesehen hat: Tausende helle Lichtpunkte leuchten auf einem tiefschwarzen Hintergrund und die Milchstraße bahnt sich ihren Weg durch das Nichts, während der Projektor sich surrend dreht.
Wegen Bildern wie diesen kommen auch die Besucher. ,,Ich habe am Strand von Kreta den Sternenhimmel angeschaut und bin so auf die Idee gekommen, hier einmal mitzumachen", sagt Carolin Hoferichter, die mit ihrem Freund Steven Hingerl an der Führung teilnimmt. Ihn faszinieren vor allem die Relationen: ,,Wenn unser Sonnensystem in die Münchner Allianz-Arena passen würde, dann wäre das nächste in der Frankfurter Commerzbank-Arena. Die Erde wäre dann übrigens so groß wie ein kleines Staubkorn, die Sonne ein ZehnCent-Stück", erklärt Elsässer.
Ähnliche Sichtbedingungen wie im Planetarium seien in München aber nicht möglich, sagt Martin Elsässer. ,,Hier gibt es im Jahr 50 gute Tage, an denen man etwas am Nachthimmel erkennt", sagt er. Es gebe aber auch Orte, an denen es 300 perfekte Tage im Jahr gibt, beispielsweise in den chilenischen Anden.
Um das Weltall in München erleben zu können, ist der Verein Volkssternwarte auf Geld angewiesen. Das kommt von den rund
3 Sternwarte München über dem
Werkmarkt, Foto: Benjamin Mirwald
Fernseher und seine Leidenschaft für die Astronomie war geweckt. ,,Ich bin jetzt seit 30 Jahren und einem Tag im Verein", sagt Hartl. Er opfert seine freie Zeit dafür, dem interessierten Besucher den Münchner Nachthimmel und seine Objekte ein Stück näher zu bringen. Er sitzt zwar nicht jeden Abend an der Kasse, aber fast jeden.
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Astronomische Vereinigungen
Der Planetenweg als Eingang zur astronomischen Bildung
von Hubert Hermelingmeier
Planetenwege gibt es in Deutschland mittlerweile sehr viele in unterschiedlichen Ausführungen. Die Planetariumsgesellschaft OWL e.V. eröffnete 2006 in Kooperation mit der Stadt Bad Lippspringe einen Planetenweg, bei dessen Gestaltung ein Bildungskonzept zugrunde lag. Auf dem Planetenweg sollten Führungen mit kleinen Vorträgen und Experimenten an den einzelnen Planetenskulpturen stattfinden und astronomische Ereignisse so weit wie möglich erklärt werden können. Dafür sind nicht nur der Abstand und die Sonnen- und Planetengrößen selbst maßstabsgerecht, sondern auch die Planetenoberflächen wurden von dem Paderborner Künstler Manfred Claes-Schaefers so authentisch dargestellt, wie wir es von den Aufnahmen der Raumsonden und des Hubble-Teleskops kennen. Die 12 mm große Erde gleicht dabei einem Globus. Der Weg selbst wurde als Rundwanderweg angelegt, so dass am Ende der Wanderung der Parkplatz nur noch 150 m entfernt ist.
Der Maßstab beträgt 1:1 Mrd., daher hat die Sonne einen Durchmesser von 1,40 m. Sie steht im Kurpark, unweit der Lippequelle. Merkur und Venus stehen in 58 m und 108 m Entfernung ebenfalls in diesem Park, die Erde in 150 m Sonnendistanz markiert bereits die Parkgrenze. Der Weg zum 778 m entfernten Jupiter führt durch die Einkaufsstraße zum Kurwald. Zum Saturn ist es dann schon erheblich weiter. Bei den Abendwanderungen kann man sich bereits vorstellen, wie schwach das Sonnenlicht in dieser Entfernung noch ist. Zwischen den äußeren Planeten Uranus und Neptun wird durch die Entfernung die Größe des Sonnensystems besonders deutlich. Der Pluto steht, nachdem ihm der Planetenstatus aberkannt wurde, am Ende des Wanderweges für den Wandel in der Wissenschaft. Dadurch, dass die inneren Planeten und Mars alle gleichzeitig ,,im Gelände" zu se-
hen sind, lassen sich von der ,,Erde" aus, die Phänomene Abend- und Morgenstern, Konjunktion und Opposition (Mars) sehr anschaulich erläutern. Da die Skulptur der Erde auch den Mond in einem Abstand von 40 cm einbezieht (Abb. 1), kann auch die Entstehung einer Sonnenfinsternis sehr gut nachvollzogen werden.
1 Erklärungen an der
,,Erde" zum Erde-MondSystem
2 ,,Jupiter" unter der
geschützten Plexiglaskuppel. Auch er ist mit den Wolkenbändern und dem GRF authentisch dargestellt.
Die Planeten befinden sich auf drei Steinstehlen unter einer Plexiglaskuppel (Abb. 2), die in einem Metallrahmen gefasst ist, und sind so gut vor der Witterung geschützt. Leider verleiten diese Kuppeln immer mal wieder zum Vandalismus. Daher haben wir schon einige ersetzen müssen.
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Astronomische Vereinigungen
3 QR-Code als einfacher Zugang zu den
Fragen und Antworten der einzelnen Planeten (zum Ausprobieren)
4 Mit einem kleinen Fliehkraftexperiment wird die
Abplattung der Planeten erklärt.
5 Sonnenbeobachtung an der ,,Sonne" vor Beginn der Wanderung
Auf den Informationstafeln, die natürlich bei jeder Planetenskulptur über das Wichtigste informieren, gibt es unter der Rubrik ,,Zum Nachdenken" zwei bis drei Fragen zum Planeten und seiner Umgebung, mit denen sich der Wanderer auf dem weiteren Weg beschäftigen kann.
Hier einige Beispiele Bei der Erde: - Die Dauer eines Umlaufs der Erde um die
Sonne erzwingt eine bekannte Kalenderkorrektur. Welche? - Welche astronomischen Daten der Erde sind für ihre Jahreszeiten verantwortlich? Beim Jupiter: - Wie schwer wären Sie auf dem Jupiter, falls Sie dort einen festen Stand finden würden? Oder beim Saturn: - Die Ringe des Saturn bestehen aus unzähligen Gesteinsbrocken unterschiedlicher Größe. Könnten sie auch aus gasförmigen oder flüssigen Materieteilchen bestehen?
Beim Pluto: - Wie weit müssen wir im Maßstab des Pla-
netenweges noch laufen, um den nächsten Stern Proxima Centrauri zu erreichen? Wissen Sie es?
Die Antworten auf die Fragen sind auf der Webseite veröffentlicht. Sie sind mittels eines QR-Codes (Abb. 3) auf den Infotafeln direkt mit dem Smartphone abrufbar.
Für Lehrkräfte und Jugendgruppenleiter bietet die Planetariumsgesellschaft eine so genannte Planetenweg-Rallye an. Dieser Fragebogen enthält 41 Multiple-Choice-Fragen mit unterschiedlichem Schwierigkeitsgrad. Damit ist jeder Veranstalter selbst in der Lage, einen Fragenkatalog mit den geeigneten Fragen zusammenzustellen, um eine interessante Wanderung durchzuführen. Die Antworten werden auf Anfrage zur Verfügung gestellt. Darin sind die Fragen gekennzeichnet, deren Antworten auf den Infotafeln zu finden sind. Dadurch wird die Beantwortung der Fragen erleichtert. Lehr-
kräfte können aber auch bereits im Unterricht die Fragen besprechen und die Planetenweg-Rallye mit einem Test verbinden.
Einige Mitglieder der Planetariumsgesellschaft OWL bieten außerdem auch regelmäßig Führungen auf dem Lehrpfad an. Unter dem Motto ,,Körper und Geist wollen gestärkt sein" gibt es immer wieder separate Termine für geschlossene Gruppen von Firmen, Vereinen, Jugendgruppen etc. und auch an den alljährlichen Astronomietagen. Die Themen der Wanderung variieren je nach Wunsch. Die kurzen Vorträge an den einzelnen Planetenskulpturen werden mit praktischen Experimenten ergänzt. (Abb. 4) Mit einem kleinen Fliehkraftexperiment wird beispielsweise die Ursache für die Abplattung des Jupiters ,,begreifbar" gemacht.
Die Führungen werden, soweit die Wetterbedingungen es zulassen, mit praktischen Beobachtungen ergänzt. Bei Wanderungen am Tage wird die Sonne mit Teleskopen
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Astronomische Vereinigungen
im weißen Licht und Ha-Licht mit entsprechenden Erläuterungen beobachtet (Abb. 5). Während der Abend- und Nachtwanderungen wird ein Teleskop für die Beobachtung der Planeten und der hellsten Deep-Sky-Objekte genutzt. Die allgemeine Erklärung des Sternhimmels ergibt sich bei diesen Beobachtungen von selbst. Die Beobachtungen finden vom Kurpark aus unter Stadtlichtbedingungen statt. Die Bedingungen sind dann zwar nur mäßig, für die hellsten Objekte aber reicht es (Abb. 6). Mit diesen Aktivitäten werden nicht nur ausschließlich astronomisch interessierte Menschen angesprochen. Wanderer und andere Freizeitsportler gehören ebenfalls zu unseren Gästen.
Die Planetariumsgesellschaft möchte mit diesem Konzept ein Beispiel dafür geben, wie ein Planetenweg für die astronomische Bildung für Jung und Alt genutzt werden kann. Gleichzeitig stellt sie das Arbeitsmaterial über die Webseite zur freien Nutzung bereit. Neben der bereits erwähnten Planetenweg-Rallye, gibt es eine zeitlich sortierte, halbjährliche Übersicht mit den Planetenkonstellationen und kalendarischen Daten (z.B. Jahreszeitenbeginn). Ergänzt wird diese Übersicht durch einfache Fragen. Die Übersicht dient in erster Linie dazu, bei den
6 Eine Besuchergruppe, mit der wir nach der Wanderung noch Planeten- und Deep-Sky-
Beobachtungen durchführen konnten.
Wanderungen den Bezug zum aktuellen Sternenhimmel und der Stellung der Planeten zu finden.
Fast alle Gäste äußern sich positiv zu den Wanderungen, einige waren bereits mehrfach dabei. Die Wanderungen sind auch in den Ferienangeboten der umliegenden Gemeinden mittlerweile gut etabliert.
Wir möchten mit diesem Bericht dazu ermutigen, die vielen Planetenwege für die astronomische Bildungsarbeit zu nutzen. Webseite des Planetenweges: www.planetenweg-badlippspringe.de
Anzeige
Die Astronomie-Gruppe Lahn/Eder e.V. lädt herzlich ein zum
17. ATB
(Amateur-Teleskoptref fen-Burgwald)
vom 24.08.2019 bis 01.09.2019
Anmeldung unter www.astronomie-lahn-eder.de Anreise ist u.U. schon ab Samstag, den 24. August, möglich, bitte bei ,,Bemerkung" eintragen. Unter dem Button ATB 2019 befinden sich das Anmeldeformular und noch weitere nützliche Hinweise. Wir bieten über eine Woche ,,Astrourlaub" in einer landschaftlich ruhigen und sehr schönen Gegend mit einem dunklen Himmel und unserer bekannten familiären Atmosphäre, weitergehende Fragen beantworten wir gerne. Über eine Anmeldung freuen wir uns und hoffen auf ein Wiedersehen in Hertingshausen.
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Astrophysik & Algorithmen
Einführung in Kartenprojektionen
von Uwe Pilz
Die Erde und die anderen Planeten sind näherungsweise Kugeln, und auch die Himmelssphäre stellen wir uns kugelförmig vor. Es ist unmöglich, die Erdoberfläche auf einer ebenen Karte unverzerrt darzustellen. Ihr könnt ja einmal versuchen, eine Apfelsinenschale in eine Ebene zu pressen: Sie reißt ein und die Fetzen sind immer noch gewölbt und widersetzen sich. Man behilft sich deshalb mit einer Projektion: In der Mitte der als durchscheinend gedachten Erde wird eine Lampe angebracht und um die Erde herum eine Projektionsfläche befestigt (Abb. 1).
1 Zylinderprojektionen: Links ist die Projektion
der Plattkarte zu sehen, bei der die gedachte Lampe mit der Projektionsebene bewegt wird. Auf der rechten Seite bleibt die Lampe stets im Zentrum der Kugel, dadurch werden die polnahen Gebiete in Nord-Süd-Richtung verlängert.
2 Die Plattkarte ist abstandstreu von den
Polen aus (oben: Python-Programm, unten: Daniel R. Strebe, mit freundlicher Genehmigung)
Die Darstellung ist nur eine Variante der Abbildung auf eine Ebene: Man kann das Paper um die Sphäre herumwickeln oder auf die Kugel auflegen, die Lampe kann sich an verschiedenen Positionen befinden oder sich während der Projektion sogar bewegen. Man erhält ganz unterschiedliche Abbildungen, welche die Kugel auf unterschiedliche Weise verzerren. Es kommt auf den Anwendungsfall an, welche Umsetzung besser oder schlechter geeignet ist. Am Ende steht immer eine Formel, welche die Koordinaten der Kugeloberfläche in ebene Koordinaten umsetzt, im Beispiel in kartesische Koordinaten. Nicht alle Kartenbilder lassen sich durch Projektionen erklären, die Formeln können sehr kompliziert sein. Man spricht allgemeiner von Kartennetzentwürfen. Das Wort ist mir aber zu sperrig, und im Englischen heißt es immer ,,map projection". Ich werde also von Projektionen schreiben, auch wenn das nicht ganz exakt ist.
Die Abbildungen dieses ersten Aufsatzes sind ,,Umwickelungs-Projektionen", bei der wie in der Abbildung 1 die Projektionsfläche um die Kugel herumgewickelt wird. Man nennt sie Zylinderprojektionen. Drei davon sind weit verbreitet:
Abstandstreu - die Plattkarte Einen sehr einfach zu berechnenden Kartenentwurf bekommt man, wenn man die Kugelkoordinaten und als kartesische Koordinaten aufträgt (Abb. 2). Als Projektion erhält man dies, wenn man die gedachte Lampe mit der zu projizierenden Breite bewegt, die Lichtstrahlen also immer senkrecht auf das Papier fallen. In der Abbildung 1 habe ich dies links angedeutet. Dadurch
werden die Breitenkreise umso mehr in die Länge gezogen, je näher sie den Polen sind. Die Pole selbst entarten zu Pol-Linien.
Die Plattkarte gehört zu den so genannten abstandstreuen Abbildungen. Das stimmt nur eingeschränkt, es gibt nämlich keine ebene Karte, die durchgängig abstandstreu ist. Dies ist nur von einem oder zwei Punkten aus erreichbar, hier sind das der Nord-
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Astrophysik & Algorithmen
3 Die Mercator-Projektion ist winkeltreu und
eignet sich gut für die Navigation (links: Python-Programm; rechts: Daniel R. Strebe, mit freundlicher Genehmigung)
und der Südpol. Dennoch ist diese Karte unzweckmäßig für Abbildungen, wo man Abstände benötigt, da die Pole zu Linien entartet sind. Es gibt Alternativen, die ich in einem Folgeaufsatz bespreche.
Plattkarten werden benutzt, um aus Beobachtungen und Fotos Gesamtkarten von Planeten herzustellen, dies ist am einfachsten herzustellen. Auch für Sternkarten in der Äquatorumgebung sind sie gut geeignet, da die Verzerrungen hier gering sind.
Python-Programm # Kartenentwürfe, Zylinderprojektionen
from turtle import *; from math import *
def plot(x,y): # einen Punkt setzen penup(); goto(x,y); pendown() dot(2); hideturtle()
Winkeltreu - die Mercator-Projektion Winkeltreue Karten sind für die Kursbestimmung wichtig: Die Himmelsrichtungen zum Ziel können der Karte direkt entnommen werden. Eine winkeltreue Karte muss zwei Eigenschaften erfüllen: 1)Längen- und Breitenkreise stehen überall aufeinander senkrecht 2)An jedem Punkt der Karte ist der Maßstab in Richtung der Längen-
kreise gleich dem der Breitenkreise.
Eine solche Karte stellt kleine Flächengebiete also unverzerrt dar. Wenn man wie in der Abbildung 1 eine Glühlampe in die Mitte der (Erd-) Kugel stellt, dann erhält man eine Projektion, welche der Mercator-Abbildung ähnelt. Ganz genau ist das nicht; die Karte lässt sich eben nur durch eine mathematische Formel berechnen. Eine Plattkarte lässt sich so modifizieren, dass sie winkeltreu wird. Die erste Forderung - Längenund Breitenkreise sind senkrecht - ist dort schon erfüllt. Um die zweite Forderung zu erfüllen, bedient man sich eines Tricks: Man vergrößert die Längenkreise im selben Maß, wie die Breitenkreise durch den Übergang von Kugel auf den Zylinder verlängert werden (Abb. 3). Damit ist im kleinen Maßstab wieder alles in Ordnung. Eine Gesamtkarte der Erde ist jedoch zu den Polen hin stark vergrößert: Grönland nimmt fast die gesamte Fläche wie Afrika ein, in Wirklichkeit ist es 14-mal kleiner. Die Pole selbst liegen im Unendlichen und können in einer solchen Karte nicht enthalten sein.
# die Koordinaten, hier nicht k=[[-2.63519, -1.39622], [-2.65841, -1.38947],
... [-2.70403, 0.348131], [-2.71726, 0.354065]]
abgedruckt
# Hauptprogramm z=len(k) tracer(0,0) # Bildschirmaktualisierung aus for i in range(z):
l= k[-i][0] f= k[-i][1] x=l
# die gewünschte Karte auskommentieren
## Plattkarte #y=f
## Lambert #y=sin(f)
Die Formel für diese zweite Verzerrung ist im Python-Programm (rechts) angegeben. Sie ist leider etwas kompliziert. Ich werde in unserem Forum dazu etwas erläutern.
Als politische Karte ist die Mercator-Projektion schlecht geeignet, obwohl sie auch dafür oft zu finden ist. Wanderkarten, Seekarten, Google Maps: Alle zur Navigation benutzen Karten mit Ausnahme solcher für die Polargebiete sind Mercator-Karten. In der Astronomie wird die Eigenschaft benutzt, dass kleine Gebiete unverzerrt wiedergegeben werden. Kreise bleiben Kreise, das ist wichtig, wenn man z. B. Krater abbilden will.
## Mercator y=log(tan(f)+1/cos(f))
plot(150*x,150*y) update() # Bildschirm anzeigen name = input(,,Fertig?")
76 | Journal für Astronomie Nr. 70
Astrophysik & Algorithmen
Flächentreu - eine ganze Kartenfamilie Auch flächentreue Karten lassen sich als Abwandlung der Plattkarte verstehen. Die Plattkarte vergrößert ja alle Flächen hin zu den Polen. Dies kann man ausgleichen, in dem man die Abstände der Breitenkreise in der Karte verkleinert, um ihre Dehnung flächenmäßig auszugleichen. Im Prinzip ist es derselbe Trick wie bei der Mercator-Projektion, nur eben in die andere Richtung: verkleinern statt vergrößern. Die Flächen aller Erdteile bleiben zwar erhalten, aber ihre Form wird noch stärker verzerrt, als es bei der Plattkarte ohnehin schon der Fall ist (Abb. 4). Grönland ist in solchen Karten eine schmale, in Ost-West-Richtung ausgedehnte Insel. In Wirklichkeit ist sie jedoch nordsüdlänglich.
Die in der Abbildung 4 dargestellte Karte stellt Äquatorgebiete unverzerrt dar, diesen Entwurf nennt man Lambert-Projektion. Die Eigenschaft der Flächentreue bleibt erhalten, wenn man die Karte ,,in die Länge" zieht. Die Lage der unverzerrten Zone verschiebt sich dadurch. Bedeutung erlangt haben die Karten nach Behrmann (unverzerrt bei 30 Grad ) und Gall-Peters (unverzerrt bei 45 Grad ).
Astronomisch lassen sich solche Karten einsetzen, wenn man eben die Flächen vergleichen will. Ein Beispiel sind die Anteile von Mondmaria und Kratergebieten (Abb. 5).
4 Die Lambert-Projektion gehört zur
Familie der flächentreuen Zylinderprojektionen (oben: Python-Programm, unten: Daniel R. Strebe, mit freundlicher Genehmigung)
5 Unten: Zylinderprojektionen für astrono-
mische Anwendungen: Verteilung der Mondmaria und Kratergebiete als flächentreue Abbildung (links: NASA, gemeinfrei), Sterne heller 5 mag als Plattkarte (Mitte: NASA, gemeinfrei), Mars-Gesamtkarte in Mercator-Projektion (rechts: Giovanni Schiaparelli, gemeinfrei).
INSERENTEN
74 17. ATB (Burgwald) 87 14. AME Astro-Messe, Villingen-Schwenningen 103 APM Telescopes, Sulzbach 15 Astronomie.de, Neunkirchen
9 Astroshop.de nimax GmbH, Landsberg U4 Baader Planetarium, Mammendorf 59 Gerd Neumann jr. Entwicklung und Herstellung
feinmechanischer & optischer Instrumente 99 Kiripotib Astrofarm, Namibia 17 Kosmos Verlag, Stuttgart U3 Optical Vision Limited, UK 58 Optische Geräte Wolfgang Lille, Heinbockel 138 Sahara Sky, Fritz G. Koring, Marocco 101 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg
Spektrum der Wissenschaft 123 Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg
Sterne und Weltraum U2 Vesting e. K. Fachhandel für Astronomie, Hamburg
Journal für Astronomie Nr. 70 | 77
Atmosphärische Erscheinungen
Refraktionseffekte an der Sonne auf dem Fichtelberg im Erzgebirge
von Claudia und Wolfgang Hinz
Der Fichtelberg im Erzgebirge ist mit 1.215 Metern die höchste Erhebung Sachsens und liegt an der Grenze zu Tschechien. Gemeinsam mit dem nahe gelegenen Keilberg (tschechisch Klínovec; 1.244 m) auf böhmischer Seite bildet er den höchsten Punkt des Erzgebirgskamms. Die von Südwest nach Nordost ansteigende Pultscholle des Gebirges fällt nach Süden hin steil ins Böhmische Becken ab. Dort sammelt sich bei herbstlichen und winterlichen Hochdruckwetterlagen die Kaltluft (Böhmischer Nebel). Durch diese Konstellation liegt der Fichtelberg entweder in einer trockenen warmen Luftmasse darüber (Inversion) oder er wird direkt vom Böhmischen Nebel beeinflusst, wenn dieser über den Kamm fließt. Das führt zu zahlreichen optischen Erscheinungen, die es sonst in dieser Fülle nur selten gibt. So besticht der Gipfel bei Inversionswetterlagen nicht nur mit einer außergewöhnlichen Fernsicht, sondern auch mit ungewöhnlich starken Refraktionseffekten wie Luftspiegelungen, stark deformierter oder geteilter Sonnenscheibe sowie mehrfachen Grünen, Blauen und Roten Strahlen an der horizontnahen Sonne.
Teil II - Luftspiegelungen und ungewöhnliche Fernsichtziele
Luftspiegelungen Schon 1958 bemerkte Horst Gäbler bei einer Beobachtung: ,,Luftspiegelungen oder auch nur Verzerrungen sehr weit entfernter Sichtziele am Horizont (z.B. des Riesengebirges oder des Böhmerwaldes) sind in der kalten Jahreszeit auf dem Fichtelberg trotz ihrer Eigenartigkeit nichts Außergewöhnliches."
Aufgrund des starken Dichtesprungs an der Grenzschicht winterlicher Inversionen entstehen sehr häufig Luftspiegelungen an entfernten Bergen. Da die Temperatur nach oben hin zunimmt, sind die Strahlenbahnen stark nach unten gekrümmt. Die Spiegelungen, die in diesem Falle auftreten, sind obere Luftspiegelungen. Diese Art von Luftspiegelungen treten auch über eisigen
Schneeflächen in arktischen Regionen oder über kaltem Meerwasser auf. Allerdings werden in diesen Fällen nur Objekte angehoben, die sich weit entfernt über der Oberfläche befinden. Bei den Inversionswetterlagen können vom Fichtelberg aus dagegen auch tiefer liegende Berge über den Horizont gehoben und bis zur Unkenntlichkeit verzerrt werden.
1 Spiegelungen am Fichtelgebirge, Bildautor: Claudia Hinz
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Atmosphärische Erscheinungen
2 Oben: Spiegelungen am Zittauer Gebirge, Bildautor: Claudia Hinz 3 Unten: Mehrfachspiegelung am Isergebirge, Bildautor: Claudia Hinz
Auch Mehrfachspiegelungen sind keine Seltenheit, da es neben der eigentlichen Inversion oft auch orografisch bedingte Mehrfachschichtungen gibt, die zu einer Doppel- oder Mehrfachablenkung führen.
Ungewöhnliche Fernsichtziele Ungewöhnlichen Sichtweiten wurde auf dem Fichtelberg schon immer große Be-
deutung beigemessen und die visuelle Beobachtung von Fernsichten wurde regelmäßig in den Beobachtungstagebüchern festgehalten sowie tabellarisch, grafisch und durch Häufigkeitsverteilungen ausgewertet. Dabei ergaben sich wertvolle Erkenntnisse über den jährlichen Verlauf und refraktionsbedingte Besonderheiten und Begleiterscheinungen.
So wird zum Beispiel der wechselnde visuelle Eindruck von Entfernungen neben Sichttrübung auch durch atmosphärische Strahlenbrechung beeinflusst. Wenn bei Dichtegradienten das Gebirge angehoben wird, wirkt es näher, als wenn es sich vom Horizont kaum abhebt.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 79
Atmosphärische Erscheinungen
4 Starke Refraktionen am 200 km entfernten Riesengebirge. Bildautor: Claudia Hinz
5 Starke Refraktionen am 200 km entfernten Riesengebirge. Bildautor: Claudia Hinz
6 Wird der Bayerische Wald durch Refraktion angehoben, ist er bei klarer Luft besonders gut zu sehen. Bildautor: Claudia Hinz
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Atmosphärische Erscheinungen
7 Brocken und Wurmberg, durch Refraktionseffekte leicht angehoben. Bildautor: Gerd Franze
8 Luftspiegelungen am Baye-
rischen Wald/Böhmerwald am 17.11.1953, 1. zeigt das Gebirge unverzerrt, die anderen Abbildungen die Veränderung der Luftspiegelung innerhalb einer halben Stunde. Skizze: Horst Gäbler, Archiv Wetterwarte Fichtelberg
Im Jahresgang treten an durchschnittlich 12 Tagen ungewöhnliche Fernsichten (> 150 km) auf. Am häufigsten entstehen sie bei Inversionswetterlagen (41,4%), da sich die Luftaerosole (Staub, Feuchtigkeit) unterhalb der Inversionsschicht sammeln. Darüber ist die Luft meist klar und durchsichtig. Die weitesten Sichtmarken sind der Bayerische Wald bzw. der Böhmerwald (130 - 175 km), der Thüringer Wald (130 175 km), das Riesengebirge (185 - 220 km) und der Brocken (220 km).
Die Beobachtung der entferntesten Sichtmarken ist allerdings nur mit Refraktionsunterstützung möglich, denn sie wird durch die so genannte Geodätische Krümmung der Erde begrenzt. Mit der Formel der geodätischen Sichtweite kann man die maximale Sichtweite für Berge unterschiedlicher Höhe mit (Faktor 3,9) und ohne atmosphärische Refraktion (3,57) berechnen.
Vom Fichtelberg aus (h1 = 1.215 m) wäre also ein 1.000 m hoher Berg noch in 237 km zu sehen, mit Refraktion sogar in 260 km. Zwar ist der Brocken als entfernteste Sichtmarke nur 220 km entfernt, jedoch würde er sich ohne Refraktion kaum vom Horizont abheben. Kommen zur normalen atmosphärischen Refraktion noch weitere Refraktionseffekte durch unterschiedlich dichte Luftschichtung hinzu, dann sind sogar noch die Harzgipfel Wurmberg (971 m) und Achtermannshöhe (925 m) auszumachen, die ohne Refraktion nicht mehr zu sehen wären.
Das Riesengebirge und die ebenfalls 220 km entfernte und 1.603 m hohe Schneekoppe sollten dagegen auch ohne Refraktionseffekte sichtbar sein. Jedoch ist sie vom Fichtelberg aus gesehen hinter dem Hochwiesenberg (Lucní hora, 1.555 m) versteckt. Erst durch starke Refraktionseffekte wird sie über den Hochwiesenberg angehoben
und wird als eigenständiger und dank Aufbauten gut identifizierbarer Berg sichtbar.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand 15.2.2019): [1] C. Hinz, W. Hinz, 2015: ,,Lichtphäno
mene - Farbspiele am Himmel", Oculum-Verlag [1] Wetter und Landschaft auf Sachsens höchstem Gipfel: https:// fichtelbergwetter.wordpress.com/ [3] Matthias Barth, 1980: ,,Die Auswertung guter Fernsichten auf dem Fichtelberg im Erzgebirge für den Zeitraum 1961-1980", Hausarbeit, Fichtelberg [4] AKM e.V.: Homepage, Beschreibungen atmosphärischer Erscheinungen mit vielen Beispielbildern sowie Tipps zur Beobachtung: www.meteoros.de
Journal für Astronomie Nr. 70 | 81
Das 16. Treffen der AKM-Himmelsbeobachter 2018
von Elmar Schmidt
Insgesamt 17 Teilnehmer hatten wieder den teils langen Weg zum Treffen vom 29.11. - 2.12.2018 nach in Bozi Dar (CZ) auf sich genommen.
Am Donnerstagabend (29.11.), bei Ankunftswetter mit Temperaturen knapp unter dem Gefrierpunkt, bestanden zunächst hohe Erwartungen, erneut ein echtes Eisnebelhalotreffen zu bekommen wie 2015 [1]. Diese zerschlugen sich aber am schon am Freitagmorgen (30.11.). Drei Beobachter waren auf Verdacht zum 1215 m hohen Fichtelberg gefahren und wurden dort mit einem 360o-Morgenrot und einem ,,rechteckigen" Sonnenaufgang belohnt. Danach erschien weit im Westen ein rotes Regenbogenfragment.
ders die Sonnen- und Wolkenluftspiegelungen und Fernsichten vom Fichtelberg beeindruckten. Spektakulär waren ihre wohl in mittleren Breiten rekordverdächtigen Filme mit über 30 grünen Strahlen am oberen Rand der aufgehenden Sonne und die bis zu 15 min lang strichförmig prolongierten Sonnenaufgänge (sog. Nowaja-Semlja-Phänomene), beides Belege für extreme Refraktionsanomalien. Ungeklärt bleiben ihre fotografisch eindeutig doku-
1 Die einzig nennenswerte atmosphärische
Erscheinung war das Morgenrot am Freitag auf dem Fichtelberg. Foto: Andreas Möller
mentierten grünen oberen Wolkenränder neben dem Sonnenuntergangsbereich. Nach ihr zeigte Andre Knöfel auszugsweise den mit einer auf der Strahlungssonde ISOLDE des Meteorologischen Observatoriums Lindenberg montierten Action-Ka-
Dieses kündigte in der Tat Regen an, der zwar nicht lange anhielt, aber für eine 5 mm dicke, geschlossene Glatteisdecke sorgte und die Gruppe im Quartier fest hielt, da es völlig ausgeschlossen war, sich anders als zu Fuß, und zwar tapsend und rutschend, vorwärts zu bewegen.
Die gewonnene Zeit wurde mit Bilder- und Videoschauen genutzt. Den Anfang machte Claudia Hinz mit einem Potpourri ihrer Fotos der letzten Zeit, unter denen beson-
2 Das Glatteis beherrschte das Treffen an allen Tagen. Hier der Weg zum Mittagessen.
Foto: Andreas Möller
82 | Journal für Astronomie Nr. 70
mera gefilmten Stratosphärenaufstieg am 19.10.2017 mit Haloerscheinungen.
Anschließend demonstrierte Reinhard Nitze im Weißlicht einer kollimierten 3-Watt-LED-Lampe von Alexander Haußmann Halos an ,,künstlichen", also von Reinhard in Teflonformen ausgefrorenen, sechs- und dreieckigen und mit einem Akkuschrauber zum Rotieren gebrachten Plättchenkristallen. Trotz der zu warmen Temperaturen im Haus waren Nebensonnen, Horizontalkreis, Unternebensonnen, Unterhorizontalkreis und schwach sogar ein vom 90 Grad -Brechwinkel herrührender Zirkumhorizontalbogen an der Wand zu erkennen. Letzteren erzeugte Alexander Haußmann mit einem um zwei Achsen rotierenden Säulchenkristall aus Plexiglas nicht, dafür konnte er mit seinem selbst gebauten Halomator die zu solchen Kristallorientierungen gehörende ,,Familie" von Halos wie Berührungs- und Parrybögen zeigen.
führenden Versuchen mit seinem ,,Spektrodrom" gezeigt wurde.
Trotz schon später Stunde bestanden die Teilnehmer dann noch auf den Vortrag von Alexander Haußmann über Pollenkoronen. Man kennt diese aufgrund finnischer Arbeiten erst seit den frühen 90er-Jahren. In Deutschland war nach 1998 und 2008
auch 2018 ein ertragreiches Jahr speziell für Fichten und Kiefernsamen, so dass Alexander dank neuer Digitalfototechnik (z.B. mit Rot-Grün-Differenz-Auszügen), zu welcher er die Gruppe mit vielen Tipps versorgte, sehr gute Bildvorlagen für Simulationen erhielt. In Fortführung der Arbeiten von Dr. Eberhard Tränkle wendete er zum einen zunächst die Fraunhofer-Beugungs-
Nachfolgend schauten wir den vom amerikanischen ,,Curiosity Stream" professionell produzierten 20-min-Film ,,Infinite Rainbows" an, in dem u.a. ,,unser" Michael Großmann als Entdecker des tertiären Regenbogens gezeigt und mit den darauf hin-
3 Experimente mit dem Halomator von Alexander Haußmann. Foto: Wolfgang Hinz
Journal für Astronomie Nr. 70 | 83
Atmosphärische Erscheinungen
horizontalbögen (ZHB) des Sommers. Hier war 2018 kein sehr ergiebiges Jahr; im AKM-Forum wurden nur 18 fotografische ZHB und 13 der systematischen Beobachter gemeldet. In der Datumsverteilung von inzwischen über 120 ZHB seit 2015 verfestigt sich eine leichte Asymmetrie zur Sonnensonnenwende, nämlich um den 15. - 16. Juni, was sich nach Wolfgang und Claudia Hinz auch für andere Halos ähnlich verhält.
Es folgte ein längerer und spannender Vortrag von Michael Theusner, der eine seit kurzem in der Polarlichtbeobachterszene Furore machende (wenngleich dann auch in älteren Archiven gefundene) Erscheinung namens ,,Steve" zum Thema hatte.
4 Besonders eindrucksvoll waren die Versuche mit einem Kristall
aus Wassereis von Reinhard Nitze. Foto: Claudia Hinz
theorie mit der Fourier-Transformation auf Negative der Silhouetten der Pollenprojektionen an, denen er aber zusätzlich noch kontrollierte Variationen der Größe der Pollen und einzelner Bestandteile beimischte, um schließlich für das beste Foto vom 6. Mai 2018 (mit vier Ringen um die zentrale Beugungsscheibe) nicht nur eine gute Übereinstimmung mit der Simulation zu erhalten, sondern auch plausible Datensätze über das Ausmaß der heuristischen Variationen zu gewinnen: nämlich nur jeweils 4 % in Gesamt- und Einzelelementgröße (Luftsäcke und Samenkapsel sowie ihre Abstände zueinander jeweils unabhängig) und 12 % im besonders variablen Abstand der Luftsäcke bei einer Kippung von 2,5 Grad .
Der Samstagabend entführte die Teilnehmer in die südwinterliche Wärme des Buschlands von Namibia, wohin sich zur Mondfinsternis am 27. Juli 2018 eine Gruppe von vier AKM-Mitgliedern aufgemacht hatte. Andreas Möller zeigte eine Chronologie der Rundreise ab Windhoek zu einigen Sehenswürdigkeiten des Landes. Astronomisch wurde es dann am bislang größten gefundenen Eisenmeteoriten von Hoba und natürlich zum Schluss auf der 1850 m hoch gelegenen Astrofarm Hakos, wo nach eingetretener Wetterberuhigung unter fast idealen Bedingungen die Mondfinsternis, vor allem aber auch der in der über einstündigen Totalität faszinierende Sternhimmel mit der südlichen Milchstraße bestaunt und fotografiert wurde.
Elmar Schmidt berichtete dann in seinem dritten Vortrag des Treffens über die Anforderungen und Ergebnisse seiner Präzisionsphotometrie von Mond und Mars im ganzen Jahr 2018, die natürlich in Namibia gekrönt wurde. Die Vollmondhelligkeit von Namibia war nach Standardisierung auf mittlere Mond- und Sonnendistanzen besser als 3 % (entsprechend 0,03 mag) mit derjenigen vom Jahresanfang in Hawaii identisch. Für Mars konnte er in
Am Samstag, den 1.12., entspannte sich die Glatteislage, so dass wir den traditionellen Annaberger Weihnachtsmarkt mit ,,Pyramidenanschub" besuchen konnten. Zur frühen Nachmittagsstunde zeigten sich uns einige Standardhalos in Cirrus, nämlich im Wechsel beide Nebensonnen und ein Stück Zirkumzenitalbogen.
Bei den Vorträgen am Samstag machte Elmar Schmidt den Anfang mit einem Sonnenuntergangsrätsel aus Kroatien in einem Videofilm seines Freundes Carsten Wulff aus Pinneberg, in dem sich aus orangenem Abendhimmel urplötzlich eine - dazu noch binnen Minuten veränderliche - Silhouette vor der Sonne zeigte. Die Erscheinung ist mit hoher Wahrscheinlichkeit auf eine quellende Cumuluswolke zurückzuführen, welche allerdings nach Sichtlinie und Wetterlage des 14. September 2017 irgendwo in 200 - 350 km Entfernung über Mittelitalien gestanden sein muss. Anschließend berichtete Elmar zum vierten Mal über die Zirkum-
5 Bei dichtem Nebel wurde mit künstlichem Licht besonders der
Nebelbogen in Szene gesetzt. Foto: Claudia Hinz
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Atmosphärische Erscheinungen
fünfmonatigen Messungen eine publizierte Phasen-Helligkeitskurve bestätigen, allerdings mit Ausnahme der Messpunkte nahe der Opposition, die mit mehr als -3 mag um über -0,25 mag, das sind linear fast 30 %, über den von Planetariumsprogrammen ausgegebenen Helligkeiten lagen. Die Ursache im Jahr 2018 dafür ist noch unklar, womöglich war es die höhere Albedo eines Staubsturms. (Siehe dazu auch den Artikel in diesem Heft auf Seite 22.).
Draußen war es zu später Stunde zu einer Mischung von Nebel und Nieselregen gekommen, ein ideales Feld für Alexander Haußmanns schwach divergente 100-Watt-Halogenlampe. Im Lichtkegel waberten grießig die im Wind verwehten Niederschlagsfetzen, so dass sich sogleich Nebelbögen und eine Glorie zeigten, und das mit 360 Grad Umfang, wenn man sich selber ins Licht stellte. Der primäre Nebelbogen hatte eine breite Interferenz und war von einem Sekundärbogen begleitet, was im Sonnenlicht gar nicht so häufig ist. Reinhard Nitze hatte noch einen Eiskristall für seinen Akkuschrauber übrig und konnte damit auch ,,künstliche" Nebensonnen und Zirkumhorizontalbogen erzeugen.
stellten Messtechnik. Die bemannte Station wurde nämlich trotz vieler Eingaben zum 1. Januar 2019 ,,entmannt" und damit die zugehörige, 103-jährige Beobachtungsreihe beendet. Dabei wurde klar, dass die Messautomaten durch Vereisung und andere Ausfälle unzuverlässig und nicht konsistent mit den abgelesenen Messungen arbeiten werden, so dass es leider zu Brüchen in etlichen über 100-jährigen langen Reihen kommen wird. In denen zeigt sich übrigens die Erdklimaerwärmung mit dem Betrag von +1,2 Grad C, wohingegen es beim Niederschlag und Schneefall keine signifikanten Änderungen zu geben scheint.
Claudia Hinz zeigte im Schnelldurchgang noch ihre reich bebilderte Präsentation zum 100-jährigen Jubiläum der Fichtel-
6 Letzter Besuch in der Wetterwarte auf
dem Fichtelberg. Foto: Kevin Förster
berg-Wetterwarte im Jahr 2016. Nach einem Gruppenfoto in der Warte gingen die ganz Harten kurz auf die vereiste und windumtoste Plattform. Nachdenklich verabschiedete man sich dann von einem wieder einmal abwechslungsreichen und einträchtigen Halotreffen.
Literaturhinweis: [1] Elmar Schmidt, 2016: ,,Treffen der
Beobachter atmosphärischer Erscheinungen", VdS-Journal für Astronomie 58, Seite 92
Am Sonntagvormittag wurde dann der Fichtelberg angesteuert. Er lag unter einer dichten Wolkendecke, Windböen der Stärke 7 sorgten weiterhin dafür, dass die Gruppe froh war, sich in der warmen Wetterwarte zu versammeln. Dort erwartete uns der Diensthabende und erläuterte den Stand der demnächst auf reine Automaten umge-
7 Eindrucksvoll die Dokumentation der Schneehöhen seit 1916. Foto: Andreas Möller
Journal für Astronomie Nr. 70 | 85
Deep Sky
Beobachtungen im April 2018 (10 Zoll)
von Mathias Sawo
Im April 2018 konnte ich einige klare Nächte an einem Platz auf der Hohen Geba (Rhön) nutzen. Typisch für die Jahreszeit bestand mein Beobachtungsplan meist aus Galaxien, die ich mit einem 10-Zoll-Teleskop beobachtet habe. Am Anfang jeder Nacht gab es dünne Zirren, die sich erst spät aufgelöst haben, wodurch die Transparenz teilweise eingeschränkt war. Die Ergebnisse möchte ich hier anhand von Beschreibungen und den dazugehörigen Zeichnungen präsentieren.
M 61 (10 Zoll) Im Sternbild Jungfrau befindet sich M 61, deren Spiralstruktur ich herausarbeiten konnte und die auch schon mit 125-facher Vergrößerung angedeutet war. Spätestens mit 206-fach konnte ich die typische S-för-
mige Struktur zwar sehr diffus, aber zeitweise indirekt halten, der nördliche Arm wirkte besser abgesetzt. Besonders auffällig war ein sehr helles und stellares Zentrum (Abb. 1).
NGC 4618/4625 (10 Zoll) NGC 4618 und NGC 4625 sind ein interessantes und schönes Pärchen im Sternbild Jagdhunde, bei dem man die Wechselwirkung gut beobachten kann. Schon in der Übersichtsvergrößerung konnte ich NGC 4618 bereits sehr deutlich und mit einem versetzten Kernbereich sehen. Der Begleiter NGC 4625 war ebenfalls, als runder Nebel, gut sichtbar. Bei Steigerung der Vergrößerung auf 70-fach wurde bei NGC 4618 der nach Norden verschobene Kernbereich erkennbar. Südlich davon deutet
ein abgesetzt wirkender Bereich einen Teil vom Spiralarm an. Den schönsten Anblick hatte ich mit 130-fach. Damit wurde der Spiralarm deutlicher, wenn auch nur mit indirekten Blick. Mit dieser Vergrößerung ist bei NGC 4625 indirekt ein nach Norden verschobener hellerer Kernbereich zu sehen. Die Galaxie wirkte auf der nördlichen Seite abgeflacht (Abb. 2).
M 101 (10 Zoll) Messier 101 ist eine der schönsten Galaxien am Nordhimmel, aber durch die große Ausdehnung am Himmel auch sehr flächenschwach. Ein transparenter und dunkler Himmel wirken sich positiv auf die Sichtbarkeit der Spiralarme aus. Den schönsten Anblick hatte ich mit 70-facher Vergrößerung, die Galaxie konnte ich damit inmit-
1 M 61, Zeichnung von Mathias Sawo, Norden unten
86 | Journal für Astronomie Nr. 70
2 NGC 4618/4625, Zeichnung von Mathias Sawo,
Norden rechts unten
3 M 101, Zeichnung von Mathias Sawo, Norden rechts unten 4 IC 2574, Zeichnung von Mathias Sawo, Norden links
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Astro-Messe AME2019
· 14. Internationale Astronomie-Messe AME
am 14. September 2019 in 78054 VS-Schwenningen.
AME2019
14. September 2019
· VdS-Kaffee auf der AME
Der Treffpunkt für VdS-Mitglieder. Zum Kennenlernen und für den persönlichen Erfahrungsaustausch. Ganztägig während der AME, direkt neben dem Haupteingang.
· Attraktives Rahmenprogramm Freuen Sie sich wieder auf attraktive Vorträge mit Stefan Seip, Prof. Dr. Jordan und Harrie Rutten.
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· Workshop während der AME mit Stefan Seip Von 13:00 - 15:00 Uhr. Besser kalibrieren - Dunkel- und Hellfeldbilder mit Digitalkameras erstellen und anwenden, verbindliche Anmeldung und weitere Details unter: info@astro-messe.de
· Webcam-Workshop Am Donnerstag 12. und Freitag 13. September mit Silvia Kowollik an der Sternwarte ZollernAlb. Anmeldung ab sofort möglich. Details auf der Website www.astro-messe.de
· Ansprechpartner Walburga und Siegfried Bergthal Tel.: 0741 270 62 10 E-Mail: info@astro-messe.de
www.astro-messe.de
Deep Sky
ten eines Meeres aus Sternen beobachten. Nach längeren Einsehen waren drei Spiralarme sicher zu erkennen, die das sehr viel hellere Zentrum umschließen. Teilweise konnte ich hellere Bereiche in den Armen erkennen, die meist schwer greifbar waren (Abb. 3). Einfach und direkt zu erkennen waren drei hellere HII-Gebiete.
IC 2574 (10 Zoll) IC 2574 gehört zur M-81-Gruppe, einer Galaxiengruppe, die sich über die Sternbilder Großer Bär und Giraffe erstreckt. Sie gehört damit zu den näher liegenden Galaxien und zeigt auf Fotos viele HII-Gebiete. Sie ist groß und flächenschwach und profitiert von einem dunklen Himmel. Beim Beobachten empfand ich eine Vergrößerung von 72-fach als optimal und die Galaxie zeigte zunächst einen sehr diffusen kastenförmigen Schimmer. Am nordöstlichen Ende konnte ich den hellsten Teil (ein Verbund aus mehreren HII-Gebieten) gut vom Rest abtrennen. Das eigentliche Zentrum der Galaxie wirkte in südwestliche Richtung verschoben und als solches nur leicht heller als der umliegende Bereich. Besonders erwähnenswert ist eine helle Sternkette, in südöstlicher Richtung, die dem Szenario einem zusätzlichen Reiz verschafft (Abb. 4).
Arp 313 (10 Zoll) Der Arp-Katalog umfasst eine Vielzahl von ungewöhnlichen oder wechselwirkenden Galaxien, was auch oft visuell nachvollziehbar ist. Auch Galaxien-Gruppen sind im Katalog zu finden, so z. B. Arp 313 im Großen Bär. Im Okular präsentiert sich bei 130-facher Vergrößerung eine sehr schöne und helle Dreier-Gruppe, die sich direkt neben einem 6-mag-Stern befindet, was das Szenario visuell deutlich aufwertet. Auffällig ist die unterschiedliche Morphologie der Galaxien (Abb. 5). NGC 3995 wirkt oval bis unförmig und zeigt indirekt gesehen ein nach Norden versetztes Zentrum. NGC 3994 ist die hellste der drei Galaxien und wirkt ebenfalls oval und mit einem helleren Zentrum. NGC 3991 ist die schwächste der Gruppe und zeigt sich länglich, indirekt zu sehen ist ein hellerer Knoten am nördlichen Ende der Galaxie, der fast stellar wirkt.
5 Arp 313, Zeichnung von Mathias Sawo, Norden links unten
Skyguide 2019 - 2 (Sommer)
von Robert Zebahl und Rene Merting
Unser Skyguide soll in erster Linie Anregungen für eigene Beobachtungen geben und wird dabei jährlich für jede Jahreszeit 5 Objekte kurz beschreiben. Es werden dabei sowohl leichte als auch schwierige Objekte ausgewählt, welche nach Schwierigkeitsgrad sortiert sind. Wie schwer ein Objekt letztlich ist, hängt natürlich von verschiedenen Faktoren ab, vor allem der Himmelsqualität, der Teleskop-Öffnung und der persönlichen Erfahrung.
Zu jedem Objekt werden die wichtigsten Informationen in Kurzform und gegebenenfalls ein DSS-Bild (Digitized Sky Survey) angegeben. Des Weiteren ist eine Karte, erstellt mit der freien Software Cartes du Ciel (Skychart), für die grobe Orientierung vorhanden, welche Sterne bis zu einer visuellen Größenklasse von ca. 8,0 mag zeigt. Telradkreise (0,5 Grad ; 2 Grad ; 4 Grad Durchmesser) auf der Karte markieren die Position des Objekts. Im Allgemeinen empfehlen wir aber,
eigene Aufsuchkarten zu erstellen. Die visuelle Beschreibung des Objekts basiert weitestgehend auf eigenen Beobachtungen und soll lediglich als Anhaltspunkt dienen.
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Übersichtskarte der Objekte für Skyguide 2019-2
Deep Sky
Karte erstellt mit Cartes du Ciel
NGC 6543
(PK 96+29.1, H 4.37, Katzenaugennebel)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Planetarischer Nebel Dra 17h 58m 33,42s, +66 Grad 37' 59,52'' 8,1 mag 0,3' x 0,3'
Der Katzenaugennebel zeigt höchst außergewöhnliche Strukturen und ist der erste Planetarische Nebel, von welchem bereits im Jahr 1864 das Spektrum untersucht wurde. Der hellste Teil des Nebels hat einen scheinbaren Durchmesser von etwa 20 Bogensekunden, während seine komplexe, äußere Hülle (auf dem DSS-Bild schwach erkennbar) über 5 Bogenminuten misst. Mit kleinem Instrument ist meist nur das helle Zentrum sichtbar, wobei selbst unter städtischen Bedingungen bereits ein kleines Fernglas ausreicht. Mit steigender Öffnung erscheint der Nebel zunehmend türkisfarben und Details werden sichtbar. Hohe Vergrößerung und ruhige Luft sind wichtig für Detailbeobachtungen.
1 Planetarischer Nebel NGC 6543, Quelle: DSS, gemeinfrei
Journal für Astronomie Nr. 70 | 89
Deep Sky
M 102
(NGC 5866, UGC 9723, H 1.215)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Galaxie Dra 15h06m29,56s, +55 Grad 45' 47,91'' 9,89 mag 6,5' x 3,2'
Messier 102 ist eine linsenförmige Galaxie vom Hubble-Typ S0, weshalb diese Galaxie manchmal auch als Spindelgalaxie bezeichnet wird. Es ist allerdings unklar, ob Charles Messier genau diese Galaxie beobachtet hatte, da zu seiner Zeit genaue Angaben zur Position fehlten. So ist es durchaus möglich, dass es sich um eine Doppelbeobachtung von Messier 101 handelt. Möglich ist auch, dass die Galaxien NGC 5879 oder NGC 5928 von ihm beobachtet wurden. Heute wird Messier 102 dem Objekt NGC 5866 zugeordnet. Visuell lässt sich diese Galaxie aufgrund der hohen Flächenhelligkeit gut mit kleinem Instrument auch unter weniger dunklem Himmel beobachten. Die Galaxie zeigt außerdem ein sehr feines Staubband, welches durchaus größeren Teleskopen zugänglich sein sollte. In der näheren Umgebung finden sich noch weitere, interessante, aber auch schwächere Galaxien. Am bekanntesten dürfte NGC 5907 sein.
2 Galaxie M 102, Quelle: DSS, gemeinfrei
Kemble 2
(Mini Cassiopeia, Little Queen)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Sternmuster Dra 18h35m35s, +72 Grad 23' 56'' 7,0 mag 30' x 30'
Das Sternbild Cassiopeia ist zwar kein Sommersternbild, aber dennoch lässt sich zumindest die kleine Version von Cassiopeia gut beobachten. Es handelt sich bei Kemble 2 um ein Sternmuster, welches große Ähnlichkeit mit diesem Sternbild hat. Es lässt sich leicht mit kleinem Teleskop beobachten, aber auch mit einem Fernglas dürfte Freude beim Beobachten aufkommen.
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3 Sternmuster Kemble 2, Quelle: DSS, gemeinfrei
NGC 5987
(UGC 9971, H 2.765)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Galaxie Dra 15h39m57,38s, +58 Grad 04'46,37'' 11,7 mag 4,2' x 1,3'
Wilhelm Herschel entdeckte diese Galaxie im Jahr 1788 mit seinem 18,7-Zoll-Spiegelteleskop, wobei er diese als ,,pF, cS" (pretty faint, considerably small = ziemlich schwach, recht klein) beschrieb. Sie befindet sich nahe eines 10,2 mag hellen Feldsterns und ist unter einem Bortle-4-Himmel mit 8 Zoll Teleskopöffnung bei mittlerer Vergrößerung gut zu beobachten. Die Galaxie sowie das hellere Zentrum selbst erscheinen dabei deutlich elongiert. Ab welcher Teleskopöffnung sind die Staubbänder erkennbar? Nördlich von NGC 5987 befindet sich noch das bekannte Draco-Triplett, bestehend aus den beiden helleren Galaxien NGC 5985 und NGC 5982 sowie der schwachen Edge-On-Galaxie NGC 5981.
4 Galaxie 5987, Quelle: DSS, gemeinfrei
Deep Sky
NGC 6742
(Abell 50, PK 78+18.1, H 3.742)
Typ: Sternbild: Koordinaten (2000.0): visuelle Helligkeit: Winkelausdehnung:
Planetarischer Nebel Dra 18h 59m 20,03s, +48 Grad 27' 55,24'' 13,4 mag 0,5' x 0,5'
Bereits 1788 entdeckte Wilhelm Herschel diesen Planetarischen Nebel, allerdings ohne Aufsuchkarten oder gar Filter. Abell 50 ist damit der erste von vier visuell entdeckten Planetarischen Nebeln des Abell-Katalogs. Herschel beschrieb den Nebel als schwaches, stellares Objekt am südöstlichen Ende des Sternbildes Drache. Unter einem Landhimmel kann der Nebel schon einfach mit 8-Zoll-Teleskopöffnung beobachtet werden. Bei mittlerer Vergrößerung und [OIII]-Filter ist er durchaus direkt sichtbar und zeigt sich als kleines, rundes, gleichmäßiges Scheibchen.
5 Planetarischer Nebel 6742, Quelle: DSS, gemeinfrei
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Geschichte
Mondreisen von der Antike bis Apollo
von Arnold Sitte
Reisen zum Mond sind ein uralter Menschheitstraum. Schon in der Antike war unser Trabant ein Ort der Sehnsucht menschlicher Fantasie. In frühen Erzählungen und Romanen unternahmen die Protagonisten abenteuerliche Reisen zu unserem Trabanten und dessen exotischen Bewohnern. Mit dem Fortschritt von Wissenschaft und Technik näherten sich die fiktiven Mondreisen der Wirklichkeit an. Der Film verlegte sie schließlich auf die Leinwand, technische Simulationen ließen das Publikum eine Mondreise sinnlich erfahren.
Wer sich auf Spurensuche nach den Ursprüngen fiktiver Mondreisen macht, wird in der antiken Philosophie fündig. Philolaos (5. Jahrh. v. Chr.) war davon überzeugt, der Mond sei ein irdisches Gegenstück mit Bergen, Tälern, Menschen und Tieren. Plutarch (50-125 n. Chr.) vermutete in seiner Schrift ,,De Facie in Orbe Lunae": ,,Man müsste ja glauben, er [der Mond] sei ohne Sinn und Zweck geschaffen, wenn er nicht Früchte hervorbringt, Menschen einen Wohnsitz bietet, ihre Geburt und Ernährung ermöglicht ...". Was also lag näher, als diese zweite Erde zu erkunden - in Gedanken und mittels Fantasie.
1 Lucian von Samosata in einer Zeichnung
von William Faithorne aus dem Jahr 1664
So schildert Lucian von Samosata (120-180 n. Chr.) in seinen satirischen ,,Wahren Geschichten" als Erster eine Mondreise (Abb. 1):
,,Um die Mittagszeit aber, als uns die Insel bereits aus dem Gesichte war, überfiel uns mit Einemmale eine Wasserhose, die unser Schiff mit Blitzesschnelle im Kreise
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
In diesem Heft lesen Sie einen interessanten Beitrag von Arnold Sitte. Sein Thema sind die ,,Mondreisen von der Antike bis Apollo". Die Planung für die diesjährige (16.) Geschichts-Tagung ist in vollem Gange. Sie wird am Samstag, den 2. November 2019, in Bamberg stattfinden. Die Stadt ist für seine 1889 gegründete Remeis-Sternwarte bekannt. Näheres dazu auf unserer Webseite http:// geschichte.fg-vds.de. Sie enthält auch Informationen zur Fachgruppe. Versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln!
Wolfgang Steinicke
herumwirbelte, in eine Höhe von siebenundsiebzig Meilen emporhob, und nicht wieder auf dem Meere absetzte, sondern hoch in den Lüften schweben ließ, wo denn ein frischer Wind unsre Segel blähte und uns sanft über den Wolken dahin führte. Sieben Tage und sieben Nächte hatten wir so auf unserer Luftfahrt zugebracht, als wir endlich am achten eine Art von Erde in der Luft zu Gesichte bekamen, gleich einer großen, kugelförmigen, von hell glänzendem Lichte erleuchteten Insel. Wir steuerten auf sie zu, legten an, stiegen ans Land, und fanden bei näherer Untersuchung, daß sie bewohnt und angebaut war."
Danach verschwand das gerade erst aufgeleuchtete literarische Motiv einer fiktiven Mondreise für Jahrhunderte und tauchte erst während der Renaissance wieder auf. Seit dem 13. Jahrhundert gelangten die Schriften der antiken Philosophen nach und nach wieder ins Abendland, als arabische Übersetzungen oder teils im griechischen Original. Damit nahmen die literarischen Mondreisen wieder Fahrt auf. Ludovico Ariosto (1474-1533) schickte in seinem Epos ,,Der rasende Roland" (Orlando furioso, 1516) den englischen Herzog Astolfo und den Evangelisten Johannes auf den Weg zum Mond. Vier Rösser ziehen ihr Gefährt. Auf dem Mond entdecken Astolfo und Johannes alles von der Erde Bekannte, bis auf die Torheit. Umso mehr Verstand war auf dem Mond gelandet, eine Flüssigkeit, die sich leicht verflüchtigt. Das kostbare Gut ist in dicht verschlossenen Flaschen aufbewahrt. Astolfo findet ein Fläschchen mit seinem eigenen Verstand, schnuppert daran und findet zur Weisheit. Allerdings wird er sie wieder verlieren, wie der Dichter vorausschauend anmerkt (Abb. 2).
Einen entscheidenden Einfluss auf die Mondreise-Literatur hatte die Erfindung
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Geschichte
des Teleskops. Mit dem teleskopischen Blick erwachte neben dem naturwissenschaftlichen auch das literarische Interesse am Mond wieder. Galileis Beobachtungen, 1610 in ,,Sidereus Nuncius" erfolgreich vermarktet, rückten antike Vorstellungen von der Erdähnlichkeit des Mondes wieder ins Bild und boten Schriftstellern reichlich Raum für ihre Fantasien. Im 17. Jahrhundert avancierte die Idee von außerirdisch bewohnten Welten zum Modethema der populären astronomischen und philosophischen Literatur. Ein Beispiel sind die ,,Unterhaltungen mit der Marquise G***" von Bernard Le Bouvier Fontenelle (16571757). Fazit: Weil die Erde ein Himmelskörper unter anderen ist, kommt ihr kein Sonderstatus zu, und weil die Erde bewohnt ist, kann auch der Mond bewohnt sein.
Ein Traum, Gänse und Raketen Wenige Monate vor Galileis Entdeckungen hatte Johannes Kepler (1571-1630) in seiner Erzählung ,,Somnium. Traum vom Mond" (1609) physikalische und astronomische Kenntnisse miteinander verbunden.
gefährlichen Sonnenstrahlen zu entgehen. Dort hausen Bewohner, die Duracoto von ihrem Land und ihrer Lebensweise erzählen. Mitten in diesen Beschreibungen bricht Kepler seine Erzählung unvermittelt ab. Ahnte er als Anhänger des kopernika-
2 Holzschnitt zur
Ausgabe des ,,Orlando furioso" aus dem Jahr 1879 von Gustave Dore
nischen Weltbildes womöglich, dass die Verfechter des vorherrschenden, geozentrischen Weltbildes ihm gefährlich werden könnten? Das Werk erschien erst 1634 im Selbstverlag der Erben des Verfassers.
Dramatisch und anschaulich lässt er seinen Protagonisten Duracoto die beschwerliche Reise schildern:
,,Diese Anfangsbewegung ist für ihn [den Menschen] die schlimmste, denn er wird gerade so empor geschleudert, als wenn er durch die Kraft des Pulvers gesprengt über Berge und Meere dahin flöge." (zit. n. ,,Keplers Traum vom Mond", dig. Universität Heidelberg, 2013).
Auch von der Schwerelosigkeit im Weltraum lässt Kepler seinen Erzähler berichten: ,,Wenn der erste Teil des Weges zurückgelegt ist, wird uns die Reise leichter, dann geben wir unsere Begleiter frei und überlassen sie sich selbst." Nach der weichen Landung auf dem Mond müssen sich die Reisenden in Höhlen verstecken, um den
3 Das Frontispiz zur zweiten Auflage von Francis Godwins ,,The man in the moon", 1657
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Geschichte
4 Kupferstich zur ,,L'histoire
comique contenant les etats et empires de la lune" von Cyrano de Bergerac, 1657
Ein Plädoyer für das neue Weltbild verbirgt sich auch in der ältesten englischsprachigen Erzählung über eine Mondreise ,,Der Mann im Mond" (1638) aus der Feder des Geistlichen Francis Godwin. Sein Protagonist Domingo und ein Begleiter lassen sich von eigens gezüchteten, flugtauglichen ,,gansas" zum Mond ziehen (Abb. 3).
Der französische Schriftsteller Cyrano de Bergerac (1619-1655) brachte in seinem zweiteiligen Roman ,,Die Reise zu den Mondstaaten und Sonnenreichen" (1657/1662) erstmals Raketen an den Start. Sein Protagonist Dyrcano schnallt sich eine mehrstufige Batterie von Signalraketen um und katapultiert sich Richtung Mond. Wenn eine Reihe der Raketen ausgebrannt war, entzündete sich die nächste - eine visionäre Vorwegnahme der späteren Stufenrakete (Abb. 4). Den Aufenthalt bei zentaurenartigen Wesen lässt Cyrano seinen Helden wie ein Leben im Paradies schildern: Alte gehorchen den Jungen, Bäume philosophieren, man verständigt sich mittels Modulationen und Pfeiftönen.
Daniel Defoe (1660-1731), Verfasser des ,,Robinson Crusoe" (1719), unternahm zu Lebzeiten selbst ausgedehnte Reisen. In China traf er auf ein hochentwickeltes Volk, das in Kontakt mit den Bewohnern des Mondes stand. Defoe ,,reiste" selbst zu unserem Trabanten und machte sich vor Ort ein Bild von den lunaren Verhältnissen. Im Jahr 1705 veröffentlichte er seinen Reisebericht: ,,Der Konsolidator oder Erinnerungen an mannigfache Transaktionen mit der Welt des Mondes". Es ist eine satirische Schilderung mit Seitenhieben auf die damaligen politischen und sozialen Verhältnisse.
Reichlich technische Fantasie entwickelte der Engländer David Russen in ,,Iter Lunare; or, Voyage to the Moon" (1703). Darin
sorgt ein Federkatapult für die Hin- und Rückreise zum Mond.
Eine Kombination aus natürlichen und technischen Hilfsmitteln kommt bei dem irischen Schriftsteller Murtagh McDermots ,,A Trip to the Moon" (1728) zum Einsatz: Ein Wirbelwind erfasst den Helden und schleudert ihn in einen Bereich zwischen Erde und Mond. In einer Wolke bewegt er sich mit unfassbarer Geschwindigkeit zum Mond, wo er in einen Fischteich plumpst.
Der Protagonist in George Fowlers Roman ,,A Flight to the Moon; or: The Vision of Randalthus" (1813) steigt inmitten einer milchweißen Wolke zum Mond auf.
Auch Jaques Boucher versetzt in seiner Erzählung ,,Mazalur" (1832) seine Hauptperson auf eine Wolke. In einer Schwindel erregenden Tour steigt er fünfzehn Tage und Nächte auf, bevor er hart auf dem Mond aufprallt.
Schneller sind die beiden Abenteurer in ,,A Voyage to the moon" (1827) von ,,Joseph Atterly" (Pseudonym für St. George Tucker). Binnen drei Tagen erreichen sie in einem luftdichten Kupferbehälter, mit einem Vorrat an Luft und dank der ominösen metallischen Substanz ,,Lunarium" den Mond.
Das Problem mit der Luftversorgung lösen die beiden Mondreisenden in Alexandre Cathelineaus Roman ,,Voyage à la Lune" (1863) floristisch: Riesige Pflanzen versorgen das Duo in seinem Testraumschiff Terrinsule mit Sauerstoff.
Auch zwei dem Geschichtenerzähler Freiherr von Münchhausen (1720-1797) von verschiedenen Autoren zugeschriebenen und veröffentlichten ,,Lügengeschichten" handeln von Mondreisen: In der ersten erringt er von den Seleniten das Geheimnis der Unsterblichkeit, in der zweiten holt er seine auf den Mond geschleuderte Axt zurück. Als ,,Le secret des selenites" kam die erste 1984 als Zeichentrickfilm (Regie: Jean Image) auf die Leinwand.
Katzen im Kosmos Wenige Jahre nach Erscheinen der ersten US-amerikanischen Mondromane von Fowler und Tucker schickte Edgar Allen Poe in seiner Kurzgeschichte ,,Die unvergleichlichen Abenteuer eines gewissen Hans Pfaall" (1835) seinen Helden in einem Ballon zum Mond, eine bereits damals abwegige Idee. Der luftleere Raum zwischen Erde und Mond galt als völlig ungeeignet für eine Ballonfahrt. Pfaall verstaut neben Proviant, astronomischen Geräten auch Tauben und eine Katze als Versuchstiere. Körperliche Probleme beim raschen Aufstieg überwindet er mit einem Aderlass. Ein Kautschuksack schließt das Innere der Gondel luftdicht ab, Glasfenster lassen Beobachtungen des umgebenden Raums zu. Durch eine Öffnung wird das Einsaugrohr des Kondensators geführt, verbrauchte Luft wird durch ein Ventil nach draußen befördert. Im Prinzip geht es bei dem Experiment darum, die These zu überprüfen, ob Neugeborene die dünne Atmosphäre überleben könnten. Die Katze, die auf der Fahrt Nachwuchs geworfen hatte, überlebt den Trip nicht. Auf dem Mond landet er
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Geschichte
inmitten einer märchenhaften Stadt, umstanden ,,von einem Pack Idioten". Nach fünf Jahren auf dem Mond schickt er einen der Mondbewohner im Ballon zur Erde. Seine Botschaft: ,,Ich kehre zurück, wenn die Rotterdamer Bürger mir meine Verbrechen vergeben." Vor seiner Reise hatte Pfaall nämlich einige seiner Gläubiger getötet. Sein Mondabenteuer diente als Flucht vor weiteren Ansprüchen. Der Bote wird allerdings so sehr von der Erscheinung der Rotterdamer erschreckt, dass er Pfaalls Botschaft in die Menge wirft und übereilt zum Mond zurückkehrt. Die Rotterdamer vergeben Pfaall, doch niemand kann dieses Urteil übermitteln (Abb. 5).
Wissensstand zur Topografie des Mondes, zur Benennung der Mondmeere und -gebirge sowie zur Geschichte der astronomischen Mondbeobachtung. Dabei dienten ihm auch Mondkarten der deutschen Astronomen Wilhelm Beer und Johann Heinrich Mädler, die 1837 den ersten Mondatlas herausgegeben hatten.
5 Illustration zu Edgar
Allan Poes ,,The Unparalleled Adventure of One Hans Pfaall" von Yan d`Argent, 1862
Das 20. Jahrhundert war gerade angebrochen, als der amerikanische Autor Herbert George Wells (18661946) seinen fantastischen und sozialkritischen Roman ,,The first men in the moon" (1901) veröffentlichte. Der Ich-Erzähler ist der erfolglose Geschäftsmann Bedford, der den Wissenschaftler Cavor kennenlernt. Sie bauen eine Hohlkugel und steuern sie mittels Cavorit, einem von Cavor erfundenen Mittel. Auf dem Mond scheitert Cavor beim Umgang mit den Mondbewohnern, Bedford aber bringt Goldbarren zur Erde mit. Der Roman endet offen, weil Cavors Schicksal ungeklärt bleibt.
Vernes Visionen Die zweite Hälfte des 19. Jahrhunderts war die Ära technischer Neuerungen und neuer wissenschaftlicher Erkenntnisse. Weltausstellungen in London, Paris und Brüssel brachten die Innovationen einem breiten Publikum näher. Die ausufernde Fantasie der Autoren von Mondromanen im 17. und 18. Jahrhundert wich im 19. Jahrhundert mehr und mehr technisch orientierten Reisebeschreibungen. In diese Zeit datieren die von vielen Lesern verschlungenen Romane von Jules Verne (1828-1905) ,,Von der Erde zum Mond" (1865) und die Fortsetzung ,,Reise um den Mond" (1870) (Abb. 6). Der Autor nahm darin die ein Jahrhundert später erfolgten Apollo-Missionen in manchen Details verblüffend realitätsnah vorweg, zum Beispiel mit dem Bau des Gefährts aus Stahl und Aluminium, dem Start in Florida, der späteren Landung im Meer und der Aufnahme der Raumkapsel durch ein Schiff des Militärs. Jules Verne verarbeitet in beiden Romanen auch den damaligen
6 Illustration aus
Jules Vernes ,,De la Terre à la Lune" von Henri de Montaut, 1868
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Geschichte
8 Ausschnitt des
Filmplakats von ,,Le Voyage dans la lune" aus dem Jahr 1902
7 Abbildung aus der Erzählung ,,Außerhalb der
Erde" von Konstantin E. Ciolkovskij, gezeichnet von A. E. Gofman, 1893
Die Erzählung ,,Außerhalb der Erde" (1920) von Konstantin E. Ciolkovskij (1857-1935), dem Begründer der russischen Raumfahrt, basiert auf dessen Erfindung eines Rückstoßapparates in Form einer Rakete. Diese ist mit flüssigem Treibstoff ausgestattet und sollte in einem Gasbehälter zur Explosion gebracht werden. Ciolkovskij wollte in Form seiner Erzählung diese Erfindung einem breiten Publikum bekannt machen. Er nahm die Vision von einer mehrstufigen Weltraumrakete vorweg, wie sie später bei der Konstruktion der sowjetischen Großraketen berücksichtigt wurde. Trotzdem wollte er im Mond nicht den toten Trabanten sehen. Es gebe dort neben Staub auch Elemente wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Wasserstoff. Er legt in seiner Fantasie ein regelrechtes Mondbiotop an, in dem kleine Tierpflanzen sich von Mondstaub ernähren und wiederum von größeren, känguruähnlichen Wesen verzehrt werden (Abb. 7).
Mondreisen auf Zelluloid In den ersten Jahren des 20. Jahrhunderts eroberte mit dem Film ein neues Medium das kulturelle Leben und nahm sich auch des Themas Mondreise an. In Paris präsentierte der ehemalige Theaterleiter Pierre Houdin 1902 dem Publikum den Stummfilm ,,Le Voyage dans la lune" von Georges
Meliès. Grundlage waren die Romane ,,Von der Erde zum Mond" von Jules Verne und ,,First men on the moon" von H.G. Wells. Sechs Astronauten fliegen in einer Kapsel zum Mond. Man sieht, wie sie sich dem Mond nähern und die Kapsel im rechten Auge des Mondgesichts landet. Die Wissenschaftler verlassen die Kapsel, bewundern die bizarre Mondoberfläche und den Anblick der aufgehenden Erde. Doch schon bald müssen sich die Erdlinge gegen die Mondbewohner (Seleniten) zur Wehr setzen. Sie werden gefangen genommen, angeklagt, können fliehen und zur Kapsel und Erde zurückkehren. Mit den bewegten Bildern auf der Leinwand war die Reise zum Mond vom literarischen zum kinematografischen Erlebnis geworden (Abb. 8).
Noch eindrucksvoller und intensiver erlebten die Besucher im Vergnügungspark ,,Luna Park" auf Coney Island (New York) eine fiktive Reise zum Mond. 1903 eröffnete mit ,,A trip to the moon" eine neue Attraktion ihre Pforten. Angelehnt an den zwei Jahre zuvor erschienenen Roman ,,The first men in the moon" von H.G. Wells bot die Fahrt den Besuchern eine ,,electronicscenic mechanical illusion". Die Technik war eine Kombination aus gemalten Panoramen und bewegten Bildern. Der Erfolg von ,,A
trip to the moon" war überwältigend. Innerhalb von vier Jahren registrierte man über 4,5 Millionen Besucher. Ein Nachfolgeprojekt gab es erst mehr als hundert Jahre später. 1964 erstellte man eine 360-Grad-Illusion im New Yorker ,,Space Park". Die 30 Meter hohe Kuppel des ,,Moon Dome" war außen mit dem Relief der Mondoberfläche bedeckt. Auf die Innenseite projizierte man den Film ,,To the moon and beyond". Der virtuelle Flug führte die Zuschauer aus dem Kosmos zurück bis in die molekulare Welt auf der Erde. Die spätere IMAX-Technik wandte der US-amerikanische Schauspieler, Regisseur und Filmproduzent Tom Hanks 2005 für seinen Dokumentarfilm ,,Magnificent Desolation: Walking on the Moon 3D" an.
Countdown für Frauen Während in den Romanen und Erzählungen ausschließlich Männer auf Mondreisen gingen, tauchen im Medium Film auch Frauen als lunare Reisende auf. Das erste Beispiel ist der futuristisch anmutende Stummfilm ,,Frau im Mond" von Fritz Lang (1929) nach dem gleichnamigen Roman von Thea von Harbou: Der verarmte Mondexperte Professor Manfeldt vermutet große Goldvorkommen auf dem Mond. Gemeinsam mit dem Flugwerftbesitzer He-
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Geschichte
lius, dem Ingenieur Windegger und dessen Verlobter, der Astronomiestudentin Friede Velten, baut er ein imposantes Raumschiff. Der Ganove Turner erpresst durch Bombenanschläge auf die Werft und den Diebstahl der Konstruktionspläne den Mitflug. Außerdem wird der kleine Gustav, Sohn von Helius' Fahrer, als blinder Passagier an Bord entdeckt. Auf dem Mond kommt Professor Manfeldt bei der Goldsuche ums Leben. Als der Sauerstoffbehälter beschädigt wird, muss einer auf dem Mond zurückbleiben, damit die anderen sicher zur Erde zurückkehren können. Helius bleibt und Friede Velten teilt sein Schicksal (Abb. 9). Fritz Lang und Willy Ley als Autor von Büchern über Weltraumfahrt, legten größten Wert auf eine dem zeitgenössischen Wissen entsprechend wissenschaftlich fundierte Darstellung der Technik von Start, Flug und Landung sowie der Mondlandschaft. Als technischer Berater engagierte man Hermann Oberth, den Pionier der Raketenforschung. Fritz Lang erfand für diesen Film den Countdown.
Der US-amerikanische Film ,,Destination Moon" aus dem Jahr 1950 (deutsch: ,,Endstation Mond", ,,Rakete zum Mond" und ,,Ziel Mond") basiert auf einem Roman von Robert A. Heinlein ,,Rocket Ship Galileo" (1947) und erzählt die Geschichte einer privat finanzierten Reise zum Mond. Auch hier stören böse Mächte das Unternehmen, und am Ende können aus technischen Gründen nicht alle Mondfahrer zurückfliegen.
Ironisch porträtiert der Science-Fiction-Film ,,Cat-Women of the Moon" von Arthur Hilton 1953 die letzten Überlebenden der menschlichen Zivilisation: Ein fünfköpfiges Astronautenteam ist auf einer Forschungsmission im Weltall unterwegs und landet auf dem Mond. Unter ihnen die Navigatorin Helen. Sie steht unter dem
telepathischen Einfluss der futuristisch anmutenden ,,Cat Women", die auf dem Mond leben. Diese Frauen wollen sich des Raumschiffs bemächtigen und damit eine Invasion auf der Erde starten. Doch die Aktion misslingt. Die Crew tritt die Heimreise an. Mit der ersten Mondlandung der USA im Juli 1969 hatte sich der uralte Menschheitstraum erfüllt. Danach haben zwei Filme reale Mondmissionen der NASA verarbeitet, in umgekehrter historischer Reihenfolge: Das Filmdrama ,,Apollo 13" von 1995 erinnert an die spektakuläre Rettungsaktion der gleichnamigen Mission 1970. Der Film ,,Aufbruch zum Mond" von 2018 - nach der autorisierten Biografie ,,First Man: The Life of Neil A. Armstrong" von James R. Hansen aus dem Jahr 2005 - schildert den Werdegang Neil Armstrongs vom Testpiloten zum ersten Menschen auf dem Mond. In Filmen wie ,,2001: A Space Odyssey" aus dem Jahr 1968 und ,,Moon" (2008) von Duncan Jones sowie dem Thriller ,,Limit" von Frank Schätzing (2009) geht es nicht vorrangig um Mondreisen, sondern um Geschehnisse auf dem erkundeten und teils besiedelten Mond.
9 Der Stummfilm-
star Gerda Maurus als Friede Velten auf dem Plakat zum Film ,,Frau im Mond" von 1929. (C) Lang Film, Universum-Film AG (UFA), Berlin
Literaturhinweise: [1] B. Brunner, 2010: ,,Mond. Die Ge-
schichte einer Faszination", München [2] D. Grinsted, 2009: ,,Die Reise zum
Mond. Zur Faszinationsgeschichte eines medienkulturellen Phänomens zwischen Realität und Fiktion", Berlin [3] J. Hamel, 2006: ,,Meilensteine der Astronomie. Von Aristoteles bis Hawking", Stuttgart [4] R. Jaumann, Ulrich Köhler: ,,Der Mond. Entstehung, Erforschung, Raumfahrt", Köln, o. J. [5] W. T. Küstenmacher,1997: ,,Reisen zum Mond. Vorbereitung, Anreise, Leben auf dem Mond", Unterfischbach [6] E. Oeser, 2009: ,,Die Suche nach der zweiten Erde. Illusion und Wirklichkeit der Weltraumforschung", WBG, Darmstadt [7] B. Rötling, 2008: ,,Der Mond. Neues über den Erdtrabanten", München [8] R. Schönlau, 2015: ,,Mondreisen. Von Lukian bis Wikitravel", Holzminden
Journal für Astronomie Nr. 70 | 97
Kleine Planeten
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Wenn Sie diese Zeilen lesen, ist die 22. Kleinplanetentagung im Jahr 2019 schon wieder Geschichte. Eine Tagung auf einer hochmodernen Sternwarte mit interessanten Vorträgen und Gesprächen von und mit Amateuren und Profis ist vorbei. Im nächsten VdS-Journal für Astronomie werden Sie den Tagungsbericht lesen. Den Ort und den Zeitpunkt der 23. Kleinplanetentagung entnehmen Sie bitte der Kleinplanetenseite [1].
Die Fachgruppe Kleine Planeten der VdS hat mit dem Stand 1. Februar 2019 insgesamt 92 Mitglieder, wovon sieben Österreich, einer Belgien, jeweils fünf die Schweiz und die Niederlande vertreten. Von allen sind 63 Mitglied in der VdS, was einer Quote von 68% entspricht. Unser ältestes Mitglied ist Dr. Freimut Börngen, welcher im nächsten Jahr seinen 90. Geburtstag feiern kann. Er war es auch, der seinen 1992 von ihm in der Thüringer Landessternwarte Tautenburg mit dem 2-m-Alfred-Jensch-Teleskop [2] entdeckten Kleinplaneten 1992 UP8 nach
1 Rechts oben: Kleinplanet (6478) Gault
am 09.01.2019 um ca. 02:24 Uhr UT mit dem 1-m-Teleskop (f/4,5) der Optical Ground Station (OGS) auf Teneriffa und einer professionellen CCD-Kamera aufgenommen. Es wurden 3 Einzelaufnahmen mit je 90 s Belichtungszeit entsprechend der Eigenbewegung des Kleinplaneten und einem Bildausschnitt von 6,4' x 5,4' addiert. Bild: Marco Micheli, Pablo Ruiz und Matthias Busch (TOTAS)
2 Rechts: Kleinplanet (6478) Gault am
26.01.2019 um ca. 22:37 Uhr UT mit einem 16-zölligen Astrografen (f/3,6) und einer Moravian-G4-1600-CCD-Kamera auf der Farm Tivoli / Namibia aufgenommen. Es wurden 4 Einzelaufnahmen mit je 5 min Belichtungszeit entsprechend der Eigenbewegung des Kleinplaneten und einem Bildausschnitt von 11' x 11' addiert. Bild: Gerhard Lehmann
98 | Journal für Astronomie Nr. 70
Kleine Planeten
Markus Griesser benannte. Markus ist langjähriges Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS, Leiter der Eschenberg-Sternwarte in Winterthur in der Schweiz [3], Kleinplanetenentdecker und Autor zahlreicher Tagungsberichte unserer Kleinplanetentagungen.
Ein besonderer Kleinplanet ist (6478) Gault. Er wurde 1988 entdeckt und gehört mit einer numerischen Exzentrizität von 0,194 sowie einer Perihelentfernung (Aphel-) von 1,856 AE (2,75 AE) zur Familie der Phocaea-Kleinplaneten. Zum Zeitpunkt des Verfassens dieser Zeilen fiel sein kometenartiger Schweif auf. Ob es sich hier um einen Asteroiden-Kometen handelt oder der ,,Schweif " die Folge einer Kollision war, ist noch nicht bekannt. Der Kleinplanet (Abb. 1) konnte am 9. Januar
2019 von Teneriffa aus mit dem 1-m-Teleskop der Optical Ground Station im Rahmen einer TOTAS Beobachtungsreihe [4] und am 26. Januar 2019 von Tivoli/Namibia [5] mit einem 16-zölligen Astrografen beobachtet werden (Abb. 2).
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 (Stand 9.2.2019): [1] Kleinplanetenseite: www.
kleinplanetenseite.de/ [2] Thüringer Landessternwarte Tauten-
burg: www.tls-tautenburg.de/
(11547) Griesser = 1992 UP8
Discovered 1992 Oct. 31 by F. Borngen at Tautenburg.
Swiss amateur astronomer Markus Griesser (b. 1949) is cofounder of the Eschenberg Observatory in Winterthur. A passionate science writer and popularizer of astronomy, he is also a diligent observer of near-earth objects. This minor planet was numbered as a result of observations made by him in Sept. 1999.
[3] Eschenberg Sternwarte: www. eschenberg.ch/
[4] TOTAS: https://totas.cosmos.esa.int/ [5] Tivoli: www.tivoli-astrofarm.de
Asteroid (433) Eros begegnet sich selbst
von Manfred Simon
Als ich im Herbst 2018 das SuW-Heft 10/2018 in Händen hielt, las ich mit Interesse den ausführlichen Beitrag über den Kleinplaneten (433) Eros, der im Herbst/ Winter 2018/19 eine Schleife in den Sternbildern Perseus und Giraffe ziehen sollte [1]. Da fragte ich mich: Könnte ich seine Spuren jeweils am Kreuzungspunkt fotografieren, um dann zusammengefügt ein großes X im Bild zu haben? Denn ich dokumentiere immer wieder die Spuren
von Kleinplaneten, oftmals von NEOs, manchmal aber auch von ganz ,,normalen" Asteroiden. Berichte hierzu sind schon im VdS-Journal für Astronomie erschienen [2], auch in meine Homepage habe ich einige dieser Bilder aufgenommen [3].
Sogleich machte ich mich daran, mit Hilfe des HNSky-Programms [4] sowie mittels ,,Calsky" [5] die genauen Ephemeriden des Kreuzungspunktes zu ermitteln. Und
ich stellte fest: Die ersten Fotos muss ich in der Nacht vom 12./13.10.2018 machen, die nächsten dann entweder am 01./02.01.2019 oder am 02/03.01.2019. Dabei wurde mir schnell klar, dass ich kein Bild mit einem großen X würde machen können, denn die Spur vom 12.10.2018 würde Eros am Vormittag des 02.01.2019 gegen 11 Uhr UT, also tagsüber, kreuzen. Die zweite Spur würde somit immer oberhalb oder unterhalb der ersten Spur zu finden sein.
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Journal für Astronomie Nr. 70 | 99
Kleine Planeten
1 Der Kleinplanet (433) Eros, aufgenommen mit einer DSLR Canon 1000Da an einem 8-zölligen Schmidt-Newton (f/4). Bild: Manfred Simon
Alles ist natürlich wetterabhängig. Tatsächlich war am 12.10.2018 klarer Himmel, und ich konnte genau am Kreuzungspunkt eine Aufnahmeserie über 170 Minuten machen. Hierzu verwendete ich meine Canon 1000Da am Schmidt-Newton 203 mm / 812 mm (auf EQ6-Montierung mit Autoguiding). Die dann ausgearbeitete Strichspur von Eros zeigt seinen Weg von 20:50 Uhr bis 23:40 Uhr UT (104 Bilder je 45 s, ISO 800). Dabei war er 81,5 Mio. km entfernt, 11,6 mag hell und mit 65,3 Bogensekunden pro Stunde am Himmel nordwärts unterwegs. Doch würde ich um die Jahreswende das gleiche Wetterglück haben?
In der Nacht vom 01./02.01.2019 war der Himmel vollkommen zu, für die Nacht darauf waren jedoch Wolkenlücken angekündigt. So baute ich am Abend des 02.01.2019 mein Equipment im Garten auf, konnte an Capella im Fuhrmann scharf stellen, zur Eros-Position im Perseus fahren und einen Guidingstern erwischen. Dann zogen schon die ersten Wolken durch. In der ersten größeren Wolkenlücke, von 18:08 Uhr bis 18:18 Uhr UT, konnte ich eine kurze Bilderserie aufnehmen (10 Stück je 45 s, ISO 800). Dabei war Eros nur noch 32,3 Mio. km entfernt, mit 113,1''/Std. in Richtung Süden schneller unterwegs als im Oktober, und mit 9,1 mag auch heller. Weitere einzelne Bilder, aufgenommen durch Wol-
kenlücken etwa eine Stunde und auch zwei Stunden später, waren für eine detaillierte Darstellung leider nicht verwertbar.Zum Auswerten der Bilder vom 12.10.2018 und 02.01.2019 verwendete ich die Programme DeepSkyStacker [6] und Fitswork. Das Puzzle aus beiden Bildern fertigte ich mit Fitswork und die Beschriftung bzw. Collage machte ich mit MS-Paint. Das eingeblendete HNSky-Bild erstellte ich mittels einer älteren HNSky-Version (Version 2.3.0i), nachdem ich dort die Asteroiden-Daten aktualisiert hatte. Denn mit dieser Version konnte man noch mit dem Befehl ,,Objektbahnen zeigen" die Spuren von Asteroiden und Kometen darstellen, auch über Wochen hinweg. Der Himmelsausschnitt meines Bildes ist 98' x 55' groß. Die 170-Minuten-Spur in der Bildmitte zeigt den Weg von Eros am 12.10.2018 nach Norden, die kurze 10-Minuten-Spur unten den Weg am 02.01.2019 in Richtung Süden. Der helle Stern links oben ist SAO 24531 mit 4,6 mag im Sternbild Perseus.
Wegen der recht kurzen Spur auf dem ,,Rückweg" ist die Darstellung wohl nicht optimal, aber doch recht interessant. Denn ein richtiges Kreuzungsbild hätte es ja ohnehin nicht werden können. Seine größte Erdnähe hatte er danach am 15.01.2019 mit 31,3 Mio. km. Der Kleinplanet (433) Eros, benannt nach
dem griechischen Gott der Liebe, wurde am 13. August 1898 von dem deutschen Astronomen Gustav Witt in Berlin entdeckt. Er umläuft die Sonne in 1,77 Jahren im Abstand von 1,133 AE bis 1,783 AE und ist etwa 34 km x 11 km x 11 km groß. Am 12. Februar 2001 landete die NASA-Sonde ,,NEAR Shoemaker" erfolgreich auf dem Asteroiden und sandte einige Bilder [7].
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand 9.2.2019): [1] M. Sarcander, 2018: ,,Kleinplaneten
- (433) Eros im Anflug", Sterne und Weltraum 57 (10-2018), S. 56-58 [2] M. Simon, Veröffentlichungen im VdS-Journal für Astronomie, Nr.42, S. 107; Nr. 47, S. 76; Nr. 58, S. 120; Nr. 64, S. 94 [3] M. Simon, Homepage: http://www. astro-manni.de/asteroiden.html [4] Hallo Northern SKY: www.hnsky.org/ [5] CalSKY: www.calsky.com/ [6] DeepSkyStacker: http://deepsky stacker.free.fr/german/ [7] NEAR Shoemaker: https://de. wikipedia.org/wiki/NEAR_Shoemaker
100 | Journal für Astronomie Nr. 70
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Kleine Planeten
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und Wolfgang Ries
Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiterbewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war.
Eine Aufnahme der Begegnung des Kleinplaneten (1127) Mimi mit dem Kugelsternhaufen M 5 hat uns Karl-Friedrich Osterhage aus Netphen zur Verfügung gestellt. Der Cellist in einem Sinfonieorchester wurde vor ca. 7 Jahren von einem Arbeitskollegen mit den Amateurastronomen des Astrotisches Siegerland bekannt gemacht und ist seither von dem Hobby fasziniert. Besonders Harald Bill und Matthias Jung, die seit Längerem an der Universitätssternwarte Siegen Kometen und Kleinplaneten beobachten, sind dafür verantwortlich, dass er sofort in die Astrofotografie einstieg. Nach Mond, Planeten und DeepSky wendete sich Karl in den letzten Jahren auch ambitionierten Projekten zu. So gelangen ihm am 21. September 2017 Aufnahmen [1] der
Asteroidensonde OSIRIS-REx bei ihrem Swing-by-Manöver um die Erde. Dabei wurde die Sonde soweit beschleunigt, dass sie im Dezember 2018 den NEO-Kleinplaneten (101955) Bennu erreichte und ihn seither umkreist. Nach einer gründlichen Untersuchung soll OSIRIS-REx Proben von Bennu aufnehmen und diese 2023 zur Erde bringen.
Keinen Besuch von der Erde erhielt bis jetzt der Kleinplanet (1127) Mimi. Karl fotografierte ihn in der Nacht des 5. auf den 6. Juni 2018 von seiner heimischen Terrasse aus bei seiner Begegnung mit dem Kugelsternhaufen M 5 (Abb. 1). Der knapp 50 km große Hauptgürtelasteroid wurde 1929 vom belgischen Astronomen Sylvain Julien Victor Arend entdeckt. Auf dessen Konto gehen mehrere Kometen, 51 Kleinplaneten und die Nova Scuti 1952. Bei der Benennung kam es zu einer kuriosen Verwechslung. So trägt Arends Entdeckung nun den Namen der Ehefrau seines Berufskollegen Eugène Joseph Delporte, während Delportes Entdeckung (1145) Robelmonte eigentlich der Geburtsort von Arend ist. Ich hoffe, die beiden Astronomen und besonders die Ehefrau nahmen es mit Humor.
Der Kleinplanet (1127) Mimi war zum Zeitpunkt der Aufnahme 16,1 mag hell und rund 357 Mio. km von der Erde entfernt. Für eine Umrundung der Sonne braucht er ca. 4,2 Jahre. Der 5,7 mag helle Kugelsternhaufen M 5 hingegen ist ca. 26.000 Lichtjahre weit entfernt und kann unter günstigen Bedingungen mit freien Auge gesehen werden. Auf jeden Fall ist er ein leichtes Feldstecher-Objekt. Sein Durchmesser wird mit 150 Lichtjahren angegeben, und er enthält ca. 800.000 Sonnenmassen. Dieser mit ca. 10 Milliarden Jahren relativ junge Vertreter seiner Art umkreist das Milchstraßenzentrum und benötigt dafür rund eine Milliarde Jahre [2].
Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden.
Eine Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [3]. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus ge-
Tabelle 1
Ausgewählte Begegnungen von Kleinplaneten mit Deep-Sky-Objekten im 3. Quartal 2019
Datum
01.07.2019 30.07.2019 03.08.2019 29.08.2019 05.09.2019 26.09.2019
Uhrzeit
24:00 24:00 23:00 24:00 22:00 24:00
Kleinkörper
mag
(1776) Kuiper
15,7
(1055) Tynka
13,9
(754) Malabar
14,1
(556) Phyllis
13,4
(762) Pulcova
13,6
(2051) Chang
15,3
Objekt
Art
mv
Abstand
M 26
OC
8
7'
M 18
OC
6,9
8'
NGC 6804
PN
12
3'
NGC 7009
PN
8
10'
M 72
GC
9,2
7'
NGC 524
Gx
10,4
7'
Abkürzungen: OC - Offener Sternhaufen, GC - Kugelsternhaufen, PN - Planetarischer Nebel, Gx - Galaxie
102 | Journal für Astronomie Nr. 70
Kleine Planeten
schriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des Deep-Sky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
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.
1 Der Kleinplanet (1127) Mimi und der Kugelsternhaufen M 5, aufgenommen mit einem
apochromatischen Refraktor, Öffnung 107 mm (f/7), und einer Kamera ASI 290MM. Bild: Karl-Friedrich Osterhage
Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Internetlinks (Stand 9.2.2019): [1] K.-F. Osterhage, Bild in: OSIRIS-REx-
Mission, Homepage: www.asteroidmission.org/osterhage/ [2] Messier 5: https://de.wikipedia.org/ wiki/Messier_5 [3] K. Hohmann, Homepage: http:// astrofotografie.hohmann-edv.de/ aufnahmen/kosmische.begegnungen. php
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14.05.2019 12:55:32
Journal für Astronomie Nr. 70 | 103
Ergebnisse der Mars-Opposition
Auffallende Kometen des vierten Quartals 2018
von Uwe Pilz
Komet Swift-Gehrels (64P) wurde vom August bis zum Jahresende von unserer Fachgruppe beobachtet. Eigentümlich war das Verhalten nach dem Perihel am 3. November: Die Helligkeit ging nicht zurück, sondern stieg sogar leicht an. Der Aktivitätsparameter bis zum Perihel war mit n = 13 ungewöhnlich hoch. Offenbar sind erst in starker Sonnennähe einige Aktivitätsgebiete aufgebrochen. Ein besonders sehenswertes Ereignis war der Vorübergang an der Andromedagalaxie (Abb. 1).
1 64P/Swift-Gehrels bei der Andromedagalaxie, 30.10. und 06.11.2018,
Teleobjektiv 1:3,4 / 135 mm an CCD-Kamera, Bild: Michael Jäger
Lang erwartet worden war der Komet 46P/Wirtanen. Perihel und Perigäum fielen fast zusammen, so dass der Komet groß und hell war. Allerdings war die Flächenhelligkeit nur durchschnittlich, so dass ein dunkler Himmel eine Voraussetzung war, um die zwei Grad große, matt leuchtende Scheibe am Himmel zu erkennen. Wie prognostiziert, war Wirtanen von dunklen Standorten ein Ziel für das freie Auge. Die grüne Farbe der Koma konnte im Fernglas leicht erkannt werden. Durch die Bahngeometrie war der Schweif von der Erde weggerichtet und nur fotografisch nachweisbar. Durch die große Erdnähe bewegte sich Wirtanen sehr schnell über den Himmel, wie auch die Aufnahme in der Abbildung 2 zeigt: nachgeführt auf die Ster-
2 46P/Wirtanen bei den Plejaden, 16.12.2018 um
01:20 Uhr UT, Teleobjektiv 1:2 / 135 mm, 35 min belichtet mit Kamera EOS 700Da, Bild: Steffen Fritsche
104 | Journal für Astronomie Nr. 70
3 38P/Stephan-Oterma in
den Zwillingen, 03.11.2018 um 22:40 Uhr UT, 8-Zoll-Newton, belichtet 1.800 s mit CCD-Kamera Moravian G2 8300, Bild: Norbert Mrozek
Kometen
ne zeigt selbst ein Überblicksbild während einer knappen Stunde Belichtungszeit eine recht lange Spur des Kometen. Die ausgedehnte Koma gestattete es uns, das ,,Komamodell des freien Abströmens" zu bewerten. Hierfür hat Volker Kasten eine Rekursionsformel entwickelt [1]. Es zeigt sich, dass zumindest dieser Komet nicht ,,frei", sondern verzögert abströmt. Das hätten wir nicht erwartet.
38P/Stephan-Oterma gelangte am 11. November in Sonnennähe. Er erreichte eine visuelle Helligkeit von 9,5 mag. Im Oktober zog er durch die Wintermilchstraße, welche einen schönen Hintergrund für Fotoaufnahmen lieferte (Abb. 3).
29P/Schwassmann-Wachmann verzeichnete während des Berichtszeitraumes einige schwächere Ausbrüche. Eines der Aktivitätszentren bewirkte eine spiralförmige Koma. Christian Harder konnte dies ab Ende September 2018 an einem großen
Dobson visuell nachweisen (Abb. 4). In seinen Notizen finden sich Hinweise auf sehr rasche Änderungen, z. T. innerhalb weniger Minuten:
28.09., 18:40 UT: rundliche Koma, Kernbereich, stellar, exzentrisch gelegen 29.09., 18:50 UT: runde Koma mit zwei Ausgasungen, Kern stellar 05.10., 19:00 UT: Eindruck wieder wie am 28.09. 10.10. bis 13.10.: Unveränderlich;
runde Koma, stellarer Kern 14.10., 20:20 UT: diffuser Kernbereich, spiralförmige Ausgasung 15.10., 20:20 UT: diffus, Ausgasung geschwungen
Internetlink (Stand 17.1.2019): [1] Wie hängt der wahrgenommene
Komadurchmesser eines Kometen mit der gemessenen Gesamthelligkeit zusammen?: /fg-astrophysik. vdsastro.de/simKomaUMag.html
4 Innere Koma von 29P/Schwassmann-Wachmann, September/Oktober 2018, visuell beobachtet mit 21-Zoll-Dobson,
Vergrößerungen 155x - 215x, Zeichnungen: Christian Harder
Journal für Astronomie Nr. 70 | 105
Mond
Die totale Mondfinsternis vom 21. Januar 2019
- eine VdS-Bilderstrecke
zusammengestellt von Peter Riepe
Die totale Mondfinsternis vom 21. Januar 2019 konnte in großen Teilen Mitteleuropas gut mitverfolgt werden. Bei einer ausgeprägten Hochdrucklage waren die Temperaturen vielerorts allerdings recht niedrig. Engagierte Amateurastronomen ließen sich dadurch aber nicht davon abhalten, das Schauspiel in den Morgenstunden vom Balkon aus oder in schöner landschaftlicher Umgebung zu verfolgen. Was niemand vorher ahnte: Während der Totalität ereignete sich auf dem Mond ein gut erkennbarer Meteoriteneinschlag (siehe auch den Beitrag auf Seite 120).
Wir erhalten bei herausragenden Himmelsereignissen stets viel Bildmaterial, aufgenommen mit unterschiedlichen Optiken und Kameras, immer in unterschiedlichen Qualitäten. Dafür danken wir allen Einsendern ganz herzlich! So können wir mit der folgenden Bilderstrecke im Rückblick noch einmal einen lebendigen Eindruck zur totalen Mondfinsternis vermitteln. Allen Lesern viel Vergnügen! Peter Riepe
1 Der verfinsterte Mond über
der Stadtmitte von Hannover, im Vordergrund ein PentaxSDHF-Refraktor mit 500 mm Brennweite auf einer Montierung des Typs Takahashi EM10. Die rote LED ist das Aufnahmelicht der dortigen Kamera. Canon EOS 6D mit Objektiv 24-70 mm f/2,8L II USM, abgeblendet auf Blende 22 (für die nötige Schärfentiefe), belichtet 10 s bei ISO 6400. Bild: Michael Schomann
2 Die Weitwinkelaufnahme
von Harald Kaiser entstand gegen Finsternismitte mit einem Sony-Objektiv 24-70 mm bei 35 mm. Der Blick zeigt den Westhorizont vom Karlsruher Turmberg aus. Automatikbelichtung bei ISO 800. Das Bild ist ein Stack aus 6 Einzelbildern.
106 | Journal für Astronomie Nr. 70
Mond
3 Knapp vor dem Monduntergang
nahm Patricio Calderari in Baldovana / Schweiz um 07:48 Uhr MEZ dieses Motiv auf. Pentax-Refraktor 125 mm/1.000 mm, Nikon D300s, 1/10 s bei Blende 16 und ISO 640.
4 Stefan Binnewies hatte einen Beobachtungsplatz südwestlich von Kaltenborn in der Eifel.
Die Sequenz entstand mit einer Canon 6D und 24-mm-Objektiv. Bei Blende 4 wurde alle 3 min eine Belichtung durchgeführt. Die Wanderung durch den Kernschatten wurde ohne Nachführung aufgenommen, Belichtungszeit von 1/60 s (ISO 200) bis 2 s (ISO 800) für den Mond und nachgeführt 7 x 20 s (ISO 3200) und gestackt für den Sternenhimmel.
Mond
6 Die Weitwinkelaufnahme von
Manfred Kiau zeigt den total verfinsterten Mond mit Spiegelung im Lohheidesee (Duisburg-Baerl) um 06:35 Uhr MEZ. Mond, Castor und Pollux bilden nahezu eine Linie. Canon 7D, Objektiv Canon 11-22 mm bei 14 mm und Blende 4, Belichtung 15 s bei ISO 800.
7 Die Beobachtungsinstrumente an
einem hochgelegenen Parkplatz im Bergischen Land, Bild: Jens Leich
5 In Oberhausen / Ruhrgebiet nahm
Jörg Henkel von seinem Balkon diese ,,Strichspuren" von Mond und Sternen auf. Kamera war eine alte Canon EOS 10D mit Kitobjektiv bei f = 18 mm und Blende 3,5 bei ISO 400. Insgesamt wurden 522 Aufnahmen jeweils 5 s belichtet.
108 | Journal für Astronomie Nr. 70
8 Mit einem Telementor 63 mm/840 mm und einer Canon
EOS 450D belichtete Jens Leich den verfinsterten Mond um 05:16 Uhr MEZ 3,2 s bei ISO 1600.
Ergebnisse der Mars-Opposition
9 Kurz bevor der Mond hinter Bäumen verschwand,
gelang Wolfgang Bischof aus Recklinghausen dieses Bild der Totalitätsphase. Daten: Apochromat Televue-101, Nikon D600, 1 s bei ISO 800 belichtet.
1 0 Während der Mondfinsternis fiel Reinhard Kaltenböck
um 05:57 Uhr MEZ Folgendes auf: Der Mond im Sternbild Krebs bedeckte den Stern HIP 39869 mit 8,48 mag. Teleskop: AC Skywatcher 120 mm / 600 mm, Canon EOS 100D fokal, ISO 800, 4 Sekunden belichtet.
1 1 Eine Finsternissequenz von Kai-Oliver Detken, auf-
genommen zwischen 04:30 bis 07:26 Uhr MEZ in Grasberg. Apochromat TS PHOTOLINE 130 mm / 910 mm bei f = 719 mm (Blende 5,5) mit Reducer 0,79x. Kamera war eine ZWOptical ASI 183MCpro. Belichtungszeiten zwischen 30 s (Totalität) und 0,005 bis 0,3 s (Finsternisverlauf).
Journal für Astronomie Nr. 70 | 109
Ergebnisse der Mars-Opposition
1 2 Othmar Ortner erlebte die Mondfinsternis in Wien. Er verwendete ein 135-mm-Objektiv an einer Nikon Z7.
Belichtet wurde 1 Sekunde bei Blende 1,8 und ISO 320.
110 | Journal für Astronomie Nr. 70
1 3 Ausschnitt aus einem Bild mit der Sphärenkamera
Ricoh Theta V. Rechts der total verfinsterte Mond im NW und - aufgehend - Venus und Jupiter mit Skorpion im SO. Belichtung: 12 x 15 s von 05:59 bis 06:12 Uhr UT bei Blende 2 und ISO 400, ohne Nachführung, aber auf die Sterne gestackt. Ort: Hocheifel, bei -12 Grad C. Bildautor: W. E. Celnik.
1 4 Gabriele und Jörg Ackermann nahmen den verfins-
terten Mond um 05:18 Uhr MEZ in Zaberfeld-Michelbach auf. Instrument: Zeiss Meniscas MAK 180 mm/1.800 mm, Canon EOS 5D Mark IV; Komposit aus Belichtungszeiten von 1/320 s bis 1,3 s bei ISO 800.
Mond
1 5 Bernd Flach-Wilken aus Wirges/Westerwald
setzte einen 125-mm-Apochromaten 1:9 bei f = 1.200 mm ein, dazu eine Pentax KP (APSC). Um 05:38 Uhr MEZ belichtete er 0,6 s bei ISO 400.
1 6 Zwei Mondfinsternisse im Vergleich von Bernd Gährken. Links: der Mond am 27.07.2018 in Erdferne,
nur etwa 29' groß. Rechts: der Mond in Erdnähe am 21.01.2019, etwa 34' groß. In beiden Fällen wurde eine identische Optik verwendet, ein 180-mm-Teleobjektiv an einer Canon EOS-M.
1 7 In Michigan / USA herrschten zur Finsternis -22 Grad C! Axel Mellinger nutzte einen 200-mm-Newton mit f/4 (Vixen) und seine alte Canon T2i.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 111
Ergebnisse der Mars-Opposition
1 8 Werner Probst war auf der 1.500 m hohen Hochrindl in Kärnten. Der verfinsterte Mond stand über der 2.308 m hohen
Falkertspitz. Canon 5D MkII und Vixen Polarie, 24-mm-Objektiv bei Blende 5,6 und ISO 2000. Der Mond wurde 30 s belichtet, danach eine weitere 90-sekündige Belichtung für den Vordergrund. Kurze Zeit später rief die Arbeit ...
112 | Journal für Astronomie Nr. 70
1 9 Im Westerwald war es bei -10 Grad C wunderbar klar und wind-
still. Andreas Rörig nutzte einen Newton 200 mm/800 mm und eine Canon EOS 600D. Von seiner Dachsternwarte aus belichtete er um 06:38 Uhr MEZ 8 s bei ISO 100.
Mond
2 0 Diese schöne Sequenz wurde aus einem noch umfangreicheren Tableau
herauskopiert. Klaus Völler setzte in Marburg ein Celestron 11 Hyperstar ein, dazu eine Canon 70Da. Die Aufnahmen während der Totalität wurden etwa 5 s bei ISO 100 belichtet.
2 1 Um über die Nebeldecke im Donautal zu gelangen, fuhr
Hans Gerhard Weber nach Zinsenzell in den Bayerischen Wald. Bei -13 Grad C setzte er ein RC-Teleskop 150 mm/900 mm ein und belichtete mit einer Nikon D3300da 1 s bei ISO 800.
2 2 Hubert Hermelingmeier von der ostwestfälischen Privatsternwarte Boker Heide erlebte die Finsternis recht intensiv.
Diese Zeichnungen fertigte er an einem Refraktor 100 mm/600 mm bei 40-facher Vergrößerung an.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 113
Mond
2 3 Mit einem IPhone S6 und Celestron-Handklemme
fotografierte Olaf Marhenkel durchs 24-mm-Nagler-Okular eines 14-Zoll-Dobsons. Empfindlichkeit und Belichtungszeit sind (dank Apple, lt. Autor) nicht zu bestimmen.
2 4 Eine simple Methode: Torsten Güths setzte per Baader-
Klemme eine Sony DSC-RX100 an das 32-mm-Okular eines Achromaten 80 mm/600 mm (= afokale Projektion). Bei ISO 800 wurde um 05:46 Uhr MEZ 2 s belichtet. Sättigung und Rot wurden etwas zurückgenommen, um sie dem visuellen Anblick anzugleichen.
2 5 Jürgen Linder (Durmersheim) fotografierte um 06:41
Uhr MEZ mit einer Canon EOS 1300D an einem Celestron 8 mit Alan-Gee-Telekompressor (f = 1.260 mm). Bei ISO 400 wurde 10 s belichtet.
114 | Journal für Astronomie Nr. 70
2 6 Die totale Mondfinsternis, aufgenommen von Uwe Petzl kurz
vor der maximalen Verfinsterung um 06:10 Uhr MEZ in Kefferhausen (Eichsfeld, Thüringen). Canon EOS 7D Mk II mit Astro-Professional 127 mm/820 mm, Fotostativ von Berlebach mit AYO-Montierung. Belichtung 1/2 s bei ISO 8000.
Ergebnisse der Mars-Opposition
2 7 Um 06:51 Uhr, schon in der Dämmerung nach dem dritten Kontakt, entstand dieses Bild von Christoph Kaltseis aus
Sarleinsbach (Oberösterreich). Teleskop: 95-mm-Apochromat (Baader) mit f = 560 mm, Nikon Z7, 4 s bei ISO 400 belichtet.
2 8 Um 06:12 Uhr, zur Mitte der Finsternis, stand der Mond unweit des offenen Sternhaufens M 44 im Krebs.
Canon 6D mit 85-mm-Objektiv, Blende 2,8, ISO 1000, 23 Aufnahmen je 1 s belichtet ohne Nachführung. Aufgenommen in Stuttgart von Sven Melchert.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 115
Mond
2 9 Auf seiner Sternwarte Pelmberg
im österreichischen Mühlviertel fotografierte Rudi Plohberger den total verfinsterten Mond um 05:46 Uhr MEZ mit einem 7,1-Zoll-Apochromaten bei f/6,6. Mit einer Canon 40D wurde 5 s bei ISO 1600 belichtet.
3 0 Der Mond ist schon weit aus dem Kernschatten der Erde gewandert. Johann Spuling nahm ihn um 07:33 Uhr MEZ vom Stativ aus über der
Friedenseiche von Hofgeismar / Hombressen auf. Optik: 1:5,6/120 mm, Canon EOS 60D, Belichtungszeit 2,5 s bei ISO 640.
116 | Journal für Astronomie Nr. 70
Mond
3 1 Totalität um 06:07 Uhr MEZ, auf-
genommen von Peter Remmel mit einem 6-Zoll-Maksutov bei f/10 (Intes Alter Micro 603) auf EQ6-Montierung. Kamera war eine Canon EOS 6D, Belichtung 4s bei ISO 4000.
3 2 Karl Heinz van Heek verfolgte
die Mondfinsternis auf seinem Balkon mitten in Aachen. Dieses Bild entstand um 06:28 Uhr MEZ. Nikon D750, Objektiv Sigma AF 150-600 mm f/5,0-6,3 auf Stativ, belichtet 0,77 s bei ISO 500 und Blende 6,3.
3 3 In der verschneiten
Hocheifel bei Hollerath nahm Werner E. Celnik den teilverfinsterten Mond über blinkenden Eiskristallen auf der Schneeoberfläche auf. Aufnahme um 06:30 Uhr UT mit Canon 5D MkII und Objektiv 1:1,4/20 mm, 1/15 s belichtet bei ISO 3200 und Blende 1,4.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 117
Ergebnisse der Mars-Opposition
3 4 Auf der EXPO-Sternwarte Melle sah Rainer Sparenberg die Mondfinsternis neben dem 1,12-m-Newton.
Canon EOS 6D, 20-mm-Objektiv, um 07:09 Uhr MEZ, 20 s belichtet bei Blende 2,2 und ISO 3200.
3 5 Der verfinsterte Mond über Frankfurts Skyline, von einer Mainbrücke aus fotografiert kurz nach
der Totalität um 06:56 Uhr MEZ. Hermann von Eiff setzte eine Canon 6D mit Objektiv EF 24-105 mm f/4L IS USM ein. Bei 105 mm Brennweite, Blende 8 und ISO 400 betrug die Verschlusszeit 2 Sekunden.
118 | Journal für Astronomie Nr. 70
Ergebnisse der Mars-Opposition
3 6 Die Collage von Matthias Mahlke zeigt eine Aufnahmeserie der Mondfinsternis über dem mittelalterlichen
Mühlenturm von Zons am Rhein. Aufnahmebeginn um 04:31 Uhr MEZ, kurz vor dem Kernschatteneintritt, Mond zur Finsternismitte genau über der Mühle, Serienende um 06:55 Uhr MEZ. Canon EOS 6D, Canon EF 24-105 mm bei 50 mm und Blende 8. Belichtung von 1/250 s bei ISO 100 bis 4 s bei ISO 800. Nachbearbeitung mit Photoshop.
Journal für Astronomie Nr. 70
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Mond
Der lunare Meteoriteneinschlag vom 21. Januar 2019
- und dazu ein wenig mehr
von Peter Riepe
Mit Hilfe von Videoaufzeichnungen haben Amateurastronomen auch immer die Chance, einen kurz andauernden astronomischen Vorgang detailliert im Bild zu erfassen. Abläufe auf der Sonne oder auf den Planeten sind dafür beispielhaft. Am 21. Januar 2019 bestand während der totalen Mondfinsternis die unerwartete Gelegenheit, per Videotechnik einen Meteoriteneinschlag auf dem Mond registrieren zu können. Ein solcher Vorgang ist jedoch in wenigen Augenblicken vorbei, er dauert nur Sekunden oder gar Sekundenbruchteile. Soll ein Meteoriteneinschlag in Einzelbilder aufgelöst werden, sind sehr kurze Einzelbelichtungszeiten nötig - sehr kurz im Vergleich zur Aufleuchtdauer des Meteoriten. Aber auch die Auslesezeit der Einzelaufnahmen muss entsprechend kurz sein. So kann der Ereignisverlauf - wenn man Glück hat - durch mehrere Einzelbilder abgedeckt werden. Wer hätte aber während der Mondfinsternis vom 21. Januar 2019 mit einem lunaren Meteoriteneinschlag rechnen können?
1 Henning Schmidt aus Elmenhorst bei Rostock nahm die Mondfinsternis mit einem
80-mm-Refraktor (Skywatcher Esprit 80 ED) und einer Videokamera QHY 183C auf. Belichtungszeit des Einzelbildes eine Sekunde. Die Ausschnittsvergrößerung zeigt den zufällig eingefangenen Einschlag etwas größer.
Moonblinks auf der unbeleuchteten Mondseite sind schon lange bekannt. Zu solchen visuellen Sichtungen gab es aber nie Bestätigungen durch andere Mondbeobachter, denn die Wahrscheinlichkeit einer zufälligen Parallelbeobachtung ist einfach zu gering. Eine Ausnahme mag das Ereignis von Canterbury vom 18. Juni 1178 gewesen sein. Fünf Mönche dieses englischen Klosters waren Zeugen, als die Sichel des zunehmenden Mondes ,,scheinbar explodierte". Jack Hartung schlug 1976 in der Septemberausgabe der Zeitschrift Meteoritics vor, dass es sich um einen Einschlag gehandelt haben könnte, bei dem möglicherweise der Krater Giordano Bruno entstanden sei [1].
In neuerer Zeit entstand die Idee, den Mond regelmäßig auf Einschläge hin zu überwachen [2]. Beweggrund: Aus der
lunaren Einschlagsrate ergeben sich auch Rückschlüsse auf die terrestrische Trefferquote. Heute gibt es tatsächlich Überwachungsstationen für lunare Einschläge. Seit 2006 läuft in den USA das ,,Lunar Impact Monitor Program" der NASA [3]. Damit konnten zwischen 2006 und 2014 etwa 300 Einschläge verzeichnet werden, der hellste davon am 17. März 2013. Weiterhin gibt es in Südspanien am Observatorium von Sevilla seit 2009 das Projekt MIDAS (Moon Impacts Detection and Analysis System). Zwei Teleskope von 360 mm und eines von 280 mm Öffnung sind mit einem Videosystem gekoppelt, für das eine eigene Software vorliegt. Am Abend des 11. September 2013 verzeichneten spanische Astronomen mit zwei dieser Teleskope am Westrand des Mare Nubium einen Einschlag per Video [4]. Ihren Berichten zufolge hatte der kos-
mische Brocken eine V-Helligkeit von 2,9 mag +- 0,2 mag. Das Ereignis dauerte mit dem Nachleuchten der Explosionswolke 8,3 Sekunden. Es wurde eine Aufprallgeschwindigkeit von ~61.000 km/h geschätzt, dazu eine Impaktmasse von 450 Kilogramm. Auch 2018 konnten die Spanier zwei Einschläge mit Lichtblitz aufzeichnen, als am 17. und 18. Juli der Mond von zwei walnussgroßen Körpern getroffen wurde.
Bei der totalen Mondfinsternis vom 21.01.2019 waren die Teleskope von Amateuren aus aller Welt gleichzeitig auf unseren Erdtrabanten gerichtet. Um 05:41:40 Uhr MEZ wurde videografisch an vielen Orten ein aufleuchtender Lichtblitz beobachtet. Schon kurz nach dem Ereignis trafen die ersten Meldungen ein [5, 6]. Forscher der Universität von Antioquia in
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Mond
Kolumbien fertigten nach dpa-Presseberichten [7] bereits eine Einschlagsstudie an, die in einer Fachzeitschrift veröffentlicht werden soll. Demnach kann der Meteorit bei einem Durchmesser von 30 bis 50 Zentimetern etwa 20 bis 100 Kilogramm schwer gewesen sein. Seine Aufprallgeschwindigkeit könnte etwa 47.000 Kilometer pro Stunde betragen haben. Diese große Geschwindigkeit ist unabhängig von der Masse des planetaren Brockens, denn es gibt keine bremsende Atmosphäre. Beim Aufprall selbst wird die kinetische Energie sofort in Wärmeenergie umgewandelt, eine Explosionswolke aus heißem Material blitzt auf. Diese Wolke war laut Presseberichten bereits in weniger als einer Drittelsekunde wieder verschwunden. Ob ein Krater auf der Mondoberfläche verblieben ist, war zum Zeitpunkt dieses Beitrags nicht bekannt. Vermutlich werden aber Mondsonden wie der Lunar Reconnaissance Orbiter die Einschlagsstelle schon bald genau unter die Lupe nehmen.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand: Februar 2019): [1] Canterbury-Ereignis: https://h2g2.com/edited_entry/A993297 [2] J. L. Ortiz, F. J. Aceituno, J. Aceituno, 1999: ,,A search for meteoritic
flashes on the Moon", Astron. Astrophys. 343, L57-L60 [3] www.researchgate.net/publication/225749032_The_NASA_lunar_
impact_monitoring_program [4] J. M. Madiedo et al., 2014: ,,A large lunar impact blast on 2013
September 11", Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 439, 2364-2369 [5] Video von Jordan Drake: https://imgur.com/gallery/R2voMXp [6] www.sternwarte-sankt-andreasberg.de/2019/01/22/
sensationell-meteoriteneinschlag-auf-dem-mond-waehrend-dermondfinsternis/ [7] Bericht gemäß dpa, erschienen in: www.gmx.at/magazine/wissen/ weltraum/kosmischer-schnapschuss-meteorit-schlaegtblutmond-33544408
2 Im hessischen Karben erwischte Sighard Schraebler den
Meteoriteneinschlag mit einem 12-zölligen Foto-Newton bei 1.163 mm Brennweite. Kamera war eine A7s bei ISO 400. Alle 10 s entstand ein Bild, jedes wurde 1 s belichtet. Das Ergebnis ist also ebenfalls ein reiner Zufallseinfang.
3 Auch im Harz war die Mondfinsternis gut sichtbar. Michael Koch nahm zur Einschlagszeit gerade ein Video mit einer Bildrate von 25 fps
bei ISO 6400 auf. Die Kamera Panasonic GH5S hat 4K Auflösung, das Objektiv Canon 1:4 / 500 mm wurde mit SpeedBooster 0,64x betrieben (effektive Brennweite 320 mm). Einige aus dem Video isolierte Einzelbilder zeigen die Helligkeitsentwicklung während des Einschlags. Der hier überdeckte Zeitraum lag bei ca. 0,4 Sekunden.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 121
Mond
Wie kann man Kinder und Jugendliche nachhaltig für die Astronomie begeistern?
- Unser Beitrag zur Simulation von Asteroideneinschlägen auf dem Mond
von Hubert Hermelingmeier und Meinolf Bathe
In Ergänzung zu dem Beitrag von Carolin Liefke im VdS-Journal für Astronomie 56 (2016) möchten wir die Weiterentwicklung dieses Experimentes schildern. Wir hatten unsere Beteiligung an einer MINT-Veranstaltung in Gütersloh zugesagt. Als Thema hatten wir uns schon früh für die Kraterentstehung entschieden.
Der erste Schritt war der Blick durch ein Teleskop auf ein 2 m großes Mondfoto an der Wand der Turmhalle. Den Kindern wurde erläutert, auf was sie bei der Mondbeobachtung achten sollten. Anhand von Bildern des Kraters Tycho wurden die Charakteristika einzelner Krater diskutiert. Dann stellten wir die Aufgabe, auf einer Reliefkarte von Deutschland einen Krater zu finden (das Nördlinger Ries).
Im Folgenden wurde ein Mondkrater in der in dem Bericht beschriebenen Form modelliert. Wir haben allerdings die Asteroiden aus Gießerei-Formsand geformt. Dieses Material ist mit Betonit versetzt. Es hat die Funktion eines Bindemittels. Wichtig ist auch, dass der Untergrund hart ist. Wir haben eine dünne Schicht Mehl, darüber etwas Kakaopulver und als letzte Schicht schwarzen Gießereisand auf eine Fliese gestreut, die wiederum in einer flachen Kunststoffkiste lag. Das Kakaopulver und der Gießereisand wurden mit einem kleinen Küchensieb über die Mehlschicht verteilt. Die ,,Asteroiden" hatten zunächst eine stabile Form und zerplatzten völlig beim Einschlag. Teilweise wurde das ,,Asteroidenmaterial" eben auch aus dem Krater geschleudert.
Mit diesem Experiment unterstützen wir in diesem Jahr den ATT in Essen.
1 Mondkratersimulation anlässlich der
Aktion ,,100 Stunden Astronomie" an der Schulsternwarte des Evangelischen Gymnasiums Lippstadt. Im Vordergrund die Kunststoffkiste mit der Fliese. Bildautor: Ronald Schünecke
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2 Die mit ,,Formsand-Asteroiden"
simulierte Kraterlandschaft. Bildautor: Meinolf Bathe
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AGSANDREW / GETTY IMAGES / ISTOCK; BEARBEITUNG: SPEKTRUM DER WISSENSCHAFT
Planeten
Tief im Süden: Saturnbeobachtungen 2018
zusammengestellt von Sven Melchert
Saturn stand am 27. Juni 2018 in Opposition zur Sonne, mit einer Deklination von -22 Grad 27' erreichte er wie Mars von Deutschland aus aber nur geringe Höhen über dem Horizont. Die Luftunruhe war entsprechend hoch, dazu kommt die atmosphärische Dispersion: Tief stehende Planeten zeigen im Teleskop einen deutlich Farbsaum, was mit der Verwendung eines ,,Atmospheric Dispersion Correctors", kurz ADC, korrigiert werden kann.
Was ist trotz dieser Einschränkungen auf Saturn zu beobachten? Mit einem Durchmesser von rund 40'' inklusive Ring ist Saturn etwa so groß wie Jupiter. Den Ring erkennt man bereits bei niedriger Vergrößerung. Auf dem Planetenscheibchen selbst sind im Gegensatz zu Jupiter aber kaum Wolkenbänder mit Strukturen zu erkennen. Eine Saturnbeobachtung ist daher mehr eine Ringbeobachtung, denn dort sind im Verlaufe einer Beobachtungsperiode unterschiedliche Phänomene zu sehen. Der erste Blick gilt gewöhnlich der CassiniTeilung: Um diese dunkle Lücke am äußeren Ende des Saturnrings zu erkennen, braucht man schon recht ruhige Luft. Die sehr schmale Encke-Teilung und den zarten, inneren Krepp-Ring nachzuweisen, ist den ,,Profis" unter den Amateuren vorbehalten.
Auffälliger ist der Schattenwurf des Planeten auf den Ring: In den Wochen vor und nach der Opposition kann man die sich ändernden Beleuchtungsverhältnisse beobachten. Vor der Opposition wird Saturn von uns aus gesehen von ,,links" angestrahlt, rechts hinter dem Planeten ist sein Schatten auf dem Ring zu sehen. Während der Opposition bleibt der Planetenschatten unsichtbar direkt hinter Saturn, um nach der Opposition links von ihm wieder aufzutauchen.
Mein persönliches Highlight bei dieser Saturn-Saison war aber die Dokumentation des so genannten Oppositionseffektes (auch
1 Saturn vor dem Hintergrund der
Milchstraße am Morgen des 14. März 2019. Bild: Sven Melchert
Seeliger-Effekt genannt), wenn während der Opposition die Ringe deutlich heller erscheinen als einige Wochen davor und danach.
Auch wenn Saturn derzeit tief am Himmel steht, kann man von Jahr zu Jahr die sich verändernde Neigung seiner Ringe verfolgen. Im Sommer 2017 war uns der Ring mit 27 Grad am weitesten zugeneigt; jetzt wird der Winkel wieder kleiner, bis wir im Jahr 2025 genau auf die Kante der Saturnringe sehen werden.
In diesem Sinne: Ring frei für die nächste (Saturn-)Runde!
2 Meine persönliche Saturn-Ausbeute
in der Saison 2018: sechs Aufnahmen vom 18. April bis 20. August. Refraktor LZOS 123 mm/738 mm, Baader-Zenitspiegel, Televue Powermate 4x, ZWO ADC, IRSperrfilter und Kamera ASI 290MC. Bild: Sven Melchert
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Planeten
3 Ralf Kreuels nahm Saturn am 12. Juli 2018 auf. Celestron C11,
ADC, LRGB-Aufnahme. Für den Luminanzkanal wurde eine Kamera ASI 178MM und ein 685-nm-Filter verwendet, für die Farbaufnahme die Kamera ASI 178MC plus IR-Sperrfilter.
4 Sebastian Voltmer und Bernd Gährken stellten Saturn am 19. Juli
2018 vom Gamsberg in Namibia aus nach. Am Newton-Teleskop mit 71 cm Öffnung der Internationalen Amateur-Sternwarte sammelte eine ASI-290MM-Kamera das Licht. Zwischen Teleskop und Kamera verlängerte ein Baader-FFC die Brennweite um das Vierfache, als Filter wurden neben RGB für die Farbe auch ein Methanfilter für die Luminanz verwendet. Den Filterwechsel und die Schärfekontrolle übernahm Martin Rietze. Unterhalb der hexagonförmigen Struktur am Nordpol ist ein Sturm in der Saturnatmosphäre zu erkennen.
5 Auch am 23. Juli schloss Ralf Kreuels die Kamera ans Teleskop
an, um Saturn im Bild festzuhalten. Aufnahmedaten wie Abb. 3.
6 Torsten Hansen und Robert Reitsam fotografierten Saturn am 28. Juli
2018 von La Palma aus. Der Planet stand 36 Grad über dem Horizont. Teleskop: Newton 348 mm/1.580 mm, Brennweitenverlängerung auf 6.100 mm mit 3-fach-Barlowlinse, Kamera ASI 290MM mit BaaderRGB-Filtern. Wie in Abb. 4 ist die hexagonale Struktur rund um den Nordpol von Saturn zu erkennen.
7 Am 29. Juli 2018 stand Saturn über der Farm Tivoli in Namibia in
Zenitnähe, als Werner E. Celnik und Dieter Sporenberg den Planeten mit einem Meade ACF mit 14 Zoll Öffnung beobachteten. Die Brennweite des Teleskops wurde mit einem Baader FFC auf 8.800 mm verlängert. Als Kamera diente eine QHY5III178c. Zur Verwendung gelangten neben der reinen Color-Aufnahme ein IR850- und ein Grünfilter Wratten 58A. Das Hexagon am Nordpol ist klar, der helle Sturm in der nördlichen Hemisphäre und die Encke-Teilung im Ring sind schwächer erkennbar.
8 Bernd Flach-Wilken wollte seinen Augen nicht trauen, als er am
18. August 2018 von Wirges im Westerwald aus durch sein Celestron C14 EdgeHD die komplette Cassini-Teilung in den Saturnringen sah. Flugs wurden die Kameras ASI 174 MM mit einem 685-nm-Filter für die Luminanz und anschließend die ASI 185MC mit ADC für die Farbe angeschlossen - das Ergebnis der Bemühungen spricht für sich.
9 Das letzte Bild dieser Serie zeigt die Aufnahme vom Michael Nolle
am 15. September 2018. Belichtet wurde durch ein 10-Zoll-ACF-Teleskop von Meade, die Brennweite dabei durch eine Hyperion-Barlowlinse auf 5.600 mm verlängert. Als Kamera kam das Modell ASI 120MM in Kombination mit RGB-Filtern von ZWO zum Einsatz. Deutlich ist der Schattenwurf des Planeten auf dessen Ringe zu erkennen.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 125
Radioastronomie
Radioausbrüche der Sonne zu Ostern 2018
von Jochen Pleßmann
Auf dem Weg ins Sonnenfleckenminimum, nach 10 Tagen ohne einen einzigen Fleck auf der Sonne, tauchte eine kleine, neue Sonnenfleckengruppe zu Ostern 2018 auf. Ungewöhnlich war eine nun folgende Kaskade von Strahlungsausbrüchen der Fleckengruppe im Radiobereich.
Die Abbildung 1 zeigt ein Radiospektrogramm vom 30. März 2018 über einen Zeitraum von einer halben Stunde. Das hierzu benutzte Instrument, ein sehr einfaches Radiospektrometer, besteht im Wesentlichen aus einer Breitbandantenne und einem TV-Tuner. Der Tuner durchläuft, wie beim Sendersuchlauf, ständig den aufbereiteten, gewünschten Frequenzbereich. Die empfangene Antennenspannung wird laufend über einen Wandler mit einem Computerprogramm aufgezeichnet.
In der Abbildung erkennt der Beobachter neben mehr oder weniger regelmäßigen Störungen im Spektrogramm kurz nach 08:00 Uhr UT einen hellen, vertikalen Strich und weiter um 8:16 Uhr ein wolkiges, gebogenes Objekt. Hierbei handelte es sich um Strahlungsausbrüche der Sonne im Radiobereich, die mit verschiedenen Vorgängen im Plasma der Korona in Verbindung gebracht werden.
Das erste, kurze, breitbandige Signal wird als Typ-III-Ereignis beschrieben: Über aktiven Gebieten der Sonnenoberfläche entweichen aus offenen magnetischen Feldern große Mengen schneller Elektronen. Das spätere, gebogene, wolkige Ereignis wird mit großen, hydromagnetischen Stoßwellen, die durch das Plasma der unteren Korona laufen, in Verbindung gebracht. Es wird als Typ-II-Ereignis bezeichnet, mit meist gut sichtbaren harmonischen Signalen. In der Abbildung sind die Grundschwingungen als schwache Wolke oberhalb des Bogens zu sehen.
1 Radiospektrogramm zweier Ereignisse in der Sonnenkorona am 30. März 2018.
Die Intensität der Empfangsfrequenz ist gegen die Zeit aufgetragen. Je stärker das Signal, desto höher die Intensität. Es sind relative Werte, da das Antennensignal nicht normiert ist und das durchschnittliche Signal von den Bilddaten abgezogen wurde.
Neben der optischen Beobachtung von Sonnenflecken, Flares und Protuberanzen kann unser Stern auch in anderen Bereichen des Spektrums mit Amateurmitteln beobachtet werden. Eine gute Auflistung der beobachteten Phänomene in allen Frequenzbereichen kann zeitnah vom Space Weather Prediction Center der US-amerikanischen NOAA abgerufen werden [1].
Ein weltweites Netzwerk von kleinen astronomischen Radiostationen beobachtet seit Jahren kontinuierlich die Sonne in Frequenzbereichen zwischen Kurzwelle und mehreren Gigahertz. Basierend auf den Arbeiten von Christian Monstein, dem Team der ETH Zürich und zahlreichen Enthusiasten verfolgen Amateure und Profis mit einfachen, standardisierten Empfängern
und Programmen unter dem Namen ,,Callisto", als Verbund ,,e-Callisto" genannt, 24 Stunden pro Tag die Radiostrahlung unseres Zentralsterns [2]. Ausführlicher findet man zu den Ereignissen am 30. März letzten Jahres einen Statusbericht von Christian Monstein in [3].
Als Amateurstation betreibt die WalterHohmann-Sternwarte in Essen seit November 2013 eine Empfangsanlage im Frequenzbereich zwischen 20 und 80 MHz, ein Frequenzbereich unterhalb des bekannten UKW-Rundfunkbandes. Eine Beschreibung der weitgehend selbstgebauten Anlage ist über die e-Callisto-Internetpräsenz zu finden [4]. Diese Beobachtungsanlage funktioniert seit über fünf Jahren tadellos. Wind und Wetter trotzend fordert der
126 | Journal für Astronomie Nr. 70
Spektroskopie
Zahn der Zeit im kommenden Sommer einen Austausch der Antennenabspannung und des Empfangskabels. Mit dem Beginn des neuen Sonnenfleckenzyklus mit steigenden Aktivitäten auf allen Frequenzen wird die Anlage dann sicher wieder gute Beobachtungen liefern können.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand: Januar 2019): [1] Ereignisliste des Space Weather Pre-
diction Centers: ftp://ftp.swpc.noaa. gov/pub/indices/events/ [2] C. Monstein, 2014: ,,e-Callisto, ein weltumspannendes Netzwerk aus solaren Radiospektrometern", Sterne und Weltraum 08/2014, S. 78-82,
weiter: www.e-callisto.org/ [3] Statusbericht #46 des e-Callisto Netz-
werks, www.e-callisto.org/ StatusReports/status20131116_ V0.pdf [4] Statusbericht #73 des e-Callisto Netzwerks, www.e-callisto.org/ StatusReports/status_73_V0.pdf
Spektroskopie von Galaxien
- Teil 2: Spektrale Details und Klassifikation der Galaxienkerne
von Michael König
Im zweiten Teil der Artikelserie zu galaktischen Spektren (Teil 1 erschien im VdS-Journal für Astronomie 68, I-2019, S. 88-91) möchte ich beschreiben, welche Signaturen in den erfassten Spektren benutzt werden können, um astrophysikalische Rückschlüsse auf die beobachtete Galaxie zu ziehen. Diese Verfahren zeigen auch einen historischen Rückblick, da mit deren Hilfe die spektrale Klassifikation der Galaxien zu Beginn des 20. Jahrhunderts ihren Anfang nahm. Der zur Auswertung verwendet LISA-Spektrograf wurde im ersten Teil der Serie beschrieben.
NGC 2903 Als erstes Beispiel dient NGC 2903, eine SB(s)d-Galaxie im Sternbild Leo, die mit ihrer visuellen Helligkeit von 8,8 mag bei einer Belichtungszeit von 10 min für ein Einzelspektrum ein gutes Signal/Rausch-Verhältnis liefert.
Die Abbildung 1 zeigt das Spektrum von NGC 2903, das mit dem LISA-Spektrografen gewonnen wurde, der an einer 250-mm-Astrokamera (f/5) montiert war. Benutzt wurde ein 50-m-Spalt, und es wurden 15 10-min-Einzelspektren mittels
der Software MaximDL übereinandergelegt. Dieses Verfahren entspricht bis zu diesem Schritt dem Arbeitsablauf bei der Bildbearbeitung einer herkömmlichen Astrofotografie. Die dann folgenden Schritte unterscheiden sich davon - es beginnt mit der Kalibration des erhaltenen Spektrums. Dazu wird im Spektralprofil, das als x-Achse die Pixelnummer enthält, mit Hilfe eines Kalibrationsspektrums einer Neon-Glimmlampe jeder Pixelnummer eine Wellenlänge zugeordnet. Technisch erfolgt dies durch die Auswahl passender Ne-Emissionslinien, und durch entspre-
1 NGC 2903, Spektrum vom 24.03.2018, der oben im Bild dargestellte Farbverlauf wurde aus dem Spektralprofil berechnet
(Kalibrationslinien in Rot)
Journal für Astronomie Nr. 70 | 127
Spektroskopie
2 NGC 2903, Spektrum vom 24.03.2018, Wellenlängenbereich 450 nm - 730 nm, markiert ist die Lage der Ruhewellenlängen
der [NII]-, H- und [SII]-Linien.
chende Anpassung eines Polynoms. Ich benutze hierzu die Software BASS (Windows, [1]), und erhalte eine Genauigkeit von 0,1 nm/Pixel. In der Abbildung 1 sind die Positionen der verwendeten Kalibrationslinien als rot gestrichelte Linien mit dargestellt.
Das Spektrum von NGC 2903 zeigt prominente Emissionslinien, die auf einem spektralen Kontinuum sitzen. Ein direkter Rückschluss von diesem Kontinuum auf das spektrale Kontinuum der Galaxie ist schwierig, da die Empfindlichkeiten des Spektrografen und der benutzten CCD-Kamera von der Wellenlänge abhängen. Da zudem Galaxien für die Spektroskopie, wie
im ersten Teil des Artikels beschrieben, eher lichtschwache Objekte sind, liegt der Fokus nicht so sehr auf dem Kontinuum, sondern auf den spektralen Signaturen, d.h., man sucht nach Absorptions- oder Emissionslinien.
Den stärksten Fluss besitzt die HEmissionslinie, die auch Beiträge der [NII]-Emissionslinien enthält (verbotene Übergänge werden in eckigen Klammern geschrieben und besitzen eine sehr geringe Übergangswahrscheinlichkeit). Da die spektrale Auflösung des verwendeten Spektrografen nicht besonders hoch ist, sind diese Linien nicht aufgelöst. Die [NI-
I]-Linie, deren Ruhewellenlänge bei 654,8 nm liegt (Abb. 2), ist nur als kleine Welle im linken Flügel der H-Linie (656,3 nm) zu sehen. Die [NII]-Linie mit der Ruhewellenlänge bei 658,4 nm ist gut identifizierbar. Weiter rechts im Spektrum sieht man dann die zwei [SII]-Emissionslinien. Man sieht hieran auch gut das Beobachter-Dilemma: Würde man ein Gitter mit mehr Linien/Millimeter wählen, ergäbe sich formell eine höhere Auflösung, d.h., einzelne Anteile dieses [NII]-H-[NII]Linienverbundes wären spektral getrennt, jedoch würde sich dann das Licht im Spektrum auf einen größeren Bereich verteilen, die Folge wäre eine Reduzie-
Tabelle 1
NGC 2903 - Messung der Emissionslinien (Spektralprofil aus Abb. 2)
Emissionslinie
[NII] H [NII] [SII] [SII]
Wellenlängen-Messung/nm
657,74 659,71 672,95 674,45
Ruhewellenlänge/nm
654,8 656,3 658,4 671,6 673,1
Delta/nm
z
c . z / (km/s)
1,44
0,0022
637
1,31
0,0020
576
1,35
0,0020
582
1,35
0,0020
580
% 550 km/s
-15,8 % -4,6 % -5,8 % -5,5 %
128 | Journal für Astronomie Nr. 70
Spektroskopie
3 NGC 2782, Spektrum vom 24.02.2017, Wellenlängenbereich 450 nm - 730 nm, markiert ist die Lage der Ruhewellenlängen
der H-, [OIII]-, [NII-], H-, [SII]-Linien.
rung des Signal-zu-Rausch-Verhältnisses. Die Linie ließe sich damit kaum oder gar nicht mehr vom Rauschen unterscheiden. Die Gitterkonstante von 300 l/mm des hier verwendeten Gitters, liefert meiner Erfahrung nach einen guten Kompromiss zwischen Auflösung und Belichtungszeit, da die vorgestellten Linien (H, [NII], [SII]) zur Untersuchung jedes Galaxienspektrums für den ersten Analyseschritt benutzt werden.
Die spektrale Auswertung erfolgt durch Anpassung eines Gaußschen Linienprofils und liefert für jede Linie eine gemessene Wellenlänge, die man mit der Ruhewellenlänge vergleicht. Aus dieser Verschiebung kann auf die relative Geschwindigkeit der Galaxie geschlossen werden. Zuvor erfolgt eine baryzentrische Korrektur, die die Bewegung der Erde um die Sonne kompensiert. Hat man die Möglichkeit, mehrere Spektrallinien zu vermessen, so können diese Werte gemittelt werden und reduzie-
ren den Fehler der Geschwindigkeitsmessung. Für NGC 2903 sind die Messungen in der Tabelle 1 eingetragen, der Mittelwert der Fluchtgeschwindigkeit liegt bei 583 km/s und weicht damit nur um ca. 6% vom Literaturwert (550 km/s) ab ([2] NASA Extragalactic Database).
Die Emissionslinien in NGC 2903, allen voran die H-Linie, sind charakteristisch für eine Aktivität im Galaxienkern, die auf zentrale Haufen mit jungen, heißen Sternen
Tabelle 2
NGC 2782, Messung der Emissionslinien (Spektralprofil aus Abb. 3)
Emissionslinie
H [OIII] [OIII] [NII] H [NII] [SII] [SII]
Wellenlängen-Messung/nm
490,22 500,07 504,86
661,79 663,82 677,34 678,55
Ruhewellenlänge/nm
486,1 495,9 500,7 654,8 656,3 658,4 671,6 673,1
Delta/nm
4,12 4,17 4,16
z
0,0085 0,0084 0,0083
c . z / (km/s)
2.529 2.509 2.479
% 2.538 km/s
0,4% 1,1% 2,3%
5,49
0,0084
5,42
0,0082
5,74
0,0085
5,45
0,0081
2.496 2.456 2.550 2.415
1,7% 3,2% -0,5% 4,8%
Journal für Astronomie Nr. 70 | 129
Spektroskopie
zurückgeführt wird, die eine HII-Emission hervorrufen. In den Katalogen werden solche Galaxien auch den ,,Aktiven Galaxien" zugeordnet, bei NGC 2903 findet man in der NASA Extragalactic Database (NED) die Klassifikation ,,HII". Diese Signatur ist quasi der Eintritt einer Galaxie in die große Familie ,,active galactic nuclei" (AGNs).
Es ist anzumerken, dass man diese Aktivität von der einer ,,starburst"-Galaxie unterscheiden sollte. Auch hier zeigt sich in den Spektren die prominente HII-Emission. Meist ist dies aber auf die Wechselwirkung mit einer anderen Galaxie zurückzuführen, die eine Sternentstehung induziert, die 100mal stärker ist als im normalen Zustand. Dies ist meist eine Phase, die sich auch nicht nur auf den Galaxienkern beschränkt.
NGC 2782 Mit der zweiten Galaxie, NGC 2782, die hier betrachtet werden soll, wird ein weiteres Mitglied dieser Familie untersucht. Diese SAB(rs)a-Galaxie steht im Luchs und ihre visuelle Helligkeit beträgt 11,6 mag. Für die Gewinnung des Spektrums wurde der LISA-Spektrograf (mit 50 m Spaltbreite) an einen 14-Zoll-Hypergrafen montiert, die Belichtungszeit eines Einzelspektrums wurde auf 30 min erhöht. Die Abbildung 3 zeigt das gemittelte Spektralprofil mit insgesamt zwei Stunden Integrationszeit. Zur Kalibration wurde wieder eine Ne-Glimmlampe benutzt.
Die Vorgehensweise bei der Analyse ist analog zu der bei NGC 2903 und beginnt mit der Vermessung der [NII]-, H-, und [SII]-Linien. Neu dabei im grünen Spektralbereich sind die H- und [OIII]-Linien. Da deren Wellenlängen weiter auseinanderliegen als die der H- und [NII]-Linien und damit keine Linienüberlagerung gegeben ist, liefern die Messungen geringere Einzelfehler. Die baryzentrische Korrektur für die Beobachtung im Februar beträgt -12 km/s. Die Daten zu den vermessenen Emissionslinien sind in der Tabelle 2 eingetragen. Aus der Wellenlängenverschiebung und der Ruhewellenlänge ergibt sich das Verhältnis z. Auch hier mittelt man und erhält aus den
Einzelmessungen eine Fluchtgeschwindigkeit von 2.491 km/s für NGC 2782. Im Vergleich zum Literaturwert von 2.538 km/s ([3] NASA Extragalactic Database) ist dieser Wert nur wenig geringer. Die Genauigkeit bei der Bestimmung der Linienlage liegt bei +- 0,1-0,2 nm, woraus sich +- 45-90 km/s errechnen.
Bei NGC 2782 handelt es sich um eine Seyfert-2-Galaxie, also einer Untergruppe der Aktiven Galaxien. Diese Klassifikation geht auf den amerikanischen Astronomen Carl Keenan Seyfert zurück, der in den 1940erJahren die Spektren der hellen Galaxienkerne untersuchte. Die festgestellten Linien von Wasserstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Helium und Schwefel sind Indikatoren für diese Klasse. Schon damals fiel Seyfert auf, dass er anhand der Linien die Galaxien in zwei Gruppen einordnen konnte: Typ 1, mit breiten Linienkomponenten, deren Breite einige 1.000 km/s erreichen kann, und einem Typ 2, der nur schmale Linienbreiten aufweist, die max. bis 1.000 km/s messen.
Dabei zeigen die verbotenen Linien nur geringe Linienbreiten, da sie nur in sehr dünnem Gas entstehen. Die breiten Linien der erlaubten Übergänge der angeregten Atome setzen dichtes Gas voraus und lieferten den Ansatz für die astrophysikalische Deutung. Dem Standardmodell der aktiven Galaxien zufolge blicken wir als Beobachter bei den Seyfert-1-Galaxien über den Staubtorus hinweg ins Zentrum und sehen den inneren Bereich der Akkretionsscheibe, die das supermassive Schwarze Loch umgibt. Durch diese Beobachtungsrichtung tragen sowohl die weiter entfernte, so genannte ,,NLR" (narrow line region), als auch die dicht über der Akkretionsscheibe befindliche Region namens ,,BLR" (broad line region) mit ihren charakteristischen Linienbeiträgen zum Spektrum bei.
Bei Seyfert-2-Galaxien blickt man seitlich auf die Akkretionsscheibe und der umgebende Staubtorus versperrt den direkten Einblick, man sieht somit keine BLR-Linienbeiträge. Die Typenunterscheidungist also nicht diskret und variiert mit dem Blick-
winkel, so hat Donald Osterbrock Zwischentypen 1.5 bis 1.9 definiert, die nur bei einigen Linien breite Linienbeiträge zeigen.
Das Verhältnis der Flüsse der Linien H und [O III] 5007 wird auch zur feineren Klassifikation herangezogen. Bei Seyfert-1.5-Galaxien liegt der Wert zwischen 1,3 und 2, bei Seyfert-2-Galaxien liegt er im Bereich von 2 bis 5. Aus dem NGC-2782Spektrum ergibt sich ein Verhältnis von etwa 2, es definiert NGC 2782 gerade noch als Seyfert-2-Typ.
Den Lesern, die schon Erfahrungen mit der Spektroskopie sammeln konnten, wird das NGC-2782-Spektrum vielleicht bekannt vorkommen. Die Seyfert-Linienstruktur ist auch charakteristisch für Planetarische Nebel, insb. gilt dies für die starken Beiträge der erlaubten Linien des Wasserstoffs und des Heliums und für die verbotenen Linien des Sauerstoffs, des Stickstoffs und für die weniger intensiven verbotenen Linien des Schwefels.
Ausblick Die folgenden Teile der Artikelserie werden sich den ortsaufgelösten Spektren von Galaxien widmen. Im dritten Teil wird dabei untersucht, wie sich die Emissionslinien entlang des Spaltes verändern, der über den Galaxienkern gelegt wird.
Literaturhinweise und Internetlinks (Stand 29.1.2019): [1] BASS-Software: https://uk.groups.
yahoo.com/neo/groups/astrobodger/ info?guccounter=1 [2] NASA-NED-Daten NGC 2903: https:// ned.ipac.caltech.edu/byname? objname=NGC2903 [3] NASA-NED-Daten NGC 2782: https:// ned.ipac.caltech.edu/byname? objname=NGC2782
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Spektroskopie
Das ganze Spektrum in einem Schuss
(Teil 1)- Echelle-Spektroskopie für Amateurastronomen
von Thomas Eversberg
Echelle-Spektrografen eröffnen Sternfreunden viele neue Möglichkeiten für faszinierende Messungen. Aber was kann man damit wissenschaftlich erreichen? Und sind Instrumente von der Stange der beste Weg [1]?
Die Spektroskopie ist das Paradepferd wissenschaftlichen Erkenntnisgewinns. Wir wüssten ohne spektroskopische Messungen weder wie die Sonne ihre Energie erzeugt noch wäre uns die kosmologische Struktur des Universums bekannt. Kurz: Ein Verständnis unserer Welt wäre unmöglich. Mit Spektrografen für Amateurastronomen kann dieses zentrale Werkzeug auch an sehr kleinen Fernrohren eingesetzt und damit echte Forschung betrieben werden. Die Bürgerwissenschaft, auch ,,Citizen Science" genannt, ist prinzipiell also zumindest in der Stellarastronomie an vorderster Front angekommen: Amateure müssen sich nicht mehr auf die Auswertung bereits online zur Verfügung gestellter Daten beschränken, sondern können selbst aktive Wissenschaft betreiben (Abb. 1). Professionelle Astronomen sprechen deshalb bereits von einer neuen Ära in der astronomischen Forschung.
Interessanterweise begegnen aber selbst erfahrene Amateurastronomen der Spektroskopie mit großem Respekt: Viele nehmen sie als komplex, wenig verständlich und schwer durchführbar wahr. Auf die nötigen Instrumente trifft das jedoch nicht zu, denn kleine Spektrografen sind lediglich eine Anordnung optischer Elemente von der Stange. Im Selbstbau sind sie sogar recht preisgünstig - schon eine CCD-Kamera kostet deutlich mehr. Indes, spektroskopische Messungen und die Reduktion und Interpretation der Daten sind durchaus anspruchsvoll und bedürfen eines signifikanten Arbeitsaufwands und einer permanenten Lernbereitschaft. Wer aber schließlich
1 Viele Doppelsternsysteme lassen sich nur mit Hilfe von Spektrografen durch die
Doppler-Verschiebungen ihrer Spektrallinien identifizieren. Ein Echelle-Spektrograf bietet dabei den entscheidenden Vorteil, dass er einen extrem breiten Wellenlängenbereich in hoher Auflösung abbildet - und somit viele verschiedene Linien zur Messung von Radialgeschwindigkeiten genutzt werden können (Hintergrundbild: Wikimedia Commons - zur freien Verfügung, Inset: Th. Eversberg)
ein gewisses Niveau erreicht, spielt plötzlich in einer Liga mit der professionellen Wissenschaft.
Ein zentrales Problem astronomischer Forschung stellen die begrenzten Beobachtungszeiten an größeren Teleskopen dar - vor allem, wenn physikalische Effekte nur in längeren Zeiträumen erkennbar werden. So kann es vorkommen, dass Wissenschaftler kurzfristige Helligkeitsschwankungen bei Sternen messen, wie sie durch Sternwinde, kurzperiodische Doppelsterne, Magnetfelder oder Pulsationen verursacht werden. Das bedeutet dann aber noch nicht, dass diese Schwankungen nicht auch langfristigen Änderungen unterworfen sind, wie sie bei einigen anderen Sterntypen bekannt sind. Allerdings arbeitet kein Profiastro-
nom Monate bis Jahre für Daten eines Objekts, um dann nur eine einzige Publikation zu schreiben. Deshalb sind in diesen Fällen Amateursternwarten besonders gefragt. Seitdem sich die Spektroskopie in der Amateurszene etabliert hat, wurden zahlreiche Messungen auf Profiniveau durchgeführt und deren Ergebnisse auch professionell veröffentlich.
Die Entwicklung erhielt in den letzten Jahren einen weiteren Schub, da nun auch so genannte Echelle-Spektrografen von Amateuren für kleine Fernrohre gebaut wurden und fertige Geräte im Amateurmarkt erhältlich sind. Gegenüber den weiter verbreiteten Standard-Spektrografen, die auf den jeweils zu nutzenden Spektralbereich eingestellt werden müssen, liegt hier der
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Spektroskopie
Vorteil eines Echelle-Spektrografen: Er kann ohne bewegliche Teile und in einer einzigen Aufnahme das gesamte visuelle Spektrum eines Zielobjekts aufnehmen - und das in sehr hoher Auflösung. Die Abbildung 2 zeigt dies an einem Echelle-Spektrum des Be-Sterns zeta Tauri, aufgenommen vom Amateur Joan Guarro Flo mit seinem Selbstbau-Echelle in Barcelona.
Auf den ersten Blick scheint es sich um ein Spektrum niedriger Auflösung zu handeln. Tatsächlich zeigen die beiden Wellenlängenausschnitte, dass es sich um ein hoch aufgelöstes Echelle-Spektrum handelt, welches verschiedene atomare Linien simultan abbildet. Somit können mehrere Spektrallinien und ihre Erzeugungsorte und -prozesse gleichzeitig untersucht werden. Es eröffnen sich also interessante Einsatzmöglichkeiten zur Untersuchung stellarer Effekte, die dem Amateur bisher verschlossen blieben. Die folgenden Beispiele sollen den großen Wert der Echelle-Spektroskopie für die astronomische Forschung aufzeigen.
Die Umgebung eines Sterns bestimmen Wenn man mit einem Echelle-Spektrografen gleichzeitig viele Effekte in unterschiedlichen Atomlinien beobachten kann, hat das unter anderem direkte Konsequenzen für die geometrische Interpretation von Sternumgebungen, insbesondere, wenn sie Material durch Sternwind abwerfen, wie das massereiche Sterne tun: Die Anregungsenergien der Linien im Spektrum eines Sterns erlauben Rückschlüsse darauf, welche Temperaturen das sie erzeugende Gas hat. Und weil die Sternwindtemperatur, vereinfacht gesagt, mit dem Abstand vom Stern abnimmt, hat man damit einen Messparameter für die lokale Sternumgebung.
Auf diese Weise untersuchen Astronomen Be-Sterne wie zeta Tauri, aber auch O- und Wolf-Rayet-Sterne, die sich evolutionär aus O-Sternen entwickeln. Diese Giganten besitzen bis zu 100 Sonnenmassen und leuchten Millionen mal heller als die Sonne. Dadurch entwickeln sie einen extremen Sternwind, der rund eine Milliarde Mal stärker ist als der Sonnenwind. Bei Wolf-Rayet-Ster-
nen ist der Wind bis zu einer Distanz von etwa zwei Sternradien vom Zentralgestirn sogar optisch dick - ihre Photosphäre ist also unsichtbar. Seit rund 30 Jahren ist nun bekannt, dass O-Sterne spiralförmige Windstrukturen aufweisen. Diese gehen aus heißen Flecken höherer Leuchtkraft hervor, von denen der Sternwind mit höheren Geschwindigkeiten ausgeht. Durch die Rotation des Sterns kollidieren die lokal schnellen Windregionen bei Überschallgeschwindigkeit (rund 2.000 Kilometer pro Sekunde) mit dem ,,langsamen" Wind, was spiralförmige Dichteerhöhungen des Windplasmas erzeugt. Vor einiger Zeit entdeckten Astronomen solche Strukturen auch bei Wolf-Rayet-Sternen, jedoch nur über relativ kurze Zeiträume (Abb. 3). Deren Spiralen erstrecken sich hinunter bis zur Photosphäre. Deshalb ist es möglich, sie spektroskopisch als Sonde durch die undurchsichtige zentrale Windregion rund um den Gasriesen zu nutzen: Erscheinen die Strukturen in verschiedenen Elementlinien in gewissen periodischen Abständen, so lassen sich Informationen über die Rotation des Sterns, die Position heißer Flecken
2 Echelle-Spektren können den gesamten optischen Wellenlängenbereich in einer Aufnahme abbilden
(Bild: mit freundlicher Genehmigung durch Joan Guarro Flo)
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Spektroskopie
und eventuell sogar über das Sterninnere gewinnen.
Allerdings nehmen solche Messungen viel Beobachtungszeit in Anspruch und erfordern eine zeitlich lückenlose Überwachung des Objekts. Deshalb schlossen sich im Jahr 2013 sechs Profi- und vier Amateursternwarten aus der ganzen Welt zusammen, um den Wolf-Rayet-Stern WR 134 simultan zu beobachten [2]. Der untersuchte Stern steht im Sternbild Schwan und ist rund acht Magnituden hell. Somit konnten ihn schon sehr kleine Teleskope spektroskopisch vermessen - und das sogar in urbanen Gegenden: Und so kam es, dass Dong Li in der 13-Millionen-Einwohner-Metropole Tianjin an seinem Celestron C11 vom Dach seines Wohnhauses umgeben von Wolkenkratzern unter einem unmöglichen Seeing (Abb. 4) zusammen mit Grant Hill am 10Meter-Keck-Teleskop auf Hawaii Daten für diese Messungen lieferte. Beide trafen sich dann als Koautoren der entsprechenden Publikation.
3 Wolf-Rayet-Sterne sind überaus massereich und erzeugen einen starken Sternwind,
der nahe am Stern optisch dicht ist. Um einige dieser Objekte lassen sich spiralförmige Windstrukturen beobachten, die entstehen, wenn schnelle Windanteile eines rotierenden Sterns mit den langsameren bei Überschallgeschwindigkeit kollidieren. (Grafik: Th. Eversberg)
Aus den aufgenommenen Spektren ermittelten die Forscher die Positionen charakteristischer Linien und trugen sie über die Zeit auf. Eine periodische Verschiebung einer Linie hin zu kleineren und größeren Wellenlängen entspricht dann aufgrund des Dopplereffekts einer Rotation des Sterns mit derselben Periode. Überraschenderweise ließen die Messergebnisse auf nur zwei Spiralstrukturen im Sternwind schließen. Eine genauere Analyse der Daten ergab, dass diese um etwa 90 Grad in der Länge und um rund 50 Grad in der Breite getrennt waren. Der Einsatz mehrerer Echelle-Spektrografen in der Kampagne ermöglichte es außerdem, diese Effekte auch in Linien mit unterschiedlichen Anregungsenergien zu beobachten - also bei verschiedenen Temperaturen. Daraus konnten die Forscher, wie oben erklärt, die Ausdehnung der Spiralen auf mindestens 30 Sternradien bestimmen. Zudem zeigten sie, dass diese Strukturen in einen turbulenten, geklumpten Wind eingebettet sind und etwa 40 Tage lang existieren, also für rund 18 Rotationen (Abb. 5). Ob die Strukturen zyklisch kommen und
4 Sogar in einer städtischen Umgebung mit extrem viel Streulicht und extrem
schlechtem Seeing sind noch verlässliche spektroskopische Messungen möglich: Der Amateurastronom Dong Li beobachtete auf seinem Hausdach in der chinesischen 13-Millionen-Einwohner-Stadt Tianjin einen Wolf-Rayet-Stern mit seinem Spektrografen. (Bild: mit freundlicher Genehmigung durch Dong Li)
gehen, konnten die Astronomen allerdings nicht herausfinden - selbst die ausgedehnte Beobachtungszeit von 120 Tagen war dafür zu kurz. Radialgeschwindigkeiten ganz genau messen Eine weitere Besonderheit von EchelleSpektrografen ist deren hohe Genauigkeit
bei der Messung von Radialgeschwindigkeiten. Diese beschreiben die Bewegung eines astronomischen Objekts, z.B. eines Sterns, entlang der Sichtlinie zum Beobachter.
Astronomen bestimmen die Radialgeschwindigkeit über den Dopplereffekt: Demnach entspricht eine Verschiebung
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Spektroskopie
5 Um den Wolf-Rayet-Stern 134, den eine Kampagne aus Profi- und Amateurastronomen untersuchte, existierten zu diesem Zeitpunkt
zwei spiralförmige Windstrukturen (s. Grafik rechts). Diese wanderten an unterschiedlichen Breiten durch den Sternwind, wie die versetzten Schwingungen in der Helium-II-Linie bei 5411 Ångström zeigen (links) [3]. (Bild: Th. Eversberg)
von Absorptionslinien in einem Spektrum hin zu kleineren Wellenlängen einer Bewegung des vermessenen Objekts auf uns zu und umgekehrt (Blau- und Rotverschiebung). Ein Standard-Spektrograf mit hoher Auflösung bildet aber bei jeder Messung nur ein schmales Spektrum mit wenigen Linien ab, die gemittelte Radialgeschwindigkeiten liefern. Erst der Echelle-Spektrograf ermöglicht es, einen breiten Wellenlängenbereich von vielen hundert Ångström bei gleichzeitig hoher Auflösung aufzunehmen. So stehen bei der Messung hunderte, manchmal gar tausende Spektrallinien zur Verfügung, was den Fehler der berechneten Radialgeschwindigkeit statistisch extrem verringert: Die Genauigkeit verbessert sich nämlich mit der Wurzel aus der Anzahl gemessener Linien. Wertet der Beobachter also statt nur einer Atomlinie gleich 900 aus, so kann er die zugehörigen Radialgeschwindigkeiten 30-mal genauer bestimmen.
Aus diesem Grund sind Echelle-Spektrografen gefragt, wenn es bei Messungen auf hohe Präzision besonders ankommt, zum Beispiel bei Doppelsternen und Exoplaneten. So wurde der erste Planet außerhalb des Sonnensystems um den Stern 51 Pega-
si mit dem Echelle-Spektrografen ELODIE am 1,93-Meter-Teleskop des Observatoire de Haute-Provence entdeckt, indem rund 5.000 Absorptionslinien analysiert wurden! Allerdings spielte in diesem Fall nicht nur der Spektrograf eine entscheidende Rolle: Erst die stabilisierenden Maßnahmen an der eingesetzten Fiberoptik und die Instrumentenkontrolle durch eine permanente interne Kalibration inklusive thermischer Stabilisierung ermöglichten die Entdeckung.
Literaturhinweise: [1] Th. Eversberg, K. Vollmann, 2014: ,,Spectroscopic Instrumentation - Funda-
mentals and Guidelines for Astronomers", Springer Praxis Books, Berlin, S. 212 [2] Th. Eversberg, 2013: ,,Einem Wolf-Rayet-Stern auf den Zahn gefühlt. Ergebnis-
se einer Langzeitkampagne von Amateuren und Profis", Sterne und Weltraum 1/2013, S. 68-75 [3] E. J. Aldoretta et al., 2016: "An extensive spectroscopic time series of three Wolf-Rayet stars - I. The lifetime of large-scale structures in the wind of WR 134", Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 460, p. 3407-3417
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Sternbedeckungen
Die Fachgruppe Sternbedeckungen aktuell
von Eberhard H. R. Bredner
Im VdS-Journal für Astronomie 68, S. 101, hatten wir zu einem Wettbewerb (BAST: Beobachtung aktueller Sternbedeckungen) aufgerufen. Die ersten beiden Durchgänge hatten einen holprigen Start. BAST I während der Mondfinsternis am 21. Januar fand wenig Mitwirkende, die, soweit die Bedingungen günstig waren, sich ganz auf das Fotografieren des Phänomens beschränkten. Die Bilderstrecke in dieser Ausgabe zeigt das deutlich. Während der Laufzeit von BAST II hatten wir oft sehr schlechte Bedingungen vom Wetter her, mir persönlich gelangen deshalb auch nur wenige Messungen. Wie weit Beobachter erfolgreich waren, lässt sich noch nicht absehen.
Wie immer beschreibt Dr. Eberhard Riedel die in diesem Quartal möglichen streifenden Sternbedeckungen. Wir versuchen den Zugang zu diesen Beobachtungen zu erleichtern, indem wir für jedes Ereignis eine Kontaktperson benennen, die Ansprechpartner für eine gemeinsam organisierte Beobachtung ist. Interessenten melden sich bitte über die Mail-Adresse der Fachgruppe.
Der nachfolgende Beitrag von Bernd Gährken und Sebastian Voltmer schildert anschaulich, was der Beobachter einer streifenden Sternbedeckung so alles erleben kann. Es ist in jedem Falle unglaublich spannend und ästhetisch beeindruckend, in einer Entfernung von fast mehr als 400.000 km die Höhe von Mondbergen auf Meter genau zu vermessen. Aber es wird auch deutlich, dass diese Messungen nur dann gelingen, wenn alle Parameter - so wie sie sich aus der Vorausberechnung als notwendig erwiesen haben - peinlich eingehalten werden. Das ist in Mitteleuropa sicher einfacher als in einer afrikanischen Wüste.
Für in totalen Bedeckungen geschulte Beobachter wird es keine unlösbare Aufgabe sein ... und die Hilfe der Fachgruppe sichert den Erfolg. Als Basis für alle diese Beobachtungen läuft der Wettbewerb BAST noch das ganze Jahr: https://forum.vdsastro.de/viewforum.php?f=126
Nicht nur eine totale Mondfinsternis
- Streifende Doppelsternbedeckung im Kernschatten der Erde
von Bernd Gährken und Sebastian Voltmer
In den letzten Jahrzehnten hat die Zahl der großen Profiobservatorien stark zugenommen. Gleichzeitig hat sich jedoch die Zahl der Standorte verringert. Während im letzten Jahrhundert jedes Land nationale Observatorien hatte, die auch im eigenen Land
forschten, konzentriert sich die heutige Wissenschaft nur auf ein Dutzend Standorte, an denen meistens gleich mehrere Großteleskope stehen. Dies macht auch Sinn, denn durch die globale Vernetzung haben kurze Wege an Bedeutung verloren.
Manchmal ist aber auch der ,,Astronom vor Ort" gefragt. Das gilt für die Volksbildung, aber auch für einige Spezialgebiete, bei denen sich die Amateurastronomen stark engagieren. Meteorbeobachtungen und Sternbedeckungen liefern, vom Stand-
1 Prognose mit OCCULT von Dave Herald mit eingezeichneten Sehnen, die zeitlich der von uns gemessenen Finsternisdauer entsprechen.
Auffällig ist bei der Sehne der Station 4 der Sprung zwischen der zweiten und dritten Verfinsterung.
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Sternbedeckungen
2 Prognose für Station 4 mit GRAZPREP von Eberhard Riedel. Abweichend von der Prognose sahen wir zum Ende des Graze
eine weitere Bedeckung.
ort abhängig, unterschiedliche Ergebnisse. Das Objekt, das mit Sternbedeckungen am gründlichsten untersucht wurde, ist der Mond. Über die Sternbedeckungen kann die Form des Mondrandes bestimmt werden. Durch die Libration kommt es zu einer ständigen Änderung der Mondscheibe. Höhenmessungen sind so über den gesamten Librationsbereich möglich.
Der Mond bewegt sich mit 0,5 Bogensekunden in einer Zeitsekunde relativ zu den Sternen. Das ist, bezogen auf den Monddurchmesser, etwas weniger als 1 Kilometer. Bei einer Sternbedeckung kann man also mit einer Zeitmessung im Subsekundenbereich zugleich Strukturen im Subkilometerbereich auflösen. Je genauer, desto besser.
Der Standort auf der Erde hat dabei einen großen Einfluss. Ganz grob vereinfacht kann man mit dem Strahlensatz zeigen, dass mit einer Bewegung auf der Erde um einen Kilometer in Nord-Süd auch die Position des Sterns am Mondrand um einen Kilometer in Nord-Süd verändert wird. Im Detail ist die Berechnung sehr komplex, da es sich bei Erde und Mond um rotierende Körper handelt und auch die Höhe des irdischen Beobachtungsstandorts eine Rolle spielen kann.
Die Bestimmung des Mondrandes ist ein
Projekt mit einer mehr als hundertjährigen Geschichte. Besonders in den 50er- und 60er-Jahren kam das Thema in Mode, weil mit den ersten Atomuhren und Fotometern erstmals genaue Messungen möglich wurden. Besonders dankbar ist das Mondrandprofil in der Nähe der lunaren Pole, da es hier zu streifenden Bedeckungen kommen kann. Die Dynamik eines solchen Ereignisses mit zahlreichen flackernden Kontakten in wenigen Minuten ist auch für Laien faszinierend.
Mit der Erforschung des Mondprofils durch die Raumsonden Kaguya und LRO schien die Untersuchung des Randes über Sternbedeckungen überflüssig geworden zu sein. Dafür eröffnete sich bei der Nutzung des Mondes zur Untersuchung von Sternen ein neues Fenster. Interessant ist der Mondrand zur Bestimmung des exakten Sonnendurchmessers mit Hilfe von Sonnenfinsternissen. Bei der letzten Finsternis über den USA gab es kleine, aber signifikante Abweichungen vom Erwartungswert, deren Ursache noch geklärt werden muss [5].
Die Ergebnisse der Raumsonden Kaguya und LRO haben eine wechselnde Genauigkeit. In einigen Mondregionen gibt es zwischen den Profilen deutliche Differenzen. Man kann die Unterschiede gut sehen, wenn man in der Software OCCULT zwischen den Profilen der Sonden hin- und
herspringt. Das Profil des LRO gilt in der Szene als etwas zuverlässiger, daher wurde dies für unsere Beobachtungen verwendet. Als Ursache sind Unterschiede in der Messtechnik und in der Beobachtungsperspektive plausibel. Hier können irdische Beobachtungen die Rolle eines Schiedsrichters übernehmen. Dank der Raumsonden lässt sich der optimale Beobachtungsort für eine streifende Sternbedeckung heute auf wenige Meter genau bestimmen. Hilfreiche Programme sind dabei OCCULT von Dave Herald [1] und GRAZPREP von Eberhard Riedel [2].
Die Kombination von Mondfinsternis und Marsopposition am 27.07.2018 war der Grund für eine Reise nach Namibia. Während beide Objekte in Deutschland nah am Horizont standen, konnten sie in Namibia hoch am dunklen Winterhimmel beobachtet werden. Bei der Vorbereitung fiel auf, dass es während der Mondfinsternis im Süden des Landes eine streifende Sternbedeckung geben sollte. Der Zielstern Omicron Capricorni ist mit 5,9 mag recht hell und zudem auch noch ein Doppelstern. Ein so heller Stern sollte während einer Mondfinsternis auch mit kleinen Geräten gut nachweisbar sein und lohnte daher eine Tour in den Süden des Landes zwischen Grünau und Keetmanshoop. Es wurde ein ambitioniertes Programm aufgestellt, das mehrere Punkte umfasste:
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Sternbedeckungen
- Die Live-Übertragung der Mofi via Youtube. Die Live-Übertragung nach Deutschland war an eine gute Funkverbindung gebunden. Das Netz ist in dem dünn besiedelten Wüstenstaat nicht überall gleich gut ausgebaut. - Die Fotometrie der Totalität mit Hilfe des
nur wenige Grad entfernten Mars und - die streifende Sternbedeckung selbst. - Zusätzlich sollten nebenbei auch noch
ein paar ,,Pretty Pictures" entstehen.
Auf der Homepage der namibischen Telekom ,,MTC" befindet sich eine Karte mit den Sendestationen und ihren Reichweiten. Die Grazeline des Mondes sollte die Hauptstraße zwischen Windhoek und Südafrika nördlich von Grünau passieren. Leider war gerade dort eine bescheidene Signalstärke von ,,2G-limited" eingezeichnet. Weiter westlich sah es deutlich besser aus. Am Schnittpunkt der Grazeline mit der Sandpiste D201 sollte nach den Karten eine Signalstärke von ,,3G" möglich sein. Die optimale Position auf dieser Sandpiste wurde von Eberhard Riedel für uns berechnet. Wir machten uns frühzeitig auf den Weg und erreichten noch vor Sonnenuntergang den geplanten Standort. Das war keineswegs zu früh, denn fünf Beobachtungsstationen mussten über 500 m Weg verteilt werden. Bernd Gährken sollte die Überwachung der zwei nördlichen Stationen und Sebastian Voltmer der drei südlichen Stationen übernehmen. Damit die Stationen im kritischen Moment korrekt arbeiten konnten, war eine genaue Einsüdung wichtig. Wegen des hellen Vollmonds waren die Sterne im Sternbild Octans zum Einsüden via Polsucher aber gar nicht zu sehen. Erst kurz vor der Totalität war der Himmel ausreichend dunkel, und so wurde es stressig. Die Einsüdung gelang dann doch noch bei immerhin 4 Stationen. Doch erst wenige Minuten vor dem Graze waren alle Kameras verstöpselt und passend eingestellt. Visuell war die Beobachtung mit einem Fernglas 15 x 70 geplant, doch der Stern war damit am Mondrand kaum zu erkennen. Leichter war es direkt am Computerbildschirm, wo der Stern während der streifenden Bedeckung wunderbar vor sich hin flackerte.
3 Positionen der Stationen 1 bis 5 gezählt von Nord nach Süd. Die Abstände zwischen
den Stationen entsprechen zufällig in etwa den realen Höhendifferenzen der Mondberge. Dies liegt daran, dass der Mond zum Bedeckungszeitpunkt einen Azimut von fast genau 90 Grad hatte und sich zugleich der Mondschatten in West-Ost-Richtung bewegte. Die Angaben zur Steigung müssen daher nicht über den Horizontabstand des Mondes korrigiert werden.
- Die nördlichste Station (1) bestand aus einem 135-mm-Fotoobjektiv mit einer Watec-Kamera und einem Taschenrekorder, der das Videosignal etwa eine Stunde lang auf SD-Karte speichern konnte.
- Station 2 bestand aus einem 72-mmED-Refraktor und einer Astro-Webcam ASI 290. Die Aufzeichnung erfolgte hier per PC.
- Station 3 bestand aus einem Baader Scopos ED 66 mm/400 mm und einer ASI 1600MM.
- Für Station 4 war eine Nikon P900 auf einer leichten MDK-Nachführung von David Wemhöner aufgebaut - zum Aufzeichnen von Videosequenzen direkt auf die SD-Karte.
- Station 5 war für die Aufzeichnung und den Livestream via Smartphone an einem kleinen Newton des Typs FirstScope aufgebaut. Doch das Handysignal brach schon in der Dämmerung immer wieder ab und bei Einbruch der Dunkel-
heit war es komplett verschwunden. Die Live-Übertragung fiel dadurch aus. Ganz so schlimm war das nicht, denn in weiten Teilen Deutschlands war das Wetter gut und viele Menschen konnten die Finsternis mit ihren eigenen Augen sehen. Später stellten wir fest, dass es zu der Zeit auf dem Youtube-Kanal dennoch zu regen, leider vergeblichen Aufrufen kam.
Von den fünf Stationen lieferten immerhin vier ein Ergebnis ab. Die Zeitabstimmung sollte durch Abfilmen der Uhr eines Laptops sichergestellt werden. Leider lag die Synchronisierung der Internet-Uhr eine knappe Woche zurück und so ergaben sich bei den Zeiten Unsicherheiten. Die absolute Zeitnahme ist allenfalls auf ein paar Sekunden genau, aber die relative Zeitnahme ist davon nicht betroffen. Bei der Finsternisdauer ist die Zeitangabe über die konstante Bildrate auf Sekundenbruchteile kein Problem. Seltsamerweise passten die sauberen und
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Sternbedeckungen
detailreichen Ergebnisse von Station 3 überhaupt nicht zum Schema, so dass wir einen Mess- oder Aufnahmefehler annehmen. Diese Messung wurde daher vorerst nicht weiter untersucht, obwohl wir noch um eine Erklärung ringen, wie es sein kann, dass der Stern zu sehen ist, während er jedoch an Station 2 und 4 gerade hinter einem Mondberg lag. Eine erhebliche Anzahl von Dropped Frames und zwischenzeitliche Verzögerungen bei der Speicherung zogen wir in Betracht, doch ein merkliches Springen des Mondes stellten wir bei seiner Eigenbewegung relativ zu den Sternen in dem Video nicht fest. Jedoch ist die Gesamtlänge der Bedeckung in der Videosequenz länger als die in den Aufzeichnungen der anderen Stationen, was auf eine langsamere Abspielgeschwindigkeit hindeutet. Was wir daraus lernen: Immer doppelt checken, dass die Zeit in jedes einzelne Video bei solchen Messungen auch wirklich eingebrannt wird! Die folgenden drei anderen Stationen sind zum Glück durchgehend zeitsynchron.
- Station 1 hat eine gemessene Gesamtlänge von 116,85 s. Die Prognose lag bei 112,12 s.
- Station 2 hat eine gemessene Gesamtlänge von 125 s. Die Prognose lag bei 120 s.
- Station 4 hat eine gemessene Gesamtlänge von 189 s. Die Prognose lag bei nur 165 s.
Es scheint bei der Prognose signifikante Fehler zu geben. Um die Ursache zu ermitteln, wurden die Sehnen der einzelnen Finsternisabschnitte in die Prognose der Software OCCULT eingetragen (Abb. 1). Da an allen 3 Stationen die Finsternislänge etwas höher war als erwartet, wäre es plausibel anzunehmen, dass wir einfach etwas weiter im Mondschatten gestanden haben. Ein paar Meter würden schon reichen, denn auf der Nord-Süd-Achse lagen zwischen den Stationen 1 und 4 nur 300 Meter! Dass eine so geringe Wegstrecke bei einer streifenden Sternbedeckung einen so großen Unterschied bei den Zeiten bewirken kann, war schon eine faszinierende Erfahrung!
dass diese Erklärung allein nicht ausreicht. Station 1 war ohne Auffälligkeiten und durch minimale Parallelverschiebung ließ sich eine plausible Grazeline finden.
Doch um für Station 2 eine brauchbare Lösung zu erhalten, muss das vorgegebene Profil korrigiert werden. Entweder ist der Berg beim 1. Kontakt etwas zu niedrig oder das Tal beim 4. Kontakt etwas zu flach.
Noch etwas größere Abweichungen zwischen Prognose und Realität gab es am Standort 4. Die 2-sekündige Verfinsterung zwischen 3. und 4. Kontakt hätte es nach der Prognose in Occult gar nicht geben dürfen. Wenn man die Sehne bis zu diesem Berg verschiebt, müsste die Anzahl der Kontakte zum Finsternisende stark zunehmen, was jedoch nicht beobachtet wurde.
Auch mit GRAZPREP gibt es keine eindeutige Lösung. Dort müsste die Sehne für Station 4 soweit nach Süden verschoben werden, dass die fehlenden Kontakte 9 und 10 noch ermöglicht werden. Die Lücke zwischen Kontakt 2 und 3 würde sich dann aber schließen und das dort gesichtete Tal wäre weg.
Als Fazit kann man sagen, dass beide Programme leicht widersprüchliche Prognosen lieferten, die beide nicht perfekt zur Realität passten. Doch das ist Jammern auf
allerhöchstem Niveau, denn noch vor wenigen Jahren wären so exakte Prognosen gar nicht denkbar gewesen. Die Programme sind eine tolle Hilfe bei der Standortsuche und den Autoren gebührt Dankbarkeit für ihr großes Engagement!
Streifende Bedeckungen bleiben also auch im 21. Jh. spannend. Doch selbst wenn sich dies im Laufe des Jahrhunderts ändern sollte, bleibt die Faszination des Naturereignisses wohl immer erhalten.
Internetlinks (Stand 28.1.2019): [1] Software Occult: www.lunar-
occultations.com/iota/occult4.htm [2] Software Grazprep: www.grazprep.
com/ [3] B. Gährken, Homepage: www.astrode.
de/reisen/reisen18c/namib2018g3. htm [4] S. Voltmer, Homepage: www. astrofilm.com [5] E. H. R. Bredner, 2018: ,,IOTA/ES basic observations with a small telescope", Vortrag ESOP-Tagung, www.astrode. de/reisen/reisen18c/esop18.htm
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Die Untersuchung im Detail zeigte aber,
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Sternbedeckungen
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2019
von Eberhard Riedel
Die Monate August und September bieten gleich fünf wirklich sehenswerte und einfach zu beobachtende 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 fünf Streifungen finden am unbeleuchteten nördlichen Mondrand in ausreichendem Abstand zum hellen Mondterminator statt. Der Mond ist jeweils abnehmend, so dass alle Ereignisse in die 2. Nachthälfte fallen.
Karte mit den Grenzlinien der 5 Streifungsereignisse
Ereignis 1: 27.08.2019 Am frühen Morgen des 27. August zieht ab 04:25 Uhr MESZ die nur noch zu 15% beleuchtete Mondsichel mit ihrem Nordrand am 7,0 mag hellen Stern SAO 79216 vorbei. Die Streifung ist auf einer Linie von Düsseldorf über Dortmund, Hamm, Gütersloh, Celle und Parchim bis nach Greifswald zu sehen.
Die Abbildung 1a zeigt für die Länge 10 Grad Ost, dass die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie mit Minutenangaben) den mittleren Mondrand (weiß gepunktet), für den die geografische Breite der Streifung berechnet ist, um 04:27:43 Uhr MESZ gerade berührt. Zu sehen ist aber auch, dass es an dieser Beobachtungsposition wegen des abgesenkten Mondterrains zu keiner Sternbedeckung kommen wird. Die roten Begrenzungslinien geben vor, wie sich, bedingt durch die Mondparallaxe, die scheinbare Sternbahn verschiebt, wenn man die vorausberechnete Position um 3.000 m nach Norden bzw. Süden verlässt (jeweils senkrecht zur Richtung der Streifungslinie).
In dieser Grafik ist das Mondrandprofil in 6-facher Überhöhung dargestellt, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind. Beobachter auf verschiedenen Stationen erleben somit sehr verschiedene Kontaktzeiten. Einen weiteren Einfluss auf die zu beobachtenden Kontakte hat auch die Höhe des Beob-
achtungsortes, für die die aufzusuchende Beobachtungsposition korrigiert werden muss (zur Software s.u.).
Die Abbildung 1b zeigt die voraussichtliche Situation bei einer Ablage von 2.600 m südöstlich der mittleren Streifungslinie. Dort kommt es zwischen 04:26:34 und 04:29:05 Uhr MESZ zum achtmaligen Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns.
Journal für Astronomie Nr. 70 | 139
Sternbedeckungen
SAO 79216 ist ein sehr weiter Doppelstern, dessen 2. Komponente mit nur 10,4 mag knapp 4 Minuten vor dem Hauptstern total vom Mond bedeckt wird. Dessen Sichtung erfordert aber ein genügend lichtstarkes Fernrohr.
Das Verschwinden und Wiedererscheinen der Hauptkomponente am Mondrand dürfte jeweils schlagartig erfolgen. Nicht selten wurden jedoch bei Sternbedeckungen durch den Mond neue Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wäre dann ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.
Ereignis 2: 19.09.2019 Am frühen Morgen des 19. September bedeckt der zu 79% beleuchtete abnehmende Mond den 6,1 mag hellen Stern SAO 93327. Die Streifungslinie zieht sich über Köln, Bad Salzuflen, Neustadt am Rübenberge und Wismar bis nach Rostock. Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2 verdeutlicht die Situation bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost. Da erneut auf der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Zentrallinie keine Kontakte zu sehen sein werden, wurde diese Grafik für eine Position 2.100 m weiter südlich gerechnet. Bei dieser Position können zwischen 02:02:36 und 02:04:32 Uhr MESZ 18 und mehr Kontakte erwartet werden.
1 a Die scheinbare Sternbahn von SAO 79216 (blauweiß gestrichelte Linie) bei
Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie, mit 6-facher Mondhöhendehnung, rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
Das Mondrandprofil ist erneut in 6-facher Überhöhung dargestellt. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 3.000 m von der dargestellten Streifungslinie an.
SAO 93327 ist ein enger Doppelstern. Visuell werden die Kontakte mit dem Mondrand aber schlagartig erfolgen. Erst eine Videoaufzeichnung dürfte das nacheinander erfolgende Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns auflösen.
Ereignis 3: 20.09.2019 Für Frühaufsteher auf einer Linie von Mönchengladbach über Düsseldorf, Velbert, Soest und Paderborn nach Berlin bietet der
1 b Die scheinbare Sternbahn von SAO 79216 mit 6-facher Mondhöhendehnung 2.600 m
weiter südöstlich, rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
Morgen des 20. September eine sehenswerte Streifung des 6,1 mag hellen SAO 93777. Der Mond ist zwar zu 70% beleuchtet, aber der Abstand zum hellen Terminator ausreichend groß, so dass auch eine kleinere Optik reicht.
Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Sternbahn auf 10 Grad östlicher Länge bei einer Breite, die um knapp 300 m von der für das mittlere Mondniveau vorausberechneten Linie nach Süden verlagert ist. Von dieser Beobachtungsposition aus verschwindet der Stern hinter mehreren kleinen Mond-
hügeln innerhalb von knapp 40 Sekunden mindestens 5-mal nacheinander. Die roten Begrenzungslinien deuten den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 1.000 m von der dargestellten Streifungslinie an. Das Profil ist in diesem Fall 12-fach überhöht abgebildet. SAO 93777 ist ein Dreifachsystem. Die Vorhersage ist für die beiden Hauptkomponenten gerechnet, die sehr nahe beieinanderstehen und sich visuell nicht auflösen lassen. Die 3. Komponente mit einer Helligkeit von 9,6 mag steht ca. 4 Bogensekunden weiter nördlich und wird nicht bedeckt.
140 | Journal für Astronomie Nr. 70
Sternbedeckungen
Ereignis 4: 23.09.2019 Am frühen Morgen des 23. September ist der Mond nur noch zu 39% beleuchtet und bedeckt auf einer Linie von Neustadt an der Weinstraße über Bad Kissingen und Leipzig bis Lübben (Spreewald) den 7,3 mag hellen Stern SAO 78774.
Auf der vorausberechneten Linie wird es erneut nicht zu Kontakten kommen. Notwendig ist daher ein Ausweichen um mindestens 800 Meter nach Süden.
Die Abbildung 4 zeigt die Streifungssituation 1.824 Meter von der vorausberechneten Breite Richtung Süden entfernt bei einer Länge von 10 Grad Ost, wo es ab 02:31 Uhr MESZ innerhalb von gut 3 Minuten zu 14 Kontakten und mehr kommen kann. Die roten Begrenzungslinien zeigen hier den Versatz der scheinbaren Sternbahn in einem Abstand von +- 3.000 m von der mittleren Streifungslinie an. Das Mondrandprofil ist 6-fach überhöht dargestellt. SAO 78774 ist nicht als Doppelstern bekannt.
2 Die scheinbare Sternbahn von SAO 93327, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
Ereignis 5: 24.09.2019 Trotz der geringen Sternhelligkeit vom 8,6 mag ist die streifende Sternbedeckung von SAO 79794 am frühen Morgen des 24. September im mittleren Fernrohr leicht zu beobachten und sehenswert. Der Mond ist nur noch zu 28% beleuchtet, aber auch wegen des großen Winkelabstandes zum Terminator wird die Beobachtung durch die hellen Mondstrukturen in keiner Weise beeinträchtigt. Die Bedeckungslinie verläuft südlich Lörrach, nördlich Tuttlingen, südlich Ulm, Günzburg, Ingolstadt, Kelheim.
Die Grafik ist für eine Länge von 10 Grad Ost gerechnet und lässt erkennen, dass erneut wegen tiefliegender Mondrandstrukturen auf der vorausberechneten Grenzlinie keine Bedeckung stattfindet. Die roten Begrenzungslinien im Abstand von +- 2.000 Metern deuten an, wie weit man nach Süden wandern muss, um das mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns verfolgen zu können. Die Grafik zeigt den Versatz der scheinbaren Sternbahn um 1.900 Meter nach Süden. Die Profilhöhen sind
3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 93777, 12-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 1 km
6-fach gedehnt dargestellt. Zwei Minuten lang kann an dieser Position ab 04:52:46 Uhr MESZ jeweils zehnmal oder mehr das Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns zu sehen sein.
Allgemeines Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters (LRO), 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 erwarten-
Journal für Astronomie Nr. 70 | 141
Veränderliche
de Sternbahn grafisch in verschiedensten Vergrößerungen dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien automatisch in eine Google-Earth-Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
4 Die scheinbare Sternbahn von SAO 78774, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 3 km
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.
5 Die scheinbare Sternbahn von SAO 79794, 6-fache Mondhöhendehnung,
rote Begrenzungslinien bei +- 2 km
DSLR-Fotometrie an Vergleichssternen im Feld VV Cephei
von Wolfgang Quester
Fotos, die mit Teleskopen der Profis und auch mit kleineren von Amateuren erhalten werden, sind Augenöffner und begeistern viele Menschen. Solche Bilder sind nicht nur schön anzusehen. Sie enthalten auch quantitative, zahlenmäßige Informationen und sind ein erster Schritt, um Erkenntnisse zu gewinnen. Für uns Amateure ist die Fotometrie, also die Messung der scheinbaren Helligkeit der Objekte, eine Möglichkeit dazu. Sie begann vor Jahrhunderten mit visuellen Schätzungen, setzte sich fort mit Messungen an fotografischen Auf-
nahmen und heute sind Messungen mit elektronischen Sensoren das Gegebene. Seit Jahren sind CCD-Kameras gängige Bildempfänger in Amateurhand und nun treten digitale Kameras oft an ihre Stelle, vor allem, wenn helle Sterne gemessen werden sollen. Dazu rufen Fachastronomen gern auf, wenn sie Satellitenmessungen in extremen Wellenlängen durch Beobachtungen im optischen Bereich vom Erdboden aus ergänzen möchten.
1 80-mm-Refraktor mit
aufgesattelter Kamera
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Veränderliche
Ein Aufruf, den Veränderlichen VV Cephei während einer Bedeckung in den Jahren 2017 bis 2019 zu verfolgen, war Anlass für mich, es mit einer digitalen Spiegelreflexkamera (DSLR) zu versuchen. Seit 2016 beobachte ich ein Feld mit den Veränderlichen VV und Cephei mit einer Canon EOS 700D in den drei Farben RGB (s. z. B. [1]). Es hat einige Lehrstunden gebraucht, bis die Ergebnisse der beiden Veränderlichen vertrauenswürdig waren. Da erschien es auch plausibel, die Güte und Konstanz der benutzten Vergleichssterne zu betrachten.
Die EOS 700D wurde anfangs mit einem Olympus-Objektiv aus Analogzeiten betrieben. Damit wurden Erfahrungen gesammelt, die zum Kauf eines Canon-Objektivs von 85 mm Brennweite mit f/1,8 führten. Seit Mitte 2017 hat es sich bewährt. Die Kamera sitzt huckepack auf einem 80-mm-Fernrohr, das mit einer alten New-Polaris-Montierung den Sternen nachgeführt wird. Die Montierung wird ausreichend eingenordet, um das Feld nach Koordinaten einstellen zu können (Abb. 1). Pro Nacht werden Serien mit 10-15 Bildern aufgenommen. Wichtig ist, Belichtung und Fokus so zu wählen, dass sowohl helle als auch schwache Sterne zu brauchbaren Ergebnissen in RGB führen. Beim Fokussieren müssen die Sternbildchen auf genügend
2 Ausschnitt aus dem Feld um VV Cephei (Norden rechts). Die Sterne haben 10-15 Pixel
Durchmesser und lassen sich gut fotometrieren.
viele Sensorpixel verschmiert sein, was auf dem Kameramonitor bei jedem ersten Bild einer Serie geprüft wird. Um auch den hellen roten Veränderlichen Cephei zu erfassen, wurde die Belichtung auf ISO 200, Blende 4, 13 Sekunden eingestellt. Mit diesen Einstellungen können Sterne mit Helligkeiten zwischen 4-6 mag mit einem Signal/Rausch-Verhältnis SNR ~100 in allen drei Farben fotometriert werden. Damit liegen alle zu messenden Sterne im linearen Bereich der Kamera (Abb. 2).
Zusätzlich werden Dunkelbilder gewonnen. Auf Flats habe ich bisher verzichtet. Zum einen ist das Canon-Objektiv für Vollformat berechnet (die 700D hat den kleineren APS-C-Chip), zum anderen steht das Feld im Herbst/Winter hoch am Himmel (ca. 70 Grad ). Acht Vergleichssterne wurden gewählt (s. Tabelle 1).
Fotometriert wird mit FITSMAG 38 [2]. Das Programm kann Canon-RAW-Bilder (CR2) in FITS-Bilder umwandeln, was aber sehr lange dauert. Mit MUNIWIN [3] geht das schneller, obwohl die Farbkanäle
Tabelle 1
BVRc-Daten aus AAVSO-Photometry X16295ASF außer 25 Cep (#9). Dessen Werte stammen aus SIMBAD, das leider keine Werte für Rc liefert.
Vergleichsstern
AUID
B
V
B-V
Rc
V-Rc
ROI 2 #3 (19 Cep) ROI 3 #7 (53) ROI 4 Cep ROI 5 #9 (25Cep) ROI 6 #10 (59) ROI 7 Cep ROI 8 #6 (55) 61 bei Cep
000-BCP-881 000-BCQ-124 000-BCP-307 SIMBAD 000-BCP-607 000-BCP-877 000-BCP-370 000-BCP-223
5,19 6,52 4,81 7,010 5,80 4,63 7,04 7,42
5,11 5,35 4,29 5,741 5,86 4,29 5,52 6,08
0,08 1,17 0,52 1,269 -0,06 0,34 1,52 1,34
4,984
0,126
4,516
0,834
3,793
0,497
keine Daten
5,778
0,082
4,001
0,289
4,281
1,239
5,131
0,949
#.. sind Kennzeichnungen der Sterne in meiner privaten Liste. AUID-Nummern sind die Sternbezeichnungen der AAVSO-Datei VSX
Journal für Astronomie Nr. 70 | 143
Veränderliche
3 Die drei Diagramme stellen beispielhaft den linearen Zusammenhang der Differenzen (Kataloghelligkeit minus Rohhelligkeit) dar
sowie die sich aus der Ausgleichung ergebenden linearen Gleichungen.
4 Kataloghelligkeiten VBRc und gemessene Helligkeiten (Index ,,g") mit deren mittleren Fehlern
nacheinander konvertiert werden müssen. Es stellt die FITS-Bilder jedes Kanals in einen temporären Ordner, der sogleich in ein endgültiges Arbeitsverzeichnis kopiert werden muss.
Die RGB-Rohhelligkeiten werden auf RcVB transformiert wie in [4] beschrieben. Die Abbildung 3 zeigt beispielhafte Diagramme, die den linearen Zusammenhang der über dem Farbindex aufgetragenen Differenzen (Kataloghelligkeit minus Rohhelligkeit) darstellen.
Für VV und Cephei ist es ärgerlich, dass ihre B-V von 1,75 und 2,35 außerhalb des durch die Vergleichssterne abgedeckten Intervalls -0,06 B-V 1,52 liegen. Dieses Problem besteht für alle roten Riesensterne, weil es kaum konstante Vergleichssterne mit B-V > 1,5 gibt. Die Messungen an den
Vergleichssternen selbst sind von dieser Beschränkung natürlich nicht betroffen.
Die Abbildung 4 stellt die Katalogwerte den gemessenen Helligkeiten (Index ,,g") gegenüber. Die größten Differenzen ,,gemessen minus Katalog" treten mit grob 0,05 mag auf. Die mittleren Fehler der gemessenen Helligkeiten betragen wenige Millimag. Selbst die hellen Sterne und Cephei passen in diesen Rahmen; im G-Bereich mussten jedoch einige Ausreißer verworfen werden. Bei ungünstigen Kameraeinstellungen liegen diese Sterne doch außerhalb der Linearität des Kamera-CMOS.
Literaturhinweise und Weblinks (Stand 21.12.2018): [1] F. Walter, 2018: ,,Fortsetzung der
Beobachtungskampagne VV Cep
- Neue Erkenntnisse", VdS-Journal für Astronomie 67 (IV/2018), S. 96 [2] O. Nickel, 2018: FITSMAG 38: www. staff.uni-mainz.de/nickel/fitsmag. html [3] D. Motl: https://sourceforge.net/ projects/c-munipack [4] W. Quester, 2009: ,,Grundlagen der UBVRI-Fotometrie" in: ,,BAV Einführung in die Beobachtung Veränderlicher Sterne" 4. Aufl., BAV Selbstverlag 2009, S. 205 ff; ISBN 978-3-00-028465-6
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Veränderliche
Ausbruch der Zwergnova EG Cancri im Herbst 2018 und ein historischer Rückblick
von Klaus Wenzel
Am 05.10.2018 veröffentlichte Patrick Schmeer aus Bischmisheim über das VSNET eine Alarm-Meldung (Alert) [1], dass sich der WZ-Sge-Stern EG Cnc mit einer Helligkeit von 12,5 mag im Ausbruch befindet. Diesen Ausbruch beobachtete er visuell an einem 8-Zoll-SCT.
Weiter stand in diesem Alert, dass sich der letzte beobachtete Superausbruch dieses Objektes im Jahr 1996 ereignete. Ausbrüche dieser Art sind bei diesem Stern also sehr selten.
1 EG Cnc im
Ruhelicht (POSS II R, 10' x 10')
Bei EG Cnc handelt es sich um eine Zwergnova vom Typ WZ Sge (Weißer Zwerg mit Begleiter), mit einer Periode von 0,05997 Tagen in einer Entfernung von etwa 183 Parsec (VSX-Database). Die Ruhehelligkeit liegt etwa bei 18-19 mag.
WZ-Sge-Sterne sind eine Unterart von Zwergnovae (U-Gemini-Sterne), die Ausbruchsintervalle von mehreren Jahrzehnten aufweisen können. Der Prototyp hierfür ist, wie der Name schon sagt, der Stern WZ Sge mit beobachteten Ausbrüchen 1913, 1946, 1978 und 2001, der lange Zeit für eine wiederkehrende Nova gehalten wurde. Erst später wurde er der Klasse der Zwergnovae zugeordnet.
Historisches Am 20. September 1983 veröffentlichte der Japaner Masaaki Huruhata Beobachtungen über einen 11,9 mag hellen Ausbruch einer vermutlichen Zwergnova im Sternbild Krebs, der allerdings schon sechs Jahre zurücklag [2]. Er stieß auf diesen Ausbruch bei der Auswertung von 280 Aufnahmen, die er mit einer Kamera mit nur 50 mm Brennweite in den letzten 6 Jahren (19771983) gewonnen hatte.
Dieser erste beobachtete Ausbruch dauerte mindestens vom 12. November 1977 bis
2 Die historische Platte B1860 vom 21.12.1906 aus dem Plattenarchiv der Landes-
sternwarte Heidelberg zeigt EG Cnc mit einer Helligkeit von etwa 13,2 mag im Ausbruch. Aufgenommen wurde diese Platte von August Kopff am Bruce-Astrografen der Sternwarte auf dem Königsstuhl zur Suche von Kleinplaneten. Bildgröße 30' x 30'
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Veränderliche
zum 12. Dezember 1977 und erreichte etwa die 12. Größe. Der nächste Ausbruch ereignete sich zwischen dem 22. November 1996 und Ende Januar 1997. Hier konnten Helligkeiten deutlich über 12 mag beobachtet werden. Außerdem wurden mindestens 5 kurze Echoausbrüche bis etwa 13 mag nachgewiesen. Bei Echoausbrüchen handelt es sich um weitere kleinere, deutlich kürzere (meist nur wenige Tage dauernde) Ausbrüche nach dem Hauptmaximum. Bei machen WZ-Sge-Sternen ist es schon zu 10 und mehr solcher Echoausbrüche gekommen, andere wiederum zeigen sie überhaupt nicht. Ein kleinerer, sehr kurzer Ausbruch bis etwa 14 mag konnte um den 10. Oktober 2009 beobachtet werden.
Bei einer Recherche im Heidelberger Plattenarchiv [3] konnte ich noch zwei weitere historische Ausbrüche (1906 und 1958) entdecken. Beide Ausbrüche wurden am Heidelberger Bruce-Teleskop aufgenommen, blieben aber unentdeckt. Es sind nur Einzelaufnahmen, sie zeigen also nicht, in welcher Phase sich der jeweilige Ausbruch befand. Der Ausbruch vom 21. Dezember 1906 mit etwa 13,2 mag wurde von August Kopff aufgenommen. Diese Platte (B1680, Abb. 2) diente der Identifizierung von Kleinplaneten. Der Ausbruch von EG Cnc blieb unentdeckt. Die Platte (B 8146) mit dem zweiten Ausbruch vom 25. April 1958 wurde von Nicolaus Richter, damals Gastbeobachter aus Sonneberg, belichtet. Diese Platte diente nicht der Suche nach veränderlichen Sternen oder Kleinplaneten, sondern der Verfolgung des Kometen 1958a Burnham. Dies ist wohl die Erklärung dafür, dass dem erfahrenen Veränderlichenbeobachter dieser Ausbruch entging. Auf dieser dem Kometen nachgeführten Strichspuraufnahme ist EG Cnc deutlich heller als 12 mag und befindet sich etwa 1 Grad südöstlich des Kometen. Auch auf einer weiteren, diesmal den Sternen nachgeführten Platte (B8154, Abb. 3), die Richter 24 Stunden später belichtete, fiel ihm dieser Ausbruch nicht auf. Der Komet befand sich auf dieser Aufnahme mittlerweile 1 Grad nordöstlich der Zwergnova.
3 Der Ausschnitt der Platte B8154 vom 26.04.1958 zeigt den Kometen 1958a Burnham
etwa 20' westlich des etwa 6 mag hellen Sterns Iota Cancri als runden diffusen Nebel. Die im maximalen Ausbruch befindliche Zwergnova EG Cnc ist etwa 1 Grad südwestlich des Kometen mit einer Helligkeit von deutlich über 12 mag erkennbar. Bildgröße ca. 80' x 90'
Die bisher nachgewiesenen größeren Ausbrüche fanden demnach 1906, 1958, 1977, 1996 und 2018 statt. Wenn man davon ausgeht, dass EG Cnc etwa im Takt von 20-25 Jahren einen Superausbruch produziert, lohnt es sich vielleicht in weiteren Plattenarchiven wie z. B. Sonneberg nach einem weiteren Ausbruch zwischen 1925 und 1940 zu suchen.
Bereits zwei Tage (07.10.) nach der Alarm-Meldung konnte ich EG Cnc erstmals mit einer Helligkeit von 13,9 mag (deutlich schwächer als im Alert) aufnehmen. Doch bereits am 09.10. lag die Helligkeit schon wieder bei 12,5 mag. Nach dem Maximum am 11.10. mit 12,2 mag ging die Helligkeit langsam wieder zurück und unterschritt um den 20.10. die 16. Größe.
Der Ausbruch 2018 Nach P. Schmeers Meldung beschloss ich, EG Cnc so oft wie möglich zu beobachten, um eine Lichtkurve des Ausbruchs zu erstellen. Beobachtet wurde sowohl visuell (mit 12,5- und 16-Zoll-Newton) als auch mit der CCD-Kamera (durch 6- und 8-Zoll-Newton) in meiner Dachsternwarte in Wenigumstadt (Abb. 4). Interessant war auch, ob bei diesem Ausbruch, ähnlich wie 1996, Echoausbrüche zu beobachten sind.
Von den nun folgenden 6 Echoausbrüchen (laut AAVSO-Datenbank), die tatsächlich ähnlich wie 1996 abliefen, konnte ich immerhin drei sicher nachweisen, was bei unserem mitteleuropäischem Klima bei der Kürze dieser Ereignisse ein recht gutes Ergebnis für einen Einzelbeobachter ist (Abb. 5).
Ab Anfang Dezember fiel die Helligkeit dann kontinuierlich ab und EG Cnc unterschritt im Januar wieder die 18. Größe. Der
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Veränderliche
4 Zwei Beispiele für Überwachungs-
aufnahmen (ca. 10') von EG Cnc am 8,3-Zoll-Newton. Links: 11.10.2018, 03:35 UT, 12,45 mag; rechts: 18.10.2018, 03:03 UT, 15,9 mag
Ausbruch 2018 war damit definitiv vorbei. Vielleicht ist in den nächsten Jahren mal wieder ein kleinerer Ausbruch wie zuletzt 2009 zu beobachten, aber auf den nächsten ,,Superoutburst" werden wir wohl wieder etwa 20 Jahre warten müssen. Kontrollbeobachtungen sind in jedem Fall sinnvoll.
Literaturhinweise: [1] P. Schmeer, 2018: ,,EG Cnc in Out-
burst!", VSNET Alert 22595 [2] M. Huruhata, 1983: "A possible catac-
lysmic variable in Cancer", IBVS 2401 [3] K. Wenzel, K. Birkle, 2010: ,,Astrono-
mische Schätze heben - das historische Plattenarchiv der Landessternwarte", Sterne und Weltraum 3/2010, S. 68
5 Gesamtlichtkurve von EG Cnc während des Ausbruchs 2018 basierend auf eigenen CCD-
und auch einigen visuellen Beobachtungen des Autors in der Dachsternwarte Wenigumstadt. Nach dem breiten Hauptmaximum sind noch drei weitere kurze Echoausbrüche erkennbar, bevor die Helligkeit wieder endgültig zum Ruhelicht zurückkehrte.
4. Europäisches Veränderlichen-Treffen 2019 (EVS 2019)
Zum nunmehr vierten Mal treffen sich die europäischen Veränderlichenbeobachter. Nach Groningen 2010, Helsinki 2013 und Hamburg 2016 laden die belgischen Veränderlichenbeobachter 2019 nach Grimbergen bei Brüssel (Belgien) ein.
Vom 14. bis 15. September 2019 treffen sich Amateure, Profis und Vertreter der unterschiedlichen Veränderlichenorganisationen zum gemeinsamen Austausch, Bündelung von Projekten und Start von neuen Aufgaben.
In Vorträgen, persönlichen Gesprächen und Posterpräsentationen rückt die Veränderlichengemeinde zusammen. Alte und neue Bekanntschaften werden aufgefrischt und begonnen. Tagungsort ist die Mira-Sternwarte zu Grimbergen, nicht weit von Brüssel entfernt. Anmeldeschluss ist der 1. August 2019.
Nähere Informationen unter: www.evs2019.be oder info@evs2019.be
Dietmar Bannuscher
1 Die Mira- Sternwarte
Grimbergen, Bild: Philippe Mollet
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VdS-Nachrichten
BAV-Beobachtungs- und Urlaubswoche 2019
Auch in diesem Jahr findet die BAV-Beobachtungsund Urlaubswoche statt. Vom 24. August bis zum 1. September 2019 gestalten in dankenswerter Weise wieder BAVer um Gerd-Uwe Flechsig erneut diese Veränderlichenzeit.
Auf der VdS-Sternwarte in Kirchheim wartet Veränderlichenbeobachtung von der Pike auf: Sternauswahl, Beobachtung visuell, mit CCD, mit DSLR. Die Geräte der Kirchheimer Sternwarte können genutzt werden, natürlich kann jeder Besucher seine eigenen Instrumente mitbringen. Gemeinsames Beobachten, Übernachten, Fachsimpeln und auch Besuche der schönen, geschichtsträchtigen Städte Thüringens sind nach Gusto möglich. Der Besuch einer Profisternwarte wird angestrebt.
Die Teilnahme an der Veranstaltung ist auch tageweise möglich. Teilnehmer melden ihre Übernachtung bitte an der Sternwarte selbst an, weitere Infos erhalten sie unter fg001@me.com (Gerd-Uwe Flechsig) und über www.bav-astro.eu.
Dietmar Bannuscher
1 BAV-Beobachtungswoche 2017
an der VdS-Sternwarte Kirchheim, Bild: Guido Wollenhaupt
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr. Name
Vorname
Mitgl.-Nr. Name
21024 21026 21032 21052 21056 21059 21060 21061 21062 21063 21064 21065 21066 21067 21068 21069 21070 21071
Mohr
Walter
Dr. Schulte
Peter
Wilhelm
Hans G.
Sternwarte Bruno H. Buergel
Fender
Reinhard
Rymas
Jens-Egon
Schütze
Axel
Johannsen-Klug Peter
Sternwarte St. Andreasberg e.V.
Caspary
Jürgen
Loibl
Stefan
Mauer
Sabine
Dresbach-Runkel Marco
Fuhrmann
Hans-Peter
Liebisch
Josefine
Unger
Frank Lothar
Schneider
Eva
Grobe
Heinrich
21072 21073 21074 21075 21076 21078 21079 21080 21081 21082 21084 21085 21086 21089 21090 21091 21092 21093
Behler Hoffmann Kind Lübzer Land e.V. Bindel Frehse Müller Opalka Bornemann Pfannebecker Rottorf Bathe Kalb Reck Braun Reinhard Barsch Lewalski-Brechter
Vorname
Tobias Katja Jonas
Frank Uwe Jan Stefan Hartmut Bernhard Terence Meinolf Friedhelm Alexander Karl-Heinz Mathias Thomas Norbert
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Einladung zur 34. VdS-Tagung und VdS-Mitgliederversammlung
von Sven Melchert, VdS-Vorsitzender
Liebe Sternfreundinnen und Sternfreunde, der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. lädt Sie sehr herzlich zur 34. VdSTagung und VdS-Mitgliederversammlung vom 18. bis 20. Oktober 2019 ein. Zur Tagung wird wieder ein umfangreiches Vortragsprogramm geboten, an dem alle Interessierte teilnehmen können. Die Mitgliederversammlung der VdS ist den Mitgliedern des Vereins vorbehalten.
Dieses Jahr findet die Tagung nach langer Zeit (München, 1997) wieder einmal im südostdeutschen Raum statt. Die VdS folgt damit der freundlichen Einladung der Sternfreunde Dieterskirchen [1]. Veranstaltungsort wird die Schwarzachtalhalle [2] in Neunburg vorm Wald [3] sein - etwa 50 km nördlich von Regensburg im östlichsten Teil des Oberpfälzer Seenlandes nahe der Grenze zu Tschechien. Möglichkeiten zur Übernachtung finden Sie rechts.
Das Wochenende beginnt mit einem gemütlichen Beisammensein am Freitagabend. Am Samstag wird das Tagungsbüro in der Schwarzachtalhalle ab 9 Uhr geöffnet sein. Die VdS-Tagung startet um 10 Uhr, am Vormittag finden Vorträge der VdS-Fachgruppen für Amateurastronomen statt. Von 12 bis 13:30 Uhr ist Pause zum Mittagessen. Ab 13:30 Uhr findet die Mitgliederversammlung der VdS statt, Gelegenheit zum Austausch bietet die anschließende Kaffeepause. Ab 16 Uhr dann der zweite Teil des Vortragsprogramms mit astronomischen Themen für die Allgemeinheit, den der öffentliche Abendvortrag eines Fachreferenten um 18 Uhr abrunden wird. Ab 19:30 Uhr besteht die Möglichkeit zum gemeinsamen Abendessen vor Ort.
Am Sonntag kann ab 10 Uhr die Sternwarte Dieterskirchen mit ihrem Kleinplanetarium besichtigt werden, vor dem Abschied gibt es die Gelegenheit für einen gemeinsamen Imbiss.
Hinweise für VdS-Mitglieder: Sie werden bis Anfang September eine persönliche Einladung erhalten. Die satzungsgemäße Einladungspflicht ist mit diesem Beitrag bereits erfüllt. Anträge zur Mitgliederversammlung sind laut Satzung bis spätestens sieben Tage vor der Mitgliederversammlung - das ist der 12. Oktober 2019 - schriftlich an den Vorstand zu richten (siehe Adresse der Geschäftsstelle im Impressum).
Unterkunft
Preis
Gasthof Sporrer Jobplatz 9 92431 Neunburg vorm Wald www.gasthof-sporrer.de
EZ: ab 46,- DZ: ab 78,-
Panorama-Hotel
EZ: ab 55,-
Gütenland 22
DZ: ab 78,-
92431 Neunburg vorm Wald
www.panorama-hotel-am-see.de
Landhotel Neunburg Pfalzgrafenweg 1-3 92431 Neunburg vorm Wald www.landhotel-neunburg.de
EZ: ab 59,- DZ: ab 79,-
Landhotel Birkenhof
EZ: ab 117,-
Hofenstetten 55
DZ: ab 181,-
92431 Neunburg vorm Wald
www.landhotel-birkenhof.de
Wir freuen uns auf eine informative, abwechslungsreiche und unterhaltsame VdS-Tagung vom 18. bis 20. Oktober!
Internetlinks: [1] www.sternwarte-dieterskirchen.de [2] www.schwarzachtalhalle.de [3] www.neunburgvormwald.de
Kollerhof Poggersdorf 4 92431 Neunburg vorm Wald www.kollerhof.de
EZ: ab 59,- DZ: ab 79,-
Alle Preise inkl. Frühstück
Journal für Astronomie Nr. 70 | 149
VdS vor Ort/Portrait
Mein astronomisches Leben
von Michaela Müksch
1953 kam ich mit 11 Jahren in ein Internat mit Gymnasium in der Eifel. Ich zog in ein winziges Einzelschlafzimmer direkt unterm Dach ein. Viele Nächte lang schwang ich mich - sportlich wie ich war - durch die Dachluke aufs Dach und schaute sitzend auf einer Schornsteinfeger-Bank in den Sternhimmel. Schnell lernte ich mit Hilfe einer alten Sternkarte, die ich in der Bibliothek des Internats fand, die Sternbilder kennen. Gleichzeitig fand ich ein altes Buch über Astronomie. Nach zwei Jahren holte mich meine Großmutter aus dem Internat.
Da ich schon sehr früh als Kind begeistert gebastelt habe, warf ich Puppen, Autos und alles andere Spielzeug in den Papierkorb und bekam dafür von meiner Großmutter ein kleines Fernrohr mit Papp-Röhrchen, Objektivlinse und Okular geschenkt. Dazu bastelte ich mir eine parallaktische Montierung aus Holz. Mein erstes Objekt war nicht der Mond, sondern der Andromeda-Nebel.
Meine Großmutter war derart begeistert von meinen Interessen, dass sie mir um 1960 meinen heute noch vorhandenen 110-mm-Newton-Spiegel von Kosmos mit parallaktischem Stativ und Nachführung schenkte (Abb. 1). Jetzt legte ich so richtig los. Gleich baute ich die Kamera mit 200 mm Teleobjektiv meines Vaters an dieses Fernrohr und fotografierte den Andromeda-Nebel, damals auf Ilford-Kleinbildfilm. Paralell dazu hatte ich mir ein kleines Fotolabor in einer Abstellkammer eingerichtet. Ich fotografierte ein Sternbild nach dem andern, oft mehrfach, und stellte bei etlichen Sternen Helligkeitsveränderungen fest. Damit war mein Interesse für Veränderliche geboren, das bis heute anhält.
Die Fotografie wurde nur Mittel zum Zweck. Fotografie war nie mein eigentliches Hobby. Nach einem freiwilligen Sozialen Jahr begann ich noch eine Mechaniker-Lehre. Im Rahmen dieser Ausbildung schweißte ich
150 | Journal für Astronomie Nr. 70
1 110-mm-Kosmos-Spie-
gel auf EQ-Montierung mit Tele-Xenar 50/200 und Fadenkreuz-Beleuchtung (Selbstbau)
3 Spitz-Rolldach des
300-mm-Lichtenknecker (LK)-Cassegrain 1965
2 300-mm-LK-
Cassegrain mit fotoelektischem Fotometer 1965
4 EQ-Tracker mit Kamera
1:2,8/50 mm, Sucher und Steuerung in beiden Achsen, 1970/80iger-Jahre in Kamerun und Tanzania
5 Kuppel des
LK-CassegrainNewton (Richtg. Süden), 20072013
für meinen neuen 90 mm/1.200 mm-Refraktor eine parallaktische Gabelmontierung zusammen. Danach begann ich mein Studium der Geodäsie und Astronomie 1964 an der Universität Bonn und beendete dieses 1969 mit dem Diplom in Vermessungswesen, jedoch ohne Abschluss in Astronomie. Immerhin hatte ich Astronomie volle acht Semester belegt mit den Schwerpunkten Fotometrie/ Spektrometrie, Radioastronomie und Sternatmosphären.
Ein Freund meines Vaters, der meine Interessen in Astronomie bewunderte, finanzierte mir meinen 30-cm-Cassegrain-Newton-Spiegel von Lichtenknecker (Abb. 2), den ich auf einer schweren parallaktischen Montierung, die ich einem pensionierten Lehrer aus Landshut für 1.000 DM abgekauft hatte, in einer Hütte mit Rolldach montierte, nahe einem Basaltlava-Steinbruch in der Eifel (Abb. 3).
Nach dem Einbau des Spiegelsystems in einen Gittertubus begann ich mit dem Bau eines lichtelektrischen Fotometers mit einem
VdS vor Ort/Portrait
1P21-Photomultiplier nach dem amerikanischen Buch ,,Photoelectric Photometry for Amateurs, 1964". Die Stabilisierung der 1.000-Volt-Dynoden-Spannung unter Feuchtigkeit war eine besondere Herausforderung. Immerhin konnte ich einige Veränderliche damit beobachten.
Ich beobachtete nicht nur Veränderliche, sondern auch Sternbedeckungen durch den Mond, deren Vorhersagen ich von NOAA in Form von Computer-Ausdrucken bekam. Dazu baute ich eine Zeitschreiberanlage mit einem Zeitzeichenempfänger für WWV/ WWVH-Zeitzeichen, gekoppelt mit einer Küchenuhr, deren Ticker fotoelektrisch über die Unruhe zusammen mit den Zeitzeichen aufgezeichnet wurden, und zwar auf der Trommel eines mit einem Plattenspielermotor angetriebenen Schreibers. Damit war eine Synchronisation von Uhr und Zeitzeichenempfängersignalen möglich.
1968/69 gelang mir mit einigen amerikanischen Sternfreunden zusammen die Entdeckung der Nova Vulpeculae.
6 300-mm-LK-Cassegrain-Newton auf Gabelmontierung
(Selbstbau), 2013
Journal für Astronomie Nr. 70 | 151
VdS vor Ort/Portrait
7 Links: 250-mm-Newton auf
Skywatcher EQ6-R in Rollhütte (Richt. Norden), 2013-2018
Nach mehreren Jahren Arbeit in der Fotogrammetrie, Fernerkundung und GIS als Systemanalytikerin und Programmiererin in einem Computerzentrum, verpflichtete ich mich für mehrere Jahre in der Entwicklungshilfe in Kamerun und Tanzania. Die Sternwarte hatte ich zwischenzeitlich komplett abgebaut und die Gerätschaften eingemottet. In den beiden Ländern war ich als Dozentin für Vermessungswesen, Fotogrammetrie, und Fernerkundung an zwei Ingenieurschulen tätig. Meine beiden Kinder gingen dort in die Internationale Schule. Hier lernte ich den südlichen Sternhimmel kennen und begann auch hier wieder, Veränderliche zu beobachten und zu fotografieren. Dazu hatte ich einen EQ-Tracker aus den USA besorgt, an dem ich besagte Kleinbildkamera u.a. mit dem oben erwähnten 200-mm-Teleobjektiv montierte (Abb. 4).
8 Oben: 150-mm-Vixen-Cassegrain mit Grism-Spektrograf
auf Bresser EQ5 in Rollhütte (Richt. Norden u. Osten), 2013-18
Dann kamen mehrere Auslandstätigkeiten, u. a. mit UNDP in Projekten der Fernerkundung, GIS und Computer-Kartografie. Im Rahmen dieser Tätigkeiten, während derer ich nur wenig meinem Hobby nachgehen konnte, machte ich einen Phd. in Fernerkundung in den USA im Rahmen eines ,,adult-program". Im Jahr 2000 siedelte ich mit meiner Freundin - meine Kinder waren erwachsen und arbeiteten als Architektin
9 Experimentelle radioastronomische Sat.-Antenne (links) und Hornantenne auf Bresser-
EQ5-Montierung (Nord, Ost), 2013-2018
152 | Journal für Astronomie Nr. 70
Zum Nachdenken
und Designer ebenso im Ausland - nach Südfrankreich um, wo ich meine Auslandstätigkeiten bis zur Rente 2007 weiterführte.
Nachdem ich bis 2003 Umbauten im Haus und Garten vorgenommen hatte, widmete ich mich wieder meinem Hobby. Von 2007 bis 2013 baute ich eine 2,70-m-Kuppel
(Abb. 5) auf unserem Grundstück, in der ich den 300-mm-Cassegrain-Newton auf einer Selbstbau-Gabel-EQ-Montierung (Abb. 6) aufsetzte, gesteuert mit der englischen AWR-Technologies Advanced-Microstep GOTO-Elektronik für die beiden extrem starken Stunden- und Deklinationsmotoren.
1 0 Ich selbst auf der Eingangstreppe zur
Kuppel (mit meiner Katze rechts oben), 2018
Nachwuchsprobleme
von Thomas Eversberg
Ich erinnere mich, wie ich als 15-Jähriger mit meinem Mofa zu meiner Volkssternwarte fuhr, weil ich für die Astronomie brannte und dort mitmachen wollte. Vor dem Gebäude erzählte ich das einem Mitglied der Sternwarte, der mir sagte, dafür bräuchte man aber Geld. Ich drehte um und war für die Sternwarte für immer verloren. Im Februar las ich nun auf der VdS-Webseite von einem Innovationsworkshop ,,Jugendliche in der Astronomie" der Fachgruppe Astronomische Vereinigungen. Wieder wird ein Problem angesprochen und diskutiert, welches wohl die meisten Vereinigungen haben. Einige Tage später schlage ich die Lokalzeitung [1] auf und entdecke einen interessanten Artikel zu Nachwuchsproblemen in anderen Vereinen. Mit Nachwuchsproblemen oder altgedienten Karnevalisten, die an ihren Vorstandspöstchen kleben, sind die Lyskircher nicht allein. Damit haben beispielsweise auch die Kleine Innenstädter KG und die Deutzer KG Schäl Sick zu kämpfen. Die Deutzer haben ihr Veranstaltungsangebot in den vergangen Jahren schon reduziert.
,,Gucken Sie sich die Leute im Publikum und die im Vorstand an. Das ist beides die ältere Generation - und die stirbt so langsam aus. Die KG hat schon vor einigen Jahren den Generationswechsel verschlafen."
Auch in ,,meiner" Fachgruppe Spektroskopie fehlte das junge Publikum. Ein ,,Leiter" (natürlich in Rente) war der Chef, definierte die Leitlinien, organisierte die Jahrestagungen, publizierte das Fachgruppenjournal und machte alle Öffentlichkeitsarbeit - alles ganz allein. Von Partizipation keine Rede. Und das FG-Durchschnittsalter gefühlte 70. Solche ,,Zustände" finden sich auch heute noch in anderen Fachgruppen, aber auch in der Organisation der VdS und der von Tagungen, so dass der Nachwuchs i. d. R. aus Ü50-Kollegen besteht. Will man jedoch junge Astronomen motivieren, von ihrer Begeisterung profitieren und den Bildungsauftrag der VdS unterstützen, sollte man sie in Verantwortung setzen. Dass das den ,,alten Hasen" schwer fällt, liegt auf der Hand. Wer gibt schon gern Verantwortung ab und tritt in den Schatten der Scheinwerfer?
Warum komme ich hier mit Karnevalisten?! Nun, ich wohne in Köln und bei einer ,,KG" handelt es sich um eine Karnevalsgesellschaft. Doch die Parallele zur VdS ist nicht zu übersehen (es gibt noch weitere Ähnlichkeiten). Ein dortiger Vereinspräsident bringt die Sache m. E. auf den Punkt:
Weiter im Zeitungsartikel: Als ein gutes Beispiel für gelungene Nachwuchsarbeit benennt Kramp die Große Braunsfelder KG. ,,Dort haben vor einigen Jahren eine Handvoll jüngerer Leute die »Jungen Braunsfelder« gegründet, die mit finanzieller Unterstützung der KG eigene
Ausflüge, Partys und andere Veranstaltungen organisiert und inzwischen rund 60 Mitglieder hat."
Unterstützung also! Das heißt Vertrauen schenken, beraten, informell agieren und dabei Verantwortung nicht über formale Rollen definieren. Bei den Spektroskopikern hat das nach mühsamen Jahren endlich zu mehr jungen Leuten geführt. Sie werden bei Projekten begleitet, bekommen Zuschüsse zu den Tagungen und übernehmen die Webadministration und unsere Tagungsorganisation - bei Problemen helfen die alten Hasen gern.
Junge wie Alte wollen Spaß am Hobby. Und dieser Spaß kann in der Gemeinschaft nur durch Teilhabe und Verantwortung erreicht werden. Junge Leute müssen dabei ins Rampenlicht, um sich auszuprobieren, alte KollegInnen agieren besser im Hintergrund.
Literaturhinweis: [1] N. Ramme, 2019: ,,In Schieflage gera-
ten: Kölner Karnevals-Gesellschaften bekommen Säle nicht voll", Kölner Stadt-Anzeiger, 11.02.2019, www.msn.com/de-de/nachrichten/ panorama/in-schieflage-geratenk%C3%B6lner-karnevalsgesellschaften-bekommen-s%C3% A4le-nicht-voll/ar-BBTrEb9
Journal für Astronomie Nr. 70 | 153
KLEINER LÖWE
Deneb
DRACHE
PEGASUS
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
WASSE RM AN N
SCHWAN
Wega
LEIER Albireo
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
LÖWE
JUNGFRAU
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Juli 23 Uhr MESZ
SCHILD
Pluto STEINBOCK
Saturn
SCHÜTZE
Jupiter SKORPION WAAGE
Antares
WOLF
Mondphasen im Juli 2019
SÜD Mondfinsternis
Spica
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Vorschau auf astronomische Ereignisse zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune (Veränderliche Sterne), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Kleinplaneten)
Neumond 2.7.
Erstes Viertel 9.7.
Vollmond 16.7.
Letztes Viertel 25.7.
Ereignisse im Juli
02. 00:00 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
02. 20:16 Neumond, totale Sonnenfinsternis, beobachtbar in
S-Amerika, S-Pazifik
02. ab 20:57 Europa u. Schatten vor Jupiter, bis 23:26
02. 23:20 U Cep Min.-Mitte 9,1 mag, Dauer gleicher Hell. 2,3 h,
Abstieg v. 6,8 mag in rd. 5 h, zum Schluss sehr schnell
04. 06:40 Mond bedeckt Mars (1,8 mag, 3,6''), beob. in S-Asien
04. 21h
Mond 6,4 Grad NO Merkur (1,5 mag, 10,1'') u. 7,8 Grad O Mars, tief
04. 23h
Erde im Aphel
05. 06h
Mond erdnah, 32,9'
05. 22h
Mond 5,4 Grad NW Regulus ( Leo, 1,4 mag)
06. ab 21:28 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 00:17
07. 23:20 U Cep Min.-Mitte 9,1 mag, Dauer gleicher Hell. 2,3 h,
Abstieg v. 6,8 mag in rd. 5 h, zum Schluss sehr schnell
07. 23:50 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
09. 11:55 Erstes Viertel
09. 18h
Saturn (0,0 mag, 18,4'', Ring 41,8'') in Opposition zur
Sonne, Sternbild Schütze, Ringöffnung 24,4 Grad
09. ab 22:13 Europa u. Schatten vor Jupiter, bis 02:02
09. 22:45 Mond 6,5 Grad N Spica ( Vir, 1,1 mag)
10. ab 20:28 Schatten v. Ganymed vor Jupiter, bis 22:53
11. 23:40 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v. 6,2 mag
12.
max. Libration im Mond-O
12. 23:40 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
13. 21:30 Mond 8,8 Grad NO Antares ( Sco, 1,1 mag)
13. 21:30 Mond 1,5 Grad NO Jupiter (-2,5 mag, 44,5''), Sternbild
Schlangenträger
13. ab 23:14 Io u. Schatten vor Jupiter, Jupiter-Untergang
13. 23:40 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
14. 16h
Pluto (14,2 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild
Schütze
16. 03h
Mond 3,4 Grad W Saturn (0,1 mag, 18,4''), Sternbild Schütze
16. ab 19:42 partielle Mondfinsternis, Größe 0,66, Mitte 22:31,
Ende 01:20, in voller Länge beobachtbar in O- u. S-
Europa, Afrika, Naher u. Mittl. Osten
16. 22:38 Vollmond
16. 23:00 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
17. ab 21:10 Ganymed vor Jupiter, bis 23:27
18. ab 00:27 Ganymed Schatten vor Jupiter
19. 23:30 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
20. 22:10 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
21. 01h
Mond erdfern, 29,5'
21. 14h
Merkur in Konjunktion mit der Sonne
22. ab 20:23 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 22:35
25. 02:18 Letztes Viertel
25. 23:20 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
27.
max. Libration im Mond-W
28. 02h
Mond 1,6 Grad NO Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
29. ab 0h Maximum Meteorschauer der Delta-Aquariden, 40 km/s,
bis zu 25/h
29. ab 22:18 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 00:29
29. 23:50 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
30. 02h
Kleinplanet (15) Eunomia (8,5 mag) 45' S Aqr (2,9 mag),
Sternbild Wassermann
154 | Journal für Astronomie Nr. 70
ANDROMEDA DREIECK
KEPHEUS
DRACHE
JAGDHUNDE GROSSER BÄR
EIDECH SE
FISCHE Neptun
PEGASUS WASSERMANN
Deneb SCHWAN
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
Wega HERKULES
LEIER Albireo
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Arktur
HAAR DER BERENIKE
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
JUNGFRAU
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. August 23 Uhr MESZ
STEINBOCK
SCHILD
Pluto
Saturn
SCHÜTZE
WAAGE Jupiter SKORPION
Antares
SÜDWEST
SÜD
Mondphasen im August 2019
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 1.8.
Erstes Viertel 7.8.
Vollmond 15.8.
Letztes Viertel 23.8.
Neumond 30.8.
Ereignisse im August
01. 04:12 Neumond
02. 8h
Mond erdnah, 33,2'
02. 23:00 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
03. ab 20:39 Europa u Schatten vor Jupiter, bis 23:09
05. 21h
Mond 8,7 Grad NW Spica ( Vir, 1,1 mag)
05. ab 23:07 Io u. Schatten vor Jupiter
06. 23:10 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
07. 18:31 Erstes Viertel
08.
max. Libration im Mond-O
08. 04h
Beginn Merkur Morgensichtbarkeit, bis ca. 22.8.
09. 21h
Mond 7,1 Grad NO Antares ( Sco, 1,1 mag)
09. 22h
Mond 2,2 Grad NW Jupiter (-2,4 mag, 41,7'') und 7,3 Grad NO
Antares ( Sco, 1,1 mag)
10. 0h
Merkur in größter Elong. West, 19 Grad 03', Morgensichtbarkeit
10. ab 20:57 Europa u Schatten vor Jupiter, bis 23:24
11. 21:40 U Oph Min. 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 h
12. 01h
Mond 5,6 Grad W Saturn (0,2 mag, 18,1'')
12. 21h
Mond 5,4 Grad O Saturn
12. 21h
Maximum Meteorschauer der Perseiden, ganze Nacht,
59 km/s, bis zu 110/h
12. 21:00 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
13.
Kleinplanet (15) Eunomia (8,2 mag) in Opposition zur
Sonne, Sternbild Wassermann
14. 7h
Venus in oberer Konjunktion mit der Sonne, Abstand 1,3 Grad N
14. ab 19:25 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 22:48
15. 13:29 Vollmond
16. 22:30 U Oph Min. 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 h
17. 01:10 Kleinplanet (709) Fringilla (14,8 mag) bedeckt Stern
SAO 58599 (9,5 mag, Sternbild Fuhrmann) für 2,7 s,
Helligkeitsabfall um 5,3 mag, Pfad in O-Österreich
17. 12h
Mond erdfern, 29,4'
18. 22:50 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
19. 23:00 U Sge Min.-Mitte 9,2 mag. Dauer gleicher Hell. 1,6 h,
Abstieg v. 6,6 mag in rd. 5 h, zum Schluss sehr schnell
19. 23:10 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
21. ab 21:17 Io u. Schatten vor Jupiter
21. 23:10 U Oph Min. 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 h
22. ab 20:23 Ganymed Schatten vor Jupiter, bis 22:54
23. 15:56 Letztes Viertel
23. 22:30 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
23. 23:19 Algol ( Persei) Min. 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in rd. 3 h
24.
max. Libration im Mond-W
24. ab 03:44 Mond bedeckt 1 Tauri (3,8 mag), bis ca. 05:08, Zeitpunkte abh. v. Standort!
24. 04h
Mond 3,4 Grad NW Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
24. 20:40 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
27. ab 03:25 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 79216 (7,0 mag),
Linie Düsseldorf - Dortmund - Hamm - Gütersloh - Celle
- Parchim - Greifswald
27. ab 04:48 Mond bedeckt Geminorum (3,5 mag), bis ca. 05:47,
Zeitpunkte abh. v. Standort!
27. 21:40 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
29. ab 19:13 Ganymed vor Jupiter, bis 21:39
30. 11:37 Neumond
30. 17h
Mond erdnah, 33,5'
30. ab 18:55 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 21:06
30. 22:30 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
31. 21:00 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
31. g. Nacht Maximum Meteorschauer Alpha-Aurigiden, 65 km/s,
bis zu 100/h
Journal für Astronomie Nr. 70 | 155
CH WALFIS
ANDROMEDA DREIECK WIDDER
PERSEUS
Algol
Uranus
FISCHE
KASSIOPEIA
EIDECHSE
KEPHEUS Deneb
DRACHE
SCHWAN
Wega
HERKULES
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Neptun
PEGASUS WASSERMANN
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
LEIER Albireo
ADLER SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
SCHILD
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. September 23 Uhr MESZ
Fomalhaut SÜDL. FISCH
Mondphasen im September 2019
STEINBOCK SÜD
Pluto SCHÜTZE
Saturn
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.
Erstes Viertel 6.9.
Vollmond 14.9.
Letztes Viertel 22.9.
Neumond 28.9.
Ereignisse im September
01.
R Tri im Anstieg zu einem Max. am 18.10. mit 5,4 mag
o. schwächer
02. 12h
Mars in Konjunktion mit der Sonne
04. 3h
Merkur in Konjunktion mit der Sonne
05.
max. Libration im Mond-O
05. 20h
Mond 7,1 Grad W Jupiter (-2,2 mag, 38,5'') u. 6.9 Grad N Antares
( Sco, 1,1 mag)
05. 22:20 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
06. 04:10 Erstes Viertel
06. ab 19:33 Io vor Jupiter, bis 21:44, ab 20:50 mit Schatten
06. 20h
Neptun (7,8 mag, 2,4'') 32'' SW Stern Aqr (4,2 mag),
Sternbild Wassermann, Neptun-Bewegung!
08. 20h
Mond 2,8 Grad SO Saturn (0,4 mag, 17,4''), Sternbild Schütze
09. g. Nacht Maximum Meteorschauer Epsilon-Perseiden, bis zu 30/h
09. 22:40 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
10. 08h
Neptun (7,8 mag, 2,4'') in Opposition zur Sonne, Sternbild
Wassermann
10. 22:30 RZ Cas Min. 7,7 mag, rd. 2 h schneller Abstieg v. 6,2 mag
11. 22:10 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
13. 15h
Mond erdfern, 29,4'
13. 21:50 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
14. 05:33 Vollmond
15. 21:53 Algol ( Persei) Min. 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in rd. 3 h
19. ab 01:02 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 93327 (6,1 mag),
Linie Köln - Bad-Salzuflen - Neustadt am Rübenberge -
Wismar - Rostock
20. ab 05:14 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 93777 (6,1 mag),
Linie Mönchengladbach - Düsseldorf - Velbert - Soest -
Paderborn - Berlin
20. 23h
Mond 4,2 Grad O Aldebaran ( Tau, 1,0 mag)
22. 03:41 Letztes Viertel, max. Libration im Mond-W
22. ab 17:54 Io u. Schatten vor Jupiter, bis 21:20
23. ab 01:31 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 78774 (7,3 mag),
Linie Neustadt an der Weinstraße - Bad Kissingen - Leipzig
- Lübben (Spreewald)
23. 08:50 Herbstanfang, Herbsttag- und -nachtgleiche
23. 22:00 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
24. ab 03:52 Streifende Sternbedeckung Mond - SAO 79794 (8,6 mag),
Linie südlich Lörrach - nördlich Tuttlingen - südlich Ulm -
Günzburg - Ingolstadt - Kelheim
26. 04:30 Mond 4,3 Grad NW Regulus ( Leo, 1,4 mag)
26. 22:40 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
27. 03h
Mond 7,6 Grad NO Spica ( Vir, 1,1 mag)
28. 03h
Mond erdnah, 33,4'
28. 19:26 Neumond
29. ab 17:37 Europa-Schatten vor Jupiter, bis 20:11, bis 17:40 mit Europa,
ab 19:51 mit Io vor Jupiter
29. 18h
Mond 3,1 Grad NO Venus (-3,9 mag, 10,0'') u. 7,3 Grad NW Merkur
(-0,2 mag, 5,2''), tief
29. 21:50 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 h
29. 22:40 X Tri Min. 11,3 mag, rd. 1,5 h Abstieg v. 8,6 mag, weitere
Min. tägl. rd. 40 min früher
30. 22:00 RR Lyr Max. 7,1 mag, schneller Anstieg v. 8,1 mag
156 | Journal für Astronomie Nr. 70
Rezension
Tishtrya - Portrait des hellsten Sterns
von Emil Khalisi, Verrai Verlag, 2018, 206 Seiten, ISBN: 978-3-946834-50-2
Der Astrophysiker Emil Khalisi schreibt über Sirius, den hellsten Stern unseres Nachthimmels im Format einer wissenschaftshistorischen Erzählung. Sein Protagonist ist ein kleiner Junge in Südengland, der sich durch die Beobachtung eines Kometen für die Astronomie zu interessieren beginnt, sein Studium der Astronomie widmet und am Ende der Handlung ganz überraschend eine zweite Hauptrolle übernimmt. Mehr kann zu dem Inhalt an dieser Stelle aus spannungstechnischen Gründen nicht verraten werden.
So weit, so verwirrend. Die gewählten Erzählformen und der Aufbau sind nicht ganz glücklich gewählt und wirken konstruiert. Wer aber in einem einzigen Buch alles Wissenswerte über Sirius und zum Beispiel dessen gesammelte weltweite Mythologien erfahren möchte, hält eine wertvolle Sammlung in den Händen. Der Leser erfährt, dass Sirius in anderen Kulturen andere Namen erhielt, zum Beispiel Tishtrya, wie der Namen gebende Titel des Buches. Selbst antike Legenden zum Himmelshund und Sirius in Märchen werden nicht ausgespart.
Die Handlung bedient sich des ,,Ich-Erzählers" zu Beginn, und man rutscht tiefer in seinen Sessel, um der Geschichte des Jungen Andrew auf seinem Weg zu den Sternen zu folgen. Alsbald jedoch bedient sich der Autor einer weiteren Erzählform: Er lässt Owen, den Astrofreund des jungen Andrew, von dessen Reise nach Athen berichten, wo dieser einen Gelehrten trifft. Von deren langen nächtlichen, wissenschaftlichen Unterhaltungen in einer Taverne über den Stern Sirius erzählt die folgende Geschichte. Nun befinden wir uns in einer Erzählung von einer Erzählung, was das Lesen etwas weniger flüssig macht; zudem der wissenschaftliche Inhalt an manchen Stellen nicht nur einem Zehnjährigen einiges abverlangt.
Khalisi fügt der Erzählung eine weitere Person hinzu: Es handelt sich um Ismini, eine Autorin von Science-Fiction-Romanen, die sich in der Athener Taverne zu Owen und dem Gelehrten Theofanis gesellt. Auch Ismini interessiert sich für den Stern Sirius, weil sie gerade an einem Roman schreibt, der auf einem Planeten im Sirius-System spielt. Sie wünscht sich von den beiden hilfreiche Erklärungen für physikalische Fakten, die einen Flug zum und ein Leben auf diesem Planeten einigermaßen erklärbar oder glaubhaft machen ... Und dann beginnt die dritte Geschichte in der Geschichte: Ismini liest ihren Science-Fiction Roman vor.
Obendrein sind Khalisis Abhandlungen zum Almagest des Ptolemäus hochinteressant und bieten viel Hintergrundwissen. Desgleichen die Entwicklung der Forschung mitsamt ihren Wegbereitern Kopernikus, Giordano Bruno, Christiaan Huygens, Isaac Newton oder Edmond Halley, welcher als erster die Eigenbewegung der Sterne Sirius, Arktur und Aldebaran anhand des abweichenden Breitengrades in der Darstellung zum Sternenkatalog von Ptolemäus erkannte. Hier ist Khalisi in seinem Element. Auch im folgenden Kapitel ,,Wissenschaft im Umbruch" folgt man ihm geradezu vergnügt, wenn er über die Verdoppelung der Größe unseres Sonnensystems durch die Entdeckung des Uranus berichtet. Seine Begeisterung für Alexander von Humboldt, dem Forscher, ,,dem es vielleicht zum letzten Male in der Geschichte der Wissenschaft gelang, das gesamte Wissen der damaligen Zeit in einer Enzyklopädie - Kosmos - zu-
sammenzufassen": Wie wahr und wie gern folgt man dem Autor hier.
Natürlich wird die Entdeckung des Begleitsterns von Sirius sowohl in den Vorausberechnungen durch Friedrich Bessel als auch die optische Entdeckung durch Alvan Clark mit seinen Söhnen sowie Otto Struves Messungen zur physischen Beschaffenheit des Begleiters (Weißer Zwerg) nicht ausgelassen. Und auch der Mythos des ,,Roten Sirius", der sich fortwährend hält, wird ausführlich behandelt.
Das Buch ,,Tishtrya" bietet einen beachtlichen Überblick zu allen erdenklichen Fakten rund um den Stern Sirius. Die in diesem 206-seitigen Buch außerdem noch enthaltene Sience-Fiction-Erzählung liest sich unterhaltend, ansprechend und nachdenklich.
Astrid Gallus
On the Moon Again
12. - 13. Juli 2019
Aus Frankreich ist angeregt worden, an diesen Tagen weltweit mit Amateur-Fernrohren in den Straßen Passanten den Mond zu zeigen, um an die Mondlandung vor 50 Jahren zu erinnern. Einzelheiten zu dem Projekt finden sich unter der web-Adresse www.onthemoonagain.org
Eberhard H.R. Bredner
Journal für Astronomie Nr. 70 | 157
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